состояния) могут содержать свободные кварки в различных конфигурациях, не в последнюю очередь из-за того, что процессы образования гиперонов и каонов из свободных кварков в разных конфигурациях также ведут к понижению давления. Но этот вопрос в большой степени является дискуссионным.

Чтобы узнать, из чего состоит ядро, ученые должны рассчитать, насколько массивной может быть нейтронная звезда данного радиуса. Прежде всего нужно измерить радиус и массу нейтронной звезды по результатам наблюдений, затем, исходя из этих значений, получить уравнение состояния и в процессе расчетов отбросить модели, неправильно описывающие материю, из которой может состоять ядро.

Самые сильные ограничения на модель определяются измерением больших масс – и чем больше масса звезды, тем лучше. Для каждого уравнения состояния есть максимальная масса, допускаемая теорией, и она должна соответствовать наблюдениям. Самая тяжелая нейтронная звезда, известная к настоящему моменту, – это PSR J0740 + 6620, и она имеет массу, равную 2,14 солнечной[21]. Она была обнаружена в 2012 году с помощью телескопа Green Bank. До этого рекорд принадлежал звезде PSR J1614-2230 с массой, равной 1,97 солнечной. Еще один пульсар с массой, равной двум массам Солнца, был найден в 2013 году. Эти открытия заставили исключить теории, в которых использовалось мягкое уравнение состояния для особенно рыхлых нейтронных звезд, поскольку они предсказывали, что звезды с массой около двух масс Солнца должны сколлапсировать в черную дыру. Среди жертв этого ограничения оказались некоторые модели, в которых предполагалось, что внутреннее ядро состоит из каонов или гиперонов. Ученые заговорили о “загадке гиперонов”, задаваясь вопросом, следует ли навсегда распрощаться с идеей присутствия гиперонов во внутренних ядрах. В более новых моделях, где иногда предполагается наличие фазовых переходов из одного состояния вещества в другое, все-таки считается, что гипероны существуют12.

Когда LIGO и Virgo обнаружили слияние нейтронных звезд, ученые подсчитали, что верхний предел массы нейтронной звезды после слияния до момента, когда она должна была превратиться в черную дыру (что, вероятнее всего, с ней и случилось), составлял 2,17 солнечной массы. Масса нынешнего громадного чудовища – PSR J0740 + 6620 – уже очень близка к этому значению. Одна из проблем заключается в том, что наименьшая наблюдаемая масса звездной черной дыры гораздо больше – около пяти масс Солнца. Именно поэтому некоторые ученые полагают, что нейтронная звезда, чья масса выходит за верхний предел, могла сначала сколлапсировать в гипотетическую кварковую звезду с промежуточной массой (слово “гипотетическая” в названии говорит о том, что мы ни одной такой звезды еще не обнаружили13).

Для ученых все эти вещи на сегодняшний день представляют собой довольно сложный пазл, который пока не удается сложить, ведь ни одна из существующих моделей не говорит нам уверенно о том, что находится в центре нейтронной звезды. Для получения новых, более точных значений масс и радиусов звезд ученые продолжают накапливать данные измерений, проводимых с помощью телескопов, ускорителей частиц, детекторов гравитационных волн и даже специального прибора, установленного на борту Международной космической станции. С каждой новой серией данных они получают еще один кусочек пазла, заполняя брешь в наших знаниях.

Анализ“ кваркового супа” в ядре пульсара

Иногда к научному открытию приводит цепь совершенно случайных совпадений, например, когда ваша фамилия начинается с той же буквы, что и фамилия нобелевского лауреата – и поэтому университетский почтовый ящик у вас оказывается общим. Сегодня, в наш век электронной почты, трудно представить, что раньше в таких местах, как Институт Нильса Бора при Копенгагенском университете, существовали почтовые ящики, подписанные буквами от A до Z.

В 1970 году Гордон Бейм работал в Копенгагенском университете. Только год назад они с коллегами написали первую статью по астрофизике, в которой утверждалось, что глитч, наблюдаемый в периоде вращения пульсара Вела, свидетельствует о существовании сверхтекучей жидкости внутри нейтронных звезд. И вот теперь он копался в почтовом ящике, помеченном буквой В, проверяя, нет ли для него писем, как вдруг наткнулся на открытку, адресованную Хансу Бете. Всего три года назад, в 1967-м, Бете получил Нобелевскую премию за открытие источников энергии звезд. “Я перевернул открытку и прочитал то, что на ней написано”, – рассказал Бейм. Она была из журнала Astronomy and Astrophysics; редакция благодарила Бете за присланную статью о нейтронных звездах. Прочитав открытку, Бейм узнал две вещи: “Первая – что Бете занимается нейтронными звездами. А вторая – что он приезжает в Копенгаген”. Воодушевленный новостью о том, что вскоре ему удастся встретиться с нобелевским лауреатом, Бейм со своим другом и коллегой Крисом Петиком умудрился раздобыть копию статьи Бете, надеясь разобраться в ней как следует к приезду автора и порадовать его совместным обсуждением. При чтении они обнаружили в статье ошибки, попытались улучшить модель, но в конце концов пришли к выводу, что теория Бете неправильна.

Когда нобелевский лауреат прибыл, друзья подошли к нему и сообщили, что выводы в его статье, похоже, неверны. Бейм вспоминал: “И тогда он сказал со своим чудесным немецким акцентом: «Мы должны решить эту проблему». И мы приступили, сидя у ног великого гуру в области ядерной физики и внимая ему. И этот опыт реально изменил нашу научную судьбу”. С того момента для Бейма нейтронные звезды и ядерная физика стали неразделимы, и он решил разобраться в том, что в действительности происходит в этих маленьких, плотных, быстро вращающихся в далеком космосе объектах. Он сосредоточился на их внутреннем ядре.

Поскольку во многих уравнениях состояния предполагалось существование свободных кварков в различных комбинациях, Бейм задался вопросом, возможно ли разбить нейтроны и высвободить кварки, а после этого изучить полученный “суп”, который может быть максимально приближенным к веществу внутреннего ядра. Похожие условия существовали во Вселенной всего через несколько миллионных долей секунды после Большого взрыва, когда еще не сформировались протоны и нейтроны. Тогда эта ранняя Вселенная представляла собой кварк-глюонную плазму – этакий “суп” из странных частиц.

У Бейма и других теоретиков – включая Джеймса Бьёркена и Ларри Маклеррана – имелись идеи насчет того, как на Земле получить свободные кварки. Они считали, что лучший способ – столкнуть лоб в лоб тяжелые ионы, такие как ядра свинца или золота, разогнав их предварительно в ускорителях частиц до высоких скоростей. При этом очень чувствительные детекторы смогли бы точно засечь момент, когда возникают свободные кварки, образующие плазму. Даже если бы кварки, перед тем как опять слипнуться в нуклоны, просуществовали в свободном состоянии долю секунды, мы могли бы получить представление о природе возможной материи внутри ядра нейтронной звезды.

Для этого Бейму и его коллегам понадобился ускоритель. К счастью,