Новости всё Наука - iCity.life Калининград

Нейтронные звезды - это самые причудливые и уникальные объекты во Вселенной. Однако об этих мощнейших остатках мертвых звезд известно не так много.

В 1967 году легендарный астрофизик Джослин Белл, в то время студентка-исследователь Кембриджского университета, изучала вариации радиосигналов в данных, полученных ею с помощью детектора. Детектор был сконструирован ее руководителем, Энтони Хьюишем, доктором наук в Кембриджском университете и радиоастрономом, лауреатом Нобелевской премии.

Когда она заметила резкие, быстрые и регулярные радиоимпульсы, исходящие от источника в созвездии Лисичка, некоторые астрономы решили, что эти сигналы имеют внеземное происхождение.

Этот радиоисточник был назван "маленькими зелеными человечками", или сокращенно LGM.

Позже они поняли, что наткнулись на особый тип нейтронных звезд. Этот класс нейтронных звезд вращается очень быстро и называется пульсарами. Это также было первое в истории наблюдение нейтронных звезд (или пульсаров).

С годами, благодаря все более совершенным методам наблюдения, было обнаружено больше видов нейтронных звезд. В настоящее время число обнаруженных нами нейтронных звезд составляет более 2500.

Так что же это за объекты? И почему они называются "нейтронными" звездами?

В 1934 году немецкий астроном Вальтер Бааде и швейцарский астроном Фриц Цвикки впервые предсказали существование нейтронных звезд. Однако существуют противоречивые сведения о том, что советский физик Лев Ландау фактически предсказал их ранее в 1932 году, в том же году, когда были открыты нейтронные частицы.

Бааде и Цвикки предположили, что когда умирающая звезда взрывается в виде сверхновой, оставшееся железное ядро разрушается и превращается в нейтронную звезду. Чтобы это произошло, масса ядра звезды должна превысить предел Чандрасекара, который в 1,4 раза превышает массу Солнца, или около 2.765*1030 кг.

Когда ядро ​​коллапсирует, энергия, высвобождаемая при этом коллапсе, вызывает выброс вещества, окружающего ядро. Как только все это окружающее вещество сдувается, единственным остатком становится ядро, которое становится нейтронной звездой.

Как уже упоминалось, было обнаружено более 2500 нейтронных звезд. Та, которую наблюдали Белл и Хьюиш, обозначена как PSR B1919+21. Другие известные из них включают Крабовидный пульсар, расположенный в Крабовидной туманности, и Пульсар в Парусах, обнаруженный в остатке сверхновой звезды.

Название нейтронная звезда происходит от того, что они почти полностью состоят из нейтронов. В них также присутствуют следы равного количества электронов и протонов, что придает всему объекту нейтральный заряд.

Радиус нейтронных звезд обычно составляет всего около 12 км. С массой, превышающей массу Солнца в 1,4 раза, это одни из самых плотных объектов во Вселенной. Столовая ложка материала нейтронной звезды может весить столько же, сколько гора Эверест.

Нейтронные звезды также создают одни из самых мощных магнитных полей во Вселенной. Магнитные поля могут быть в миллион миллиардов (или один квадриллион) раз сильнее, чем у Земли. Так, в 2004 году нейтронная звезда, расположенная на расстоянии около 50 000 световых лет от нас, претерпела вспышку. Ее магнитное поле было настолько сильным, что даже повлияло на ионосферу Земли, несмотря на колоссальное расстояние!

В таких экстремальных условиях материя внутри нейтронных звезд, вероятно, проявляет свойства, сильно отличающиеся от тех, которые мы обычно видим. Такое состояние материи называется экзотической кварковой материей. Этот материал может проявлять такие свойства, как сверхпроводимость и сверхтекучесть (сверхтекучие жидкости - это жидкости, текущие с нулевой вязкостью).

Чтобы понять, как нейтронные звезды стали такими, нам нужно больше узнать об их формировании, в то время, когда звезды только собираются умирать.

Формирование нейтронных звезд

В течение своей жизни звезды проходят ряд этапов.

После рождения звезда вступает в стадию, называемую стадией главной последовательности. На этом этапе в ядре звезды происходит обычный процесс ядерного синтеза. Большинство звезд, которые мы наблюдаем (включая наше Солнце), в настоящее время находятся на этой стадии "главной последовательности". Фактически, звезды живут большую часть своей жизни на стадии главной последовательности.

Во время главной последовательности звезда достигает стабильности благодаря равновесию между двумя процессами. Один процесс - это гравитационная сила, которая заставляет звезду разрушаться. Второй процесс - тепловое давление, обусловленное ядерным синтезом, происходящим в ее ядре и движущимся наружу.

Поскольку сила гравитации внутри звезды равна и противоположна тепловому давлению снаружи, создается равновесие, и звезда главной последовательности остается стабильной. Это равновесие называется гидростатическим равновесием.

