Рождение золота

3.1. Основные особенности нейтронной звезды

Как было сказано выше, нейтронная звезда – это компактный объект, вещество которого состоит в основном из нейтронов. Типичный радиус НЗ составляет 10-20 км, а плотность достигает (и превосходит) ядерную плотность ρ_я~2,8*1014 г/см3. Масса НЗ заключена во вполне определенных пределах.

Минимальная наблюдаемая масса НЗ равна примерно 1 М_ʘ. Максимальная масса называется пределом Оппенгеймера-Волкова, ее значение точно неизвестно, но оно не превосходит 3 М_ʘ, потому что при больших массах давление нейтронного газа уже не способно скомпенсировать гравитационные силы, и объект превращается в черную дыру.

Существуют различные гипотезы, уточняющие границы диапазона масс, но ни одна из них не имеет достаточного экспериментального подтверждения. Таким образом, можно считать, что масса НЗ заключена в пределах 1 М_ʘ≤М_НЗ≤3 М_ʘ.

НЗ могут возникать не только в результате взрыва сверхновой, но и в результате т.н. «тихого коллапса» — в результате перетекания вещества на белый карлик в двойной системе его масса растет, и после преодоления предела Чандрасекара белый карлик превращается в нейтронную звезду.

Еще одна важная особенность НЗ определяется законами сохранения углового момента и магнитного потока. Вследствие того, что исходная звезда вращалась и обладала неким магнитным полем, она обладала угловым моментом L=Iω~R2ω, и ее поле имело поток Ф~BR. Если R уменьшается до 10-20 км, то угловая скорость и магнитное поле значительно увеличиваются. НЗ обладают периодом обращения от сотых долей секунды до нескольких секунд, а их магнитные поля имеют напряженность B~1010-1014 Гс.

Таким образом, НЗ оказывается очень быстро вращающимся объектом с колоссальным магнитным полем. Эти факторы определяют особенности наблюдения НЗ – НЗ наблюдаются как пульсары – источники, излучение которых фиксируется на Земле как строго периодические импульсы постоянной продолжительности. Поясним механизм возникновения такого излучения.

На рис.1 схематично изображена нейтронная звезда и силовые линии ее магнитного поля. Заряженные частицы, образующиеся на поверхности звезды, разгоняются ее магнитным полем, но не могут покинуть поверхность нигде, кроме точек на оси поля, образуя небольшой телесный угол, в который уходит излучение. Таким образом, ось, вдоль которой распространяется излучение, вращается (т.к. ось вращения звезды и ось поля не совпадают). «Луч» от НЗ как бы скользит по Земле, поэтому мы регистрируем периодическое появление сигнала. Его период соответствует периоду вращения НЗ.

рис. 1. Модель пульсара

Структурное строение

• Нейтронная звезда традиционно имеет 5 слоев:
• атмосфера (представлена тонким плазматическим слоем, имеющим толщину от нескольких десятков сантиметров до пары миллиметров, она способствует формированию излучения);
• кора внешняя (состоит из электронов, ионов, по толщине равняется нескольким сотням метров, в области тонкого слоя присутствует невырожденный газ электронного типа, а в более глубоких частях содержится вырожденное вещество, которое с погружением в глубину становится релятивистским);
• кора внутренняя (в составе преобладают электроны, нейтроны свободного типа, ядра атомные, по мере увеличения глубины содержание этих веществ увеличивается, а что касается атомных ядер, наоборот, происходит уменьшение);
• ядро извне (в структуре в основном присутствуют нейтроны, а также имеется незначительная примесь протонов, электронов);
• ядро изнутри (имеет неизученный состав, однако подразумевает сразу несколько гипотез: ядро, включающее кварки, барионы, мезоны).

