Внутри протона и нейтрона есть что-то особенное, что держит ключ.
Во Вселенной мало вещей, которые в теории так же легко образуются, как черные дыры. Внесите достаточно массы в компактный объем, и становится все труднее выбраться из него под действием гравитации. Если бы вы собрали достаточное количество материи в одном месте и позволили гравитации делать свое дело, вы в конечном итоге преодолели бы критический порог, когда скорость, необходимая для гравитационного побега, превысила бы скорость света. Достигните этой точки, и вы создадите черную дыру.
Но реальная, нормальная материя очень сопротивляется проникновению туда. Водород, самый распространенный элемент во Вселенной, будет сливаться в цепной реакции при высоких температурах и плотностях, создавая звезду, а не черную дыру. Выгоревшие звездные ядра, такие как белые карлики и нейтронные звезды, также могут сопротивляться гравитационному коллапсу и предотвращать превращение в черную дыру. Но в то время как белые карлики могут достигать массы всего в 1,4 раза больше массы Солнца, нейтронные звезды могут достигать массы вдвое больше. Наконец-то мы понимаем почему.
В нашей Вселенной все материальные объекты, о которых мы знаем, состоят всего из нескольких простых ингредиентов: протонов, нейтронов и электронов. Каждый протон и нейтрон состоят из трех кварков: протон содержит два верхних и один нижний кварк, а нейтрон содержит один верхний и два нижних. С другой стороны, сами электроны являются фундаментальными частицами. Хотя частицы делятся на два класса - фермионы и бозо оны - и кварки, и электроны являются фермионами.
Почему вас это должно волновать? Оказывается, эти классификационные свойства жизненно важны, когда речь идет о формировании черных дыр. У фермионов есть несколько свойств, которых нет у бозонов, в том числе:
- имеют полуцелые (например, ±1/2, ±3/2, ±5/2 и т. д.) спины, а не целые (0, ±1, ±2 и т. д.) спины,
- у них есть аналоги из античастиц; антибозонов нет,
- и подчиняются принципу запрета Паули, а бозоны - нет.
Это последнее свойство является ключом к предотвращению коллапса в черную дыру.
Принцип запрета Паули, который применяется только к фермионам, а не к бозонам, прямо утверждает, что в любой квантовой системе никакие два фермиона не могут занимать одно и то же квантовое состояние. Это означает, что если вы возьмете, скажем, электрон и поместите его в определенное место, то в этом состоянии он будет иметь набор свойств: энергетические уровни, угловой момент и т. д.
Если вы возьмете второй электрон и добавите его в свою систему, однако, в том же месте, ему будет запрещено иметь те же самые квантовые числа. Он должен либо занимать другой энергетический уровень, либо иметь другой спин (например, +1/2, если первый был -1/2), либо занимать другое место в пространстве. Этот принцип объясняет, почему таблица Менделеева устроена именно так.
Вот почему атомы обладают разными свойствами, почему они образуют сложные комбинации, которые они образуют, и почему каждый элемент в периодической таблице уникален: потому что электронная конфигурация каждого типа атома не похожа на другую. любой другой.
Протоны и нейтроны похожи. Несмотря на то, что они составные частицы, состоящие из трех кварков каждая, они сами ведут себя как отдельные фермионы. Они тоже подчиняются принципу запрета Паули, и никакие два протона или нейтрона не могут находиться в одном и том же квантовом состоянии. Тот факт, что электроны являются фермионами, удерживает белые карлики от коллапса под действием собственной гравитации; тот факт, что нейтроны являются фермионами, предотвращает дальнейшее коллапс нейтронных звезд. Принцип запрета Паули, отвечающий за структуру атома, отвечает за предотвращение превращения самых плотных физических объектов в черные дыры.
И все же, когда вы посмотрите на белые карлики, которые есть во Вселенной, их максимальная масса составляет около 1,4 массы Солнца: предел массы Чандрасекара. Давление квантового вырождения, возникающее из-за того, что никакие два электрона не могут находиться в одном и том же квантовом состоянии, препятствует образованию черных дыр до тех пор, пока этот порог не будет превышен.
В нейтронных звездах должен быть аналогичный предел массы: предел Толмена-Оппенгеймера-Волкова. Первоначально предполагалось, что это будет примерно то же самое, что и предел массы Чандрасекара, поскольку основная физика та же. Конечно, не только электроны создают давление квантового вырождения, но принцип (и уравнения) почти такие же. Но теперь мы знаем из наших наблюдений, что существуют нейтронные звезды намного массивнее 1.4 массы Солнца, возможно, поднимаясь в 2,3 или 2,5 раза больше массы нашего Солнца.
И тем не менее, есть причины для различий. В нейтронных звездах играет роль сильное ядерное взаимодействие, вызывающее большее эффективное отталкивание, чем в простой модели вырожденных холодных газов фермионов (именно это актуально для электронов). За последние 20 с лишним лет расчеты теоретического предела массы нейтронных звезд сильно варьировались: примерно от 1,5 до 3,0 солнечных масс. Причина неопределенности заключалась в том, что неизвестные факторы, связанные с поведением чрезвычайно плотной материи, такие как плотность внутри атомного ядра, недостаточно известны.
Вернее, эти неизвестные преследовали нас долгое время, пока новая статья в прошлом месяце не изменила все это. С публикацией своей новой статьи в журнале Nature «Распределение давления внутри протона» соавторы В. Д. Буркерт, Л. Элуадрири и Ф. X. Возможно, Жиро только что добился ключевого прогресса, необходимого для понимания того, что происходит внутри нейтронных звезд.
Наши модели нуклонов, таких как протоны и нейтроны, значительно улучшились за последние несколько десятилетий, что совпало с усовершенствованием как вычислительных, так и экспериментальных методов. В последних исследованиях используется старая техника, известная как комптоновское рассеяние, когда электроны направляются на внутреннюю структуру протона, чтобы исследовать его структуру. Когда электрон взаимодействует (электромагнитно) с кварком, он испускает фотон высокой энергии вместе с рассеянным электроном, что приводит к ядерной отдаче. Измерив все три продукта, вы можете рассчитать распределение давления, испытываемого кварками внутри атомного ядра. Шокирующая находка показала, что среднее пиковое давление вблизи центра протона составляет 10³⁵ паскалей: это большее давление, чем где бы то ни было в нейтронных звездах.
Иными словами, понимая, как работает распределение давления внутри отдельного нуклона, мы можем рассчитать, когда и при каких условиях это давление может быть преодолено. Хотя эксперимент проводился только для протонов, результаты должны быть аналогичны и для нейтронов, а это означает, что в будущем мы сможем рассчитать более точный предел для масс нейтронных звезд.
Измерения огромного давления внутри протона, а также распределение этого давления показывают нам, что отвечает за предотвращение коллапса нейтронных звезд. Это внутреннее давление внутри каждого протона и нейтрона, возникающее из-за сильного взаимодействия, которое удерживает нейтронные звезды, когда белые карлики уже давно вышли из строя. Точное определение того, где находится этот порог массы, только что получило большой импульс. Вместо того, чтобы полагаться исключительно на астрофизические наблюдения, экспериментальная сторона ядерной физики может дать ориентир, необходимый нам для теоретического понимания того, где на самом деле лежат пределы нейтронных звезд.