К концу главной последовательности звезды в ее ядре заканчивается топливо, необходимое для поддержания процесса ядерного синтеза. Поскольку больше не происходит производства тепловой энергии, противодействующей силе гравитации, ядро разрушается само по себе. При этом плотность и давление увеличиваются, и звезда превращается в сверхгиганта.

В конце концов, высокое давление приводит к тому, что ядра железа и всех других элементов начинают распадаться на более мелкие частицы. Достаточно массивное ядро (выше предела Чандрасекара) приводит к высоким значениям плотности и давления. В этом случае происходит ядерный процесс, в котором протоны и электроны в ядре объединяются, образуя нейтроны. Это приводит к выделению большого количества энергии, что мы наблюдаем как сверхновую звезду.

Большая часть этой энергии высвобождается в виде кинетической энергии. Мы видим это в расширяющейся выброшенной материи, особенно в случае частиц, называемых нейтрино и антинейтрино. Эти частицы переносят большую часть энергии и излучаются во всех направлениях почти в равных пропорциях. При этом электромагнитное излучение занимает лишь небольшую часть.

После взрыва сверхновой оставшееся ядро ​​богато нейтронами и становится нейтронной звездой.

Как уже говорилось, для образования нейтронной звезды масса ядра звезды должна превышать предел Чандрасекара. Однако иногда масса ядра звезды настолько велика (выше другого, более высокого предела массы, называемого пределом Толмана-Оппенгеймера-Волкофа), что под действием гравитации оно коллапсирует в точку с бесконечной плотностью. В этом случае она становится черной дырой. Предел Толмена-Оппенгеймера-Волкофа - это теоретическая величина, которая служит верхним пределом для массы нейтронной звезды.

Таким образом, если масса ядра звезды находится между пределом Чандрасекара и пределом Толмена-Оппенгеймера-Волкофа, то она образует нейтронную звезду. Если масса ядра звезды превышает предел Толмана-Оппенгеймера-Волкофа, то образуется черная дыра.

Внутри нейтронной звезды

Внутреннее пространство нейтронных звезд состоит из пяти основных областей - атмосферы, оболочки, коры, внутреннего и внешнего ядра.

Теория предсказывает, что внутри нейтронных звезд наблюдается одно из самых странных явлений во Вселенной. Когда мы продвигаемся вглубь нейтронной звезды, ее плотность также увеличивается. Это увеличение плотности влияет на то, как расположены ядра внутри нейтронной звезды.

На границе кора-ядро давление уже настолько велико, что ядра почти касаются друг друга. Далее возрастающая плотность приводит к тому, что расположение атомных ядер постоянно меняется причудливым образом.

В то время как первоначальное расположение ядер имеет трехмерную конфигурацию (называемую фрикадельками), оно постепенно становится более плоским, превращаясь в двухмерные, а затем в одномерные схемы. Этим формам даются уникальные названия - спагетти, лазанья, зити и равиоли. В конечном итоге все заканчивается однородным супом из нуклонной материи, называемым "соусом".

Ядро содержит 99% массы нейтронной звезды, но имеет очень маленький диаметр. Внешнее ядро состоит из нуклонов, которые проявляют свойства, подобные жидкости (нейтроны, в частности, должны проявлять сверхтекучесть). Однако у нас нет информации о том, что происходит во внутреннем ядре. Плотность во внутреннем ядре настолько высока, что ученые предсказывают наличие экзотических явлений и странных состояний материи.

Классификация нейтронных звезд и пульсаров

Нейтронные звезды классифицируются либо как изолированные, либо как члены бинарной системы. Изолированные нейтронные звезды - это нейтронные звезды, которые свободно парят в пространстве. Эти нейтронные звезды испускают некоторую форму излучения, например, видимое, инфракрасное, рентгеновское или гамма-излучение.

Изолированные нейтронные звезды имеют несколько подклассов. К одному из таких подклассов относятся компактные центральные объекты (COO), обнаруженные в центре остатков сверхновых звезд. Другой подкласс - тусклые изолированные нейтронные звезды (DINS), которые относительно старше и излучают рентгеновские лучи. Однако самый распространенный подкласс состоит из пульсаров.

Пульсары - это быстро вращающиеся нейтронные звезды, которые дают периодический импульс или сигнал. Этот импульс обычно проявляется в виде радиоизлучения, но может быть рентгеновским, оптическим и гамма-излучением. Большинство пульсаров вращаются примерно раз в секунду, но самый быстрый из когда-либо наблюдавшихся пульсаров вращается около 650 раз в секунду!

Причина такого сильного вращения кроется в принципе, называемом сохранением углового момента. Звезды в своей главной последовательности вращаются вокруг оси, но когда они распадаются на крошечные объекты, такие как нейтронные звезды, сохранение углового момента заставляет их вращаться еще быстрее.

Импульсы, которые мы видим, - это излучение, исходящее из небольшой области на поверхности нейтронной звезды. Когда нейтронная звезда вращается, она распространяет это излучение в пространстве. Всякий раз, когда луч направлен в сторону Земли, мы видим импульс. Это похоже на работу маяка, поэтому ее часто называют "моделью маяка".

