Рождению странных звезд помогает темная материя?

Нейтронная звезда (слева) и странная кварковая звезда. Показаны относительные размеры двух звезд и их кварковый состав. Красные кружочки — u-кварки, зеленые — d-кварки, голубые — странные кварки (s-кварки). Рисунок © CXC/M Weiss из статьи Does dark matter trigger strange stars? с сайта physicsworld.com

Физики из Великобритании, Испании и США опубликовали еще одну теоретическую модель, описывающую перерождение нейтронных звезд в куда более экзотические объекты — так называемые «странные звезды». По их мнению, источником энергии, которая вызывает превращение нейтронной материи в странную, служит взаимная аннигиляция частиц темной материи. Работа Джозефа Силка и двух его соавторов 1 октября появилась в журнале Physical Review Letters.

Как известно, ядра атомов нашего мира состоят из протонов и нейтронов, которые, в свою очередь, сложены из кварков первого поколения — u-кварков и d-кварков. В состав протона входят два u-кварка и один d-кварк, в то время как нейтрон является триплетом, состоящим из одного u-кварка и пары d-кварков. Сами кварки «сцементированы» благодаря обмену глюонами и заключены внутри протонов и нейтронов (эффект конфайнмента — «пленения»). Согласно общепринятой космологической теории, кварки пребывали в свободном состоянии только в течение очень короткого промежутка времени после Большого взрыва, когда температура фотонного газа превышала 5 триллионов градусов.

Однако теоретики допускают, что и сейчас в космосе могут существовать экзотические объекты, полностью или частично сложенные из квазисвободных кварков, не объединенных в триплеты, но всё же взаимодействующих друг с другом. Для этого необходимы сверхвысокие температуры и давления, которые могут существовать только внутри небесных тел с исключительно высокой плотностью вещества. Первыми кандидатами на эту роль считаются нейтронные звезды.

Процесс рождения нейтронных звезд хорошо известен. Их типичные предшественники — это звезды с начальной массой более 9–10 солнечных масс, которые по преимуществу обитают в рукавах спиральных галактик. В финале короткой (несколько миллионов лет) жизни такой звезды у нее образуется железное ядро, покрытое слоями кремния и других легких элементов и заключенное в водородную оболочку. Если в окрестностях ядра продолжаются процессы термоядерного синтеза, его масса растет и достигает предела Чандрасекара. Поскольку железо не способно к термоядерному горению, ядро звезды под давлением вышележащих слоев сжимается со скоростью, составляющей до 20% световой. Электроны прижимаются к ядрам атомов железа столь близко, что буквально сливаются с протонами, превращаясь в нейтроны и нейтрино (в наиболее массивных звездах перед этим ядра железа разрушаются гамма-лучами). Нейтроны остаются на месте, а нейтрино покидают звезду. В результате сердцевина звезды охлаждается, давление ее вещества падает, отчего темп сжатия только возрастает.

На этой стадии возможны два сценария. Звезды с массой от 20 до 100 солнечных масс коллапсируют полностью и дают начало черным дырам. У звезд в диапазоне 10–20 солнечных масс образуются несжимаемые ядра из нейтронной материи. Внешние слои звезды в обоих случаях разрываются изнутри ударными волнами и разлетаются в окружающее пространство в виде исполинской космической вспышки — сверхновой типа II. Так что в конечном счете от звезды остается либо черная дыра, либо нейтронная звезда — деформированный шар из вырожденной материи.

Типичная нейтронная звезда имеет массу порядка полутора солнечных масс, радиус около 10 км. Верхний предел масс нейтронных звезд точно не известен, однако он не может быть меньше двух солнечных масс, поскольку одна такая звезда только что была обнаружена. Состав их вещества тоже точно не известен, но в любом случае он довольно сложен и имеет слоистую структуру (согласно общепринятым моделям, в этих слоях представлены не только нейтроны, но также протоны, электроны и нейтроноизбыточные ядра). Плотность материи в центре нейтронной звезды составляет примерно полтора квадриллиона (1,5 × 10¹⁵) г/см³. Что она из себя представляет, пока можно только гадать — есть разные модели. В частности, теоретики не исключают, что при определенных условиях там могут присутствовать и квазисвободные кварки. Более того, есть основания предполагать, что эта кварковая смесь может включать не только два кварка первого поколения.

Последняя возможность вытекает из теоретической модели, которую в середине 80-х годов рассмотрел известный физик-теоретик и математик Эдвард Виттен (см.: Edward Witten. Cosmic separation of phases // Physical Review D. 1984. V. 30. P. 272–285). Он описал гипотетический механизм рождения смеси квазисвободных кварков, состоящей из u-кварков, d-кварков и странных кварков — s-кварков. Из вычислений Виттена следует, что эта смесь может представлять из себя истинное основное энергетическое состояние адронной материи и в этом случае обязана быть абсолютно стабильной. Поскольку в ней присутствуют странные кварки, ее принято называть странной кварковой материей (strange quark matter, SQM).