Строение нейтронной звезды

Общие сведения

Среди нейтронных звёзд с надёжно измеренными массами большинство имеют массу в интервале от 1,3 до 1,5 масс Солнца, что близко к значению предела Чандрасекара. Теоретически же допустимы нейтронные звёзды с массами от 0,1 до примерно 2,16 солнечных масс. Самые массивные нейтронные звёзды из известных — Vela X-1 (имеет массу не менее 1,88±0,13 солнечных масс на уровне 1σ, что соответствует уровню значимости α≈34 %), PSR J1614–2230ru_en (с оценкой массы 1,97±0,04 солнечных), PSR J0348+0432ru_en (с оценкой массы 2,01±0,04 солнечных) и, наконец, PSR J0740+6620 (с оценкой массы по разным данным 2,14 или 2,17 солнечных). Гравитационному сжатию нейтронных звёзд препятствует давление вырожденного нейтронного газа. Максимальное значение массы нейтронной звезды задаётся пределом Оппенгеймера — Волкова, которое сейчас неизвестно, так как плохо известно уравнение состояния вещества при ядерных плотностях. Существуют теоретические предположения, что при ещё большем увеличении плотности сверх ядерной плотности возможен переход вещества нейтронных звёзд в кварковые звёзды.

Магнитное поле на поверхности нейтронных звёзд достигает значения 1012—1013Гс (для сравнения — у Земли около 1 Гс). Именно процессы в магнитосфере нейтронных звёзд ответственны за радиоизлучение пульсаров. C 1990-х годов некоторые нейтронные звёзды стали причислять к магнетарам — звёздам, с магнитным полем порядка 1014 Гс и выше.

При напряжённости магнитного поля, превышающего «критическое» значение 4,414⋅1013 Гс, при котором энергия взаимодействия магнитного момента электрона с магнитным полем превышает его энергию покоя m_ec² становятся существенны специфические релятивистские эффекты, поляризация физического вакуума и т. д.

К 2015 году открыто более 2500 нейтронных звёзд. Порядка 90 % из них — одиночные звёзды, остальные входят в кратные звёздные системы.

Всего же в нашей Галактике по оценкам могут находиться 108—109 нейтронных звёзд, приблизительно одна нейтронная звезда на тысячу обычных звёзд.

Для нейтронных звёзд характерна высокая скорость собственного движения (как правило, сотни км/с). В результате аккреции на поверхность нейтронной звезды межзвёздного газа нейтронная звезда может быть наблюдаема с Земли в разных спектральных диапазонах, включая оптический, на который приходится около 0,003 % всей излучаемой звездой энергии (соответствует 10 абсолютной звёздной величине).

Есть три типа нейтронных звезд

По своим уникальным характеристикам нейтронные звезды можно разделить на три подтипа; Рентгеновские пульсары, магнетары и радиопульсары. Радиопульсары или просто пульсары являются наиболее распространенным типом нейтронных звезд, излучающих мощные электромагнитные импульсы. Однако их чрезвычайно сложно обнаружить.

Поскольку пульсары излучают электромагнитное излучение от своих магнитных полюсов, их можно наблюдать только тогда, когда луч излучения направлен на Землю. С Земли этот луч будет выглядеть так, как будто он идет из фиксированной точки в пространстве. Это явление также известно как эффект маяка.

Эти пульсары, если их найти в «особом состоянии», могут дать нам бесценные знания о Вселенной.

Магнитар — это уникальный подтип нейтронной звезды, обладающий чрезвычайно мощными магнитными полями. Хотя другие характеристики, такие как радиус, температура и плотность магнитаров, аналогичны другим нейтронным звездам, они отличаются от других своими сильными магнитными полями и немного более высокой скоростью вращения.

Художественное представление магнетара

Рентгеновские пульсары также известны как пульсары с аккреционным питанием, которые обычно существуют в двойной системе звезд, где нейтронная звезда находится на орбите с другим звездным спутником. Они излучают энергию в рентгеновском спектре

Подтипы рентгеновских пульсаров включают миллисекундные пульсары (рециркулированные пульсары), низкомассовые рентгеновские бинарные системы, среднемассовые рентгеновские бинарные системы и высокомассовые рентгеновские бинарные системы.

