Нейтронные звёзды упёрлись в предел: три Солнца в 20 километрах — дальше только коллапс

Астрофизики из Франкфуртского университета предложили новый способ оценить, насколько плотными могут быть нейтронные звёзды — останки массивных светил, переживших взрыв сверхновой. Их работа помогает проверить, где именно проходит граница возможностей ядерной физики, если вещество сжимается до предела.

Нейтронная звезда — это крошечное по размерам, но невероятно плотное тело, представляющее собой сплюснутое гравитацией ядро некогда гигантской звезды. В нём может содержаться до трёх солнечных масс, упакованных в сферу диаметром около двадцати километров. Массу таких объектов удаётся измерить довольно точно, а вот с радиусом всё куда сложнее: он зависит от того, как вещество ведёт себя внутри, при давлениях и плотностях, которые невозможно воспроизвести на Земле.

Профессор теоретической астрофизики Лучано Реццолла и его коллега Кристиан Эккер решили подойти к вопросу иначе. Вместо попыток вывести одну «универсальную» формулу они рассмотрели десятки тысяч возможных уравнений состояния — зависимостей между плотностью и давлением вещества внутри звезды. Каждое такое уравнение описывает свою модель структуры, а вместе они охватывают все гипотетические варианты от нейтронной материи до экзотических фаз, где могут появляться гипероны или почти свободно движущиеся кварки.

Главное ограничение задаёт общая теория относительности: для каждого уравнения состояния существует максимально допустимая масса, при превышении которой звезда уже не может сопротивляться собственной гравитации и превращается в чёрную дыру. Из наблюдений известно, что предел лежит примерно между двумя и тремя массами Солнца. Именно эти значения учёные использовали, чтобы понять, насколько компактным может быть устойчивый объект.

Неожиданно оказалось, что для любых уравнений состояния существует верхняя граница компактности — отношение массы к радиусу никогда не превышает одной трети, если использовать геометризованные единицы, где масса выражается в длине. Из этого автоматически следует нижний предел радиуса: измерив массу звезды, можно утверждать, что её размер должен быть не меньше тройного значения массы, выраженной в тех же единицах. Другими словами, ни одна нейтронная звезда не может быть плотнее определённого предела.

Особенность открытой зависимости в том, что она универсальна. Даже самые тяжёлые нейтронные звёзды не оказываются значительно более сжатыми, чем лёгкие. Гравитация действительно тянет вещество внутрь, но внутриядерные силы и квантовые эффекты выравнивают баланс, не позволяя объекту перейти критическую черту.

Формула частично выводится из принципов квантовой хромодинамики (QCD) — теории, описывающей, как сильное взаимодействие связывает кварки в нейтроны и протоны. Это взаимодействие передают глюоны — частицы, «склеивающие» кварки, а цветовой заряд определяет, как они притягиваются друг к другу. Реццолла и Эккер использовали несколько стандартных предположений из QCD и показали, что следы этой фундаментальной теории можно увидеть даже на уровне астрофизических объектов. Если когда-нибудь удастся измерить радиус нейтронной звезды с высокой точностью и он нарушит найденное соотношение, это станет прямым признаком того, что в наших представлениях о сильном взаимодействии есть пробел.

Пока же остаётся ждать новых наблюдений. Учёные рассчитывают на данные инструмента NICER (Neutron Star Interior Composition Explorer), установленного на Международной космической станции, и на регистрацию гравитационных волн от слияний компактных объектов. Особенно ценными будут события, подобные зарегистрированному в 2017 году сигналу GW170817, когда столкнулись две нейтронные звезды. Если такие вспышки удастся фиксировать чаще, можно будет значительно уточнить размеры этих экстремальных тел и проверить, насколько верно работает квантовая хромодинамика в самых плотных уголках космоса.