комбинацию масс двух звезд, которую можно получить напрямую из исходного изменения частоты сигнала гравитационной волны. После того как ученые вычленили дополнительные эффекты и предположили, что нейтронные звезды вращаются с типичной для наблюдаемых пульсаров скоростью, они рассчитали массы. Те оказались равными 1,46 и 1,27 солнечной массы. Но Рид сказала, что пока этот метод определения масс компонентов двойной системы не особенно точный, и, хотя он “очень многообещающий, на данный момент массы радиопульсаров определены более точно”.
Другие ученые, в том числе Самая Ниссанке из Амстердамского университета, занимались наблюдением яркости килоновой, которая также позволяет определить массы, для чего нужно просто подсчитать массу, выброшенную во время слияния. Наблюдения установили верхний предел массы нейтронной звезды в диапазоне от 2,1 до 2,2 массы Солнца. Но, как сказала Ниссанке, из-за многих связанных с этим методом неопределенностей она бы “не поручилась головой” за значения масс, полученных таким образом. Килоновая, вообще говоря, порождает страшный беспорядок с большим количеством плавающего вокруг вещества.
На следующем этапе Рид, Хациоанну и другие ученые, используя сигнал гравитационных волн, подсчитали, что радиус звезд не может быть больше примерно 13,5 километра. Это значение согласуется с предыдущими рентгеновскими измерениями радиусов, а также означает, что приливы не вызвали большой деформации. Такой малый радиус помог исключить из рассмотрения самые жесткие уравнения состояния, предсказывающие существование более крупных нейтронных звезд. “Это говорит о том, что давление достаточно низкое, поэтому мы смогли исключить некоторые модели, в которых предполагалось высокое давление”, – говорит Хациоанну. Если бы звезды были крупнее, влияние приливных сил на их орбиты было бы намного сильнее. Поэтому внутреннее давление не могло их слишком сильно раздуть, хотя достаточно высокое давление по-прежнему необходимо для противостояния сокрушающим силам гравитации, соответствующим двум солнечным массам. И это позволяет предположить, что давление резко возрастает при увеличении плотности. Когда возможно будет наблюдать больше актов слияний нейтронных звезд, следующим шагом будет получение гораздо большего количества данных об их деформируемости из-за приливов. Это позволит ученым понять, как меняется радиус при изменении массы, и увидеть, какие уравнения состояния предсказывают такие же изменения радиуса.
Собираем пазл
Как только мы точно измерим массы и радиусы нескольких нейтронных звезд, мы сможем убрать нерелевантные уравнения состояния. Однако, даже если мы определим размеры звезд, мы не сумеем понять, какие частицы внутри звезды создают давление: нераспавшиеся нейтроны, свободные кварки, гипероны, сжатые каоны или что-то еще более экзотическое. Другими словами, при одних и тех же значениях массы и радиуса внутри звезды могут находиться как кварки, так и нейтроны. Если мы узнаем величину давления, это еще не будет означать, что мы узнали, из чего звезда состоит. Итак, задача будет заключаться в том, чтобы проанализировать различные варианты строения, которые способны вызвать такое давление. И тогда можно будет выбрать тот, при котором кусочки пазла сложатся друг с другом.
Например, наблюдая большее количество слияний нейтронных звезд, мы сможем поискать фазовые переходы в кварковой материи при изменении давления и, следовательно, понять, как радиус звезды изменяется с массой. Ученые считают, что нейтронные звезды с массами внутри определенного интервала будут иметь примерно одинаковый радиус. Давление внутри нейтронных звезд определяется тем, из какого вещества состоят ее недра – из обычных нуклонов, частиц, содержащих странные кварки, а может быть, там даже находится “суп” из кварков. “Трудно определить, какие частицы соответствуют измеряемым нами радиусам, из-за сложности их взаимодействий”, – говорит Рид. Но чтобы звезды имели такие маленькие радиусы, какие получаются из измерений LIGO, и при этом столь колоссальные массы, может потребоваться присутствие внутри них чего-то более “экзотического”, чем старые добрые нейтроны.
И если, например, NICER обнаружит звезду с меньшей массой и большим радиусом, чем принятые сейчас верхние пределы, a LIGO обнаружит звезду с большей массой и меньшим радиусом, это будет означать, что с частицами в ядре звезды может происходить что-то действительно интересное, и это многое скажет нам о том, какой вид вещества создает нужное давление, и ограничит тип моделей. “Если эти наблюдения приведут к двум разным точкам зрения, к двум разным типам нейтронных звезд, это может позволить нам не только точно понять, как ведет себя уравнение состояния, но также выяснить, какие частицы или фундаментальные взаимодействия заставляют его вести себя таким образом”, – говорит Хациоанну.
Мы могли бы исключить лишние модели, сведя воедино наши знания о фазовых переходах, скорости охлаждения, о том, как различные частицы уносят энергию при излучении и как нейтронные звезды со временем замедляют свое вращение. А будущие эксперименты на коллайдерах с кварк-глюонной плазмой со временем могут дать нам более ясное представление о том, что находится внутри этих плотных тел.
Но сможем ли мы когда-нибудь отбросить все теории, кроме одной-единственной? Хациоанну не до конца в этом уверена. “Зная теоретиков, скажу, что это маловероятно. Они всегда строят новые теоретические модели, объясняющие наблюдения, особенно если эти наблюдения противоречат существующей точке зрения. Возможно, мы сумеем отбросить такие экстремальные модели, как большие кварковые ядра, но всегда остается вероятность того, что в ядре имеется небольшое количество кварков. Невозможно исключить все”.
Глава 6
Как нейтронные звезды убивают теории темной материи
Газ, пыль, миллионы и миллионы звезд, некоторое количество пульсаров и черная дыра – монстр, в несколько миллионов раз более массивная, чем наше Солнце, – примерно так выглядит центр нашей Галактики. Здесь бьется сердце Млечного Пути, и вокруг него в течение вот уже 13,5 миллиарда лет обращаются все звезды и планеты. Это место очень плотно заселено. Настолько плотно, что с помощью оптических телескопов невозможно ничего разглядеть – свет с длиной волны, лежащей в видимой части спектра, просто не может пробиться через всю эту толщу пыли и газа. К счастью, инфракрасным волнам и длинноволновому радиоизлучению это удалось, и они рассказали нам о том, что помимо газа там обитают старые красные сверхгиганты, а также несколько миллионов более молодых массивных звезд, которые через много миллионов лет взорвутся сверхновыми1.
В июне 2018 года, незадолго до официальной инаугурации установленного в Северной Африке радиотелескопа MeerKAT, которая состоялась 13 июля, астрономы на короткое время направили его “взор” на центр Галактики и сделали снимок. В результате было получено четкое и детальное изображение центра Млечного Пути, самое лучшее из всех когда-либо полученных. Оно похоже на снимок костра или горящей печи: огненные нити тянутся во всех направлениях, причудливые круглые облака на левой стороне изображения напоминают выходящий из трубы дым. Два огромных радиопузыря, один вытянувшийся вверх, другой – вниз, похожи на