Состав нейтронных звезд

Точная информация о составе нейтронных звезд отсутствует. На сегодняшний день ученые-астрофизики при изучении подобных объектов пользуются рабочей моделью, предложенной физиками – ядерщиками.

Строение нейтронной звезды

Предположительно, звездное вещество в результате коллапса трансформируется в нейтронную, сверхтекучую жидкость. Этому способствует огромное гравитационное притяжение, оказывающее постоянное давление на вещество. Такая «ядерная жидкая субстанция» называется вырожденный газ и в 1000 раз плотнее воды. Атомы вырожденного газа состоят из ядра и электронов, вращающихся вокруг него. При нейтронизации внутреннее пространство атомов под воздействием сил гравитации исчезает. Электроны сливаются с ядром, образуя нейтроны. Устойчивость сверхплотной субстанции придает внутренняя гравитация. В противном случае неизбежно началась бы цепная реакция, сопровождающаяся ядерным взрывом.

Гравитационный коллапс

Чем ближе к внешнему краю звезды, тем меньше температура и давление. В результате сложных процессов происходит «остывание» нейтронной субстанции, из которой интенсивно выделяются ядра железа. Коллапс и последующий взрыв является фабрикой планетарного железа, которое распространяется в космическом пространстве, становясь строительным материалом при формировании планет.

Условно рассматривая строение нейтронной звезды в микроскоп, можно выделить в строении объекта пять слоёв:

• атмосфера объекта;
• внешняя кора;
• внутренние слои;
• внешнее ядро;
• внутреннее ядро нейтронной звезды.

Атмосфера нейтронной звезды имеет толщину всего несколько сантиметров и является самым тонким слоем. По своему составу – это слой плазмы, отвечающий за тепловое облучение звезды. Далее идет внешняя кора, которая имеет толщину в несколько сот метров. Между внешней корой и внутренними слоями — царство вырожденного электронного газа. Чем глубже к центру звезды, тем быстрее этот газ становится релятивистским. Другими словами, внутри звезды происходящие процессы связаны с уменьшением доли атомных ядер. При этом количество свободных нейтронов увеличивается. Внутренние области нейтронной звезды представляют собой внешнее ядро, где нейтроны продолжают соседствовать с электронами и протонами. Толщина этого слоя субстанции составляет несколько километров, при этом плотность материи в десятки раз выше, чем плотность атомного ядра.

Схема вращения нейтронной звезды

Весь этот атомарный супчик существует благодаря колоссальным температурам. В момент вспышки Сверхновой, температура нейтронной звезды составляет 1011К. В этот период новый небесный объект обладает максимальной светимостью. Сразу после взрыва наступает этап стремительного остывания, температура за несколько минут падает до отметки 109К. Впоследствии процесс остывания замедляется. Несмотря на то, что температура звезды все еще велика, светимость объекта снижается. Звезда продолжает светиться только за счет теплового и инфракрасного излучения.

Нейтронные звезды также могут принимать планеты

Художественная концепция системы PSR B1257 + 12

Как и другие, нейтронные звезды могут также принимать планеты и даже иметь четко определенную планетную систему. Теоретически, эти экзопланеты могут быть местными, захваченными или существующими в околоземной форме (планета в двойной системе звезд).

Кроме того, пульсирующая нейтронная звезда в двойной системе может полностью удалить атмосферу своей звезды-компаньона, оставив только голую небесную массу. Эти массы можно интерпретировать либо как планету, либо как звездный объект.

Только две такие планетные системы были подтверждены на сегодняшний день. Первая состоит из трех планет, а именно Полтергейста, Фобетора и Драугра, вращающихся вокруг PSR B1257 + 12. Вторая система содержит только один внесолнечный мир, и она вращается вокруг PSR B1620-26.

