Есть процесс, препятствующий образованию чёрных дыр?

Считается, что компактная звезда большой массы обречена на превращение в чёрную дыру, поскольку астрономы не видят стабильных нейтронных звёзд с массой более двух солнечных. Ведущий научный сотрудник Физического института им. П. Н. Лебедева РАН (ФИАН) доктор физико-математических наук Илья Ройзен готов оспорить это утверждение.Дело в том, что на определённом этапе эволюции более массивной звезды возможен переход ядерного вещества в субадронную фазу, приводящий к её разогреву и препятствующий…Есть процесс, препятствующий образованию чёрных дыр?Есть процесс, препятствующий образованию чёрных дыр?
Считается, что компактная звезда большой массы обречена на превращение в чёрную дыру, поскольку астрономы не видят стабильных нейтронных звёзд с массой более двух солнечных. Ведущий научный сотрудник Физического института им. П. Н. Лебедева РАН (ФИАН) доктор физико-математических наук Илья Ройзен готов оспорить это утверждение.
Дело в том, что на определённом этапе эволюции более массивной звезды возможен переход ядерного вещества в субадронную фазу, приводящий к её разогреву и препятствующий дальнейшему гравитационному сжатию.
1
«Опасность», подстерегающая компактные нейтронные звезды большой массы, хорошо известна. Пусковым механизмом схлопывания в чёрную дыру является предварительный взрыв сверхновой, который происходит после выгорания ядерного топлива, противостоящего силам гравитационного притяжения. Далее, согласно общей теории относительности, «холодная» звезда с массой, превышающей некоторое критическое значение, становится неустойчивой и неизбежно подвергнется неограниченному сжатию — гравитационному коллапсу. Слово «холодная» здесь ключевое: оно означает, что температура нейтронной звезды недостаточно высока для рождения пар ядерных частиц и античастиц, хотя она в тысячи раз превышает температуру в центре Солнца
Профессор Ройзен обратил внимание на то, что при гравитационном сжатии звезды возможно проявление ещё одной неустойчивости, которая «конкурирует» с гравитационным коллапсом. «Эти неустойчивости являются взаимоисключающими: если развилась одна, то условия для реализации второй возникнуть уже не смогут, и наоборот, — поясняет учёный. — Неустойчивость, о которой я говорю, обусловлена структурой квантовохромодинамического вакуума — основного состояния системы, в которой нет реальных частиц».
Суть вот в чём: в вакууме есть так называемые глюонный и кварк-антикварковый конденсаты с отрицательной, но очень большой по абсолютной величине плотностью энергии и таким же огромным положительным давлением (для вакуума сумма двух этих величин всегда равна нулю). Но когда гравитационное сжатие сближает нейтроны настолько, что они соприкасаются друг с другом, ядерное вещество переходит в другую фазу — субадронную. В этом случае нейтроны утрачивают свою индивидуальность, и кварки перестают удерживаться внутри них. При этом трансформируется сам вакуум: он становится действительно пустым, то есть с равными нулю давлением и плотностью энергии. В результате вещество начинает коллапсировать — стремительно падать на центр звезды, не встречая почти никакого сопротивления, что приводит к сильному разогреву. Процесс прекратится только тогда, когда произойдёт массовое рождение кварк-антикварковых пар и глюонов, которые обеспечат достаточное давление в центральной области даже при отсутствии там давления самого вакуума.
«Согласно проведенным зарубежными учёными расчётам, для этого необходимо, чтобы температура в центре поднялась как минимум на порядок, — продолжает Илья Ройзен. — Остыть же за время продолжительности коллапса звезда не успевает, так как при соответствующих плотностях ядерного вещества в нём надолго вязнут даже самые проникающие частицы — нейтрино, которые в другом случае могли бы помочь звезде быстро избавиться от «опасного» перепада температур и восстановить тепловое равновесие».
По мнению учёного, при массах нейтронных звёзд, лишь незначительно превышающих критическую, возможно относительно медленное распространение тепловой волны от очень горячего центра звезды к её «холодной» периферии, что приведёт к выбросу вещества и излучения. Этот процесс будет повторяться до тех пор, пока нейтронная звезда не сбросит свою массу до критической (или несколько меньше), после чего давление в её центре уменьшится, фазовый переход прекратится, и начнётся «мирное» охлаждение. Если же масса звезды окажется существенно больше критической, дальнейшее сжатие в целом и разбухание объёма, занятого горячей субадронной фазой, будут происходить одновременно. И тогда возможна даже полная самоликвидация звезды.
И вновь слово профессору Ройзену: «Описание происходящих при этом процессов не только очень сложно само по себе, но и зависит от уравнения состояния сверхплотной ядерной среды, о котором мы имеем лишь весьма приблизительное представление. Впрочем, можно с уверенностью говорить, что даже при минимальной массе, которая в режиме холодного сжатия могла бы предопределить схлопывание звезды в чёрную дыру, неизбежно опережающее развитие фазовой неустойчивости, которая приводит к сильнейшему разогреву звездной среды и, стало быть, разрушению этого «благостного» режима. Поэтому критическая конфигурация (то есть достаточно большое для образования чёрной дыры отношение массы звезды или её части к соответствующему радиусу) оказывается, по всей вероятности, недостижимой».
Формально этот вывод получен для изолированной невращающейся звезды сферической формы, но его универсальность очевидна: любые отклонения (наличие звезды-спутника, быстрое вращение и сопутствующая несферичность звезды, а также неоднородное распределение вещества внутри неё) могут только способствовать опережающему развитию фазовой неустойчивости.
2
Стоит сказать несколько слов и об экспериментальной стороне дела. Прежде всего нужно отметить, что основным критерием, используемым сегодня для идентификации таких «подозрительных» объектов, как чёрные дыры, является отсутствие у них признаков существования поверхности. Однако это обстоятельство не может служить аргументом против предлагаемого здесь альтернативного сценария звёздной эволюции: очень похоже должны выглядеть и описанные выше коллапсирующие, но не схлопнувшиеся в чёрную дыру компактные звёзды.
Есть и определённые указания в пользу предлагаемого сценария. В последние годы были замечены аномально мощные гамма-всплески, излучённые весьма удалёнными (а значит, довольно молодыми) звёздными объектами. Выделяемая при этом гигантская энергия плохо вписывается в рамки обычных схем, используемых применительно к взрывам сверхновых, однако может ассоциироваться именно с процессами, обусловленными описанной фазовой неустойчивостью, которая неминуемо вызывает нагрев ядерной среды до экстраординарно высоких температур.
Совсем недавно был обнаружен магнетар (нейтронная звезда с очень сильным магнитным полем), имеющий, судя по всему, весьма массивную звезду-прародителя — не менее 40 солнечных масс. Согласно бытующим на сегодня представлениям, в этом случае после взрыва сверхновой центральная часть звезды должна была давным-давно превратиться в недоступную прямому наблюдению чёрную дыру. Но этого не произошло.
Подготовлено по материалам Физического института им. П. Н. Лебедева РАН.