Виттен в основном рассмотрел сценарий рождения SQM вскоре после Большого взрыва, однако отметил, что и в нынешней Вселенной странная материя могла бы возникать в ядрах нейтронных звезд. В позднейшей литературе можно найти разные модели именно такого формирования SQM. Принято считать, что, если это происходит, нейтронное вещество сначала переходит в «непленённые» u-кварки и d-кварки, которые затем обогащаются странными кварками. Механизм этой трансформации пока далеко не ясен. Авторы новой работы в Physical Review Letters полагают, что ключевую роль в этом процессе играет темная материя, точнее те частицы, из которых она состоит. По их мнению, взаимная аннигиляция этих частиц служит источником энергии, которая вызывает превращение нейтронной материи в кварковую. Возможность превращения вытекает из того, что нейтронная материя метастабильна и потому при помощи извне способна переродиться в SQM. Такая трансформация не происходит одномоментно. Сначала возникают крошечные зародыши странной кварковой материи (strangelets), которые быстро расширяются и заполняют внутренности нейтронной звезды (этот фазовый переход аналогичен замерзанию переохлажденной жидкости). Весь процесс конверсии занимает совсем немного времени, порядка одной секунды.

Естественно, что эта модель покоится на определенных допущениях относительно природы слабо взаимодействующих массивных частиц (weak interacting massive particles, WIMPs), которые считаются носителями темной материи. Силк и его соавторы предполагают, что эти частицы тождественны своим античастицам и потому способны аннигилировать при столкновениях (частицы этого типа называют майорановскими фермионами). Эта самоаннигиляция и поставляет энергию для рождения SQM. Под действием притяжения нейтронной звезды частицы темной материи аккрецируют на ее поверхность из окружающего пространства, претерпевают однократное или множественное рассеивание на веществе звезды, проникают в центральную зону и там дают начало зародышам странной кварковой материи.

Авторы вычислили, что для того, чтобы такое превращение стало возможным, масса майорановских частиц темной материи должна быть не менее 4 ГэВ. При этом они исходили из вполне реалистичного допущения, что плотность темной материи вблизи нейтронной звезды равна ее средней плотности вблизи Солнечной системы (0,3 ГэВ/см³). На этой основе они оценили общую мощность энергии, выделяемой при аннигиляции частиц темной материи внутри нейтронной звезды: 10²⁵–10²⁹ ГэВ/сек. Этой энергии достаточно, чтобы породить внутри звезды пузыри нейтронной материи, нагретой до температур, при которых делается возможным преодоление конфайнмента. В результате замкнутые внутри нейтронов кварки переходят в квазисвободное состояние и образуют ud-материю. При этом они обретают возможность взаимодействовать друг с другом, порождая s-кварки. В конечном счете этот процесс приводит к возникновению зародышей странной кварковой материи (usd-материи), которые инициируют лавинообразный процесс превращения нейтронной звезды в куда более экзотическое небесное тело, состоящее из странной кварковой материи.

Новая работа увеличивает число теоретических моделей, описывающих рождение кварковых звезд. Имеются и другие — например, в литературе не раз рассматривалась возможность возникновения таких звезд при взрывах сверхновых. Более того, существует гипотеза, что зарегистрированные в последние годы аномально мощные сверхновые типа II, такие как SN 2005ap и SN 2006gy, могут оказаться предшественниками кварковых звезд. Однако необходимо подчеркнуть, что пока такие звезды остаются чисто гипотетическими объектами.

Силк и его соавторы отмечают, что о рождении странных звезд могут сигнализировать сверхмощные гамма-всплески (gamma-ray bursts, GRBs) примерно секундной протяженности. Такие всплески изучаются уже много лет, однако их происхождение до сих пор служит предметом дискуссий. Большинство специалистов полагает, что такие всплески в основном генерируются при столкновениях нейтронных звезд, однако не исключены и другие механизмы. Если верить Силку и его соавторам, какие-то из эти всплесков возникают при перерождении нейтронных звезд в странные кварковые звезды. Будем надеяться, что со временем астрофизика справится с этой проблемой.

Источник: M. Angeles Perez-Garcia, Joseph Silk, Jirina R. Stone. Dark Matter, Neutron Stars, and Strange Quark Matter // Physical Review Letters (2010). V. 105. P. 141101–04. Статья доступна в Архиве: arxiv.org/abs/1007.1421.

Алексей Левин