Физика атмосфер нейтронных звезд

Почему плотность нейтронных звезд значительно превышает плотность Солнца? Как астрофизики обнаруживают нейтронные звезды? Почему радиус звезды зависит от наблюдаемого спектра? На эти и другие вопросы отвечает доктор физико-математических наук Александр Потехин.

Вещество, которое присутствует в нейтронных звездах, часто называют веществом сверхъядерной плотности. Ядра состоят из нуклонов, нуклоны, в свою очередь, взаимодействуют друг с другом. Эта связь приводит к такому сильному отталкиванию между соприкасающимися нуклонами, что их невозможно сжать в лабораторных условиях. Гравитация в космосе с этим справляется: она сжимает недра нейтронных звезд до плотности, превосходящей в 10–20 раз плотность тяжелого атомного ядра. Как устроено такое вещество? Образуются ли в недрах свободные кварки по аналогии с ионизацией давления в обычной плазме? Когда мы сжимаем кварки, то атомы ионизируются. Происходит ли то же самое в нейтронных звездах, превращаются ли они в кварковую звезду или этого по каким-то причинам не происходит? На сегодняшний момент многое о нейтронных звездах остается неизвестным, но есть надежда получить ответы, наблюдая за их поведением, — существуют конкурирующие теории, которые объясняют названные процессы.

Поиск нейтронных звезд стал возможен с выходом в космос. Вначале телескопы были несовершенны, они не фокусировали рентгеновское излучение, необходимое для обнаружения нейтронной звезды. Первые телескопы, которые могли изучать точечное излучение, появились в 1980-е годы. Огромный шаг был сделан на рубеже тысячелетий, когда была запущена американская космическая обсерватория «Чандра» и аналогичная европейская «Ньютон». С их помощью удалось измерить тепловые и нетепловые спектры нейтронных звезд. Нетепловые образуются в магнитосфере звезды, но при известном везении и умении можно выделить и тепловую составляющую — тот спектр, который формируется непосредственно в атмосфере. В обычных звездах атмосферы протягиваются на тысячи километров, в нейтронных атмосфера имеет толщину около одного сантиметра. Это связано с малым радиусом звезды — около 10–15 километров. Тяготение нейтронной звезды на поверхности составляет величину, в сто миллиардов раз превышающую земное тяготение. Именно оно сжимает атмосферу до очень высокой плотности.

Для правильной интерпретации теплового спектра необходимо построить адекватную модель атмосферы нейтронной звезды. Такие модели создаются. В вычисленных нами спектрах мы видим процессы, связанные с атомными переходами. Наблюдения показывают, что тепловые спектры ряда нейтронных звезд имеют странные особенности. Они совсем не похожи на знакомый нам планковский спектр теплового излучения: они не гладкие — в спектре видны странные «провалы». В некоторых случаях удается описать эти «провалы» при помощи теоретических моделей атмосфер нейтронных звезд. Каким образом? Заряженные частицы подвержены влиянию сильных магнитных полей. Электроны (в особенно сильных магнитных полях, характерных для магнитаров) и протоны, совершая круговые движения в магнитном поле, начинают по-другому взаимодействовать с излучением. Это движение заряженных частиц поперек магнитного поля распределено по квантовым уровням, которые также отображаются в спектре. Низший уровень соответствует электронно-циклотронной частоте, с которой частицы вращаются в циклотроне. Последующие уровни соответствуют этой электронной частоте, умноженной в целое число раз. Существуют нейтронные звезды, в атмосферах которых видны циклотронные линии и их гармоники: «провалы» расположены не как попало в спектрах, а на равных расстояниях друг от друга. Таким образом, измеряя спектр нейтронной звезды, можно сделать определенные выводы о свойствах ее атмосферы. При сравнении теоретически рассчитанных спектров с наблюдаемыми мы получаем разные радиусы нейтронной звезды. Разный радиус соответствует разным свойствам вещества в ее недрах. Так мы можем понять, какая из существующих сегодня гипотез о строении и свойствах сверхплотного вещества в недрах нейтронной звезды соответствует наблюдениям.