Пульсары - одни из самых распространенных типов нейтронных звезд, которые мы наблюдаем. Как уже упоминалось, первая нейтронная звезда, которую наблюдали Джослин Белл и Антони Хьюиш, была пульсаром. В настоящее время мы наблюдаем около 1600 пульсаров.

Бинарные нейтронные звезды - это системы, содержащие нейтронную звезду, гравитационно связанную с обычной звездой. Они подразделяются в зависимости от массы звезд-компаньонов. Если компаньон в 2-3 раза массивнее нашего Солнца, то это высокомассивная рентгеновская бинарная звезда (HMXB). Если компаньон менее массивен, чем наше Солнце, то это рентгеновский бинар низкой массы (LMXB).

Существуют также свидетельства существования бинарных систем, содержащих только нейтронные звезды. Когда обе крупные бинарные звезды переживают сверхновые, они могут превратиться в две нейтронные звезды, вращающиеся друг вокруг друга. Такая система, PSR J0737-3039, состоит из двух пульсаров, вращающихся друг вокруг друга.

Судьба нейтронных звезд

В ядрах нейтронных звезд не происходит ядерного синтеза. Поскольку энергия не вырабатывается, они со временем остывают и уменьшают количество излучения, которое они испускают. Со временем они также теряют свое вращение и магнитное поле.

Бинарные нейтронные звезды с достаточно близкой звездой-компаньоном начинают аккрецировать материю из самой звезды. Это приведет либо к превращению звезды-компаньона в белого карлика, либо в нейтронную звезду, но может привести и к разрушению звезды-компаньона.

Иногда бинарные системы, содержащие только нейтронные звезды, сливаются, что приводит к образованию "килоновой". Килоновая звезда - это тип взрыва, который длится лишь короткий период времени. Обычно это происходит при слиянии компактных объектов, таких как нейтронные звезды и черные дыры. Этот тип взрыва гораздо менее взрывоопасен, чем сверхновая.

Слияние нейтронных звезд обычно приводит к образованию новой нейтронной звезды. Однако если сливающиеся нейтронные звезды достаточно массивны, они превращаются в черные дыры. Слияния нейтронных звезд также порождают мощные гравитационные волны. Первое наблюдение гравитационных волн, вызванных слиянием нейтронных звезд, произошло 17 августа 2017 года.

Текущие и будущие перспективы нейтронных звезд

Нам еще многое предстоит узнать о нейтронных звездах. У нас есть некоторое представление об их свойствах, которое мы получили от пульсаров и гравитационных волн, в первую очередь от их слияний. Однако нам еще предстоит получить наблюдательные данные о таких свойствах, как максимальная масса, которую они могут иметь, их радиусы и внутренний состав.

Слияния нейтронных звезд - одна из самых популярных тем в астрономии сегодня. Гравитационные волны, излучаемые этими слияниями, содержат информацию об их свойствах. Свойства включают информацию об их массах, радиусах, характере орбит и т.д. Эти волны можно наблюдать на больших расстояниях. Для наблюдения этих волн в настоящее время работают такие детекторы, как LIGO, Virgo и GEO600.

В одном из исследований были разработаны математические основы, которые могут помочь нам понять свойства нейтронных звезд в лабораторных условиях. Исследование включает использование сверхтекучего гелия, сверхпроводящих сред и сверххолодных газов. Подобные исследования помогают понять сверхпроводящую и сверхтекучую природу экзотической материи, обнаруженной в нейтронных звездах.

Однако эти исследования также указывают на трудности воспроизведения среды нейтронных звезд в лабораторных условиях. Однако, объединив данные, полученные в результате радио- и гравитационных наблюдений за нейтронными звездами, мы сможем лучше понять, что происходит внутри этих удивительных звезд.

Недавно, в июне 2017 года, на Международной космической станции была установлена программа под названием Neutron star Interior Composition ExploreR (NICER). Программа направлена на изучение экзотической материи, присутствующей в нейтронных звездах, с помощью рентгеновской спектроскопии. Она также направлена на демонстрацию навигационных возможностей космических аппаратов с помощью пульсаров.

Нейтронные звезды также могут служить средством проверки гравитации. В частности, бинарный пульсар PSR J1757-1854, как ожидается, станет реальной лабораторией для двух испытаний гравитации.

Один из тестов касается орбитальной деформации. Он должен показать нам, насколько сильное отклонение должно присутствовать на эллиптических орбитах из-за релятивистских эффектов. Второй тест заключается в обнаружении прецессии, а именно прецессии Лензе-Тирринга, которая до сих пор не наблюдалась у бинарных нейтронных звезд.

Нейтронные звезды, наряду с черными дырами, являются одними из самых экстремальных объектов во Вселенной. Изучение таких объектов помогло нам открыть новые аспекты науки не только в астрономии, но и в физике высоких энергий. Оно помогло нам открыть многие вещи, включая ядерные процессы, новые состояния материи и конечную судьбу звезд.