Классификация нейтронных звёзд

Взаимодействие нейтронной звезды с окружающим веществом определяют два основных параметра и, как следствие, их наблюдаемые проявления: период (скорость) вращения и величина магнитного поля. Со временем звезда расходует свою вращательную энергию, и её вращение замедляется. Магнитное поле также ослабевает. По этой причине нейтронная звезда за время своей жизни может менять свой тип. Ниже представлена номенклатура нейтронных звёзд в порядке убывания скорости вращения, согласно монографии В. М. Липунова. Поскольку теория магнитосфер пульсаров всё ещё в состоянии развития, существуют альтернативные теоретические модели (см. недавний обзор и ссылки там).

Эжектор (радиопульсар)

Сильные магнитные поля и малый период вращения. В простейшей модели магнитосферы, магнитное поле вращается твердотельно, то есть с той же угловой скоростью, что и тело нейтронной звезды. На определённом радиусе RL=cω{\displaystyle R_{L}=c/\omega } линейная скорость вращения поля приближается к скорости света. Этот радиус называется «радиусом светового цилиндра». За этим радиусом обычное дипольное магнитное поле существовать не может, поэтому линии напряжённости поля в этом месте обрываются. Заряженные частицы, двигающиеся вдоль силовых линий магнитного поля, через такие обрывы могут покидать нейтронную звезду и улетать в межзвёздное пространство. Нейтронная звезда данного типа «эжектирует» (от англ. eject — извергать, выталкивать) релятивистские заряженные частицы, которые излучают в радиодиапазоне. Эжекторы наблюдаются как радиопульсары.

«Пропеллер»

Скорость вращения уже недостаточна для эжекции частиц, поэтому такая звезда не может быть радиопульсаром. Однако скорость вращения всё ещё велика, и захваченное магнитным полем окружающее нейтронную звезду вещество не может упасть на поверхность, то есть аккреция вещества не происходит. Нейтронные звёзды данного типа практически не наблюдаемы и изучены плохо.

Аккретор (рентгеновский пульсар)

Скорость вращения снижается настолько, что веществу теперь ничего не препятствует падать на такую нейтронную звезду. Падая, вещество, уже будучи в состоянии плазмы, движется по линиям магнитного поля и ударяется о поверхность тела нейтронной звезды в районе её полюсов, разогреваясь при этом до десятков миллионов градусов. Вещество, нагретое до столь высоких температур, ярко светится в мягком рентгеновском диапазоне. Размер области, в которой происходит столкновение падающего вещества с поверхностью тела нейтронной звезды, очень мала — всего около 100 метров. Это горячее пятно из-за вращения звезды периодически затмевается телом звезды, поэтому наблюдаются регулярные пульсации рентген-излучения. Такие объекты и называются рентгеновскими пульсарами.

Георотатор

Скорость вращения таких нейтронных звёзд мала и не препятствует аккреции. Но размеры магнитосферы таковы, что плазма останавливается магнитным полем раньше, чем она будет захвачена гравитацией. Подобный механизм работает в магнитосфере Земли, из-за чего данный тип нейтронных звёзд и получил своё название.

Эргозвезда

Теоретически возможная устойчивая разновидность нейтронной звезды, имеющая эргосферу. Вероятно, эргозвезды возникают в процессе слияния нейтронных звёзд.

Почему такая звезда опасна

Первым делом, прежде чем думать о результатах приближения, стоит осознать, чем вообще опасна такая звезда. Это не простое светило, а результат эволюции звезды, которую в науке называют гравитационным коллапсом. Звезды появляются, растут и затем, когда приходит время, умирают. Вот это и есть гравитационный коллапс. Почему умирают звезды? Со временем они становятся все ярче и увеличиваются, когда доходит до предела, просто взрываются и порождают нейтронную звезду.

По плотности нейтронная звезда уступает только черным дырам

Примечательность этих объектов в том, что по массе они сравнимы с солнечной, а вот радиус такой массе не соответствует и равен всего 10 или 20 км. У нейтронной звезды очень высокая плотность, и она очень быстро вращается, в секунду совершая несколько сотен оборотов. Если, к примеру, взять камень небольших размеров и обеспечить его плотностью вещества такой звезды, то его вес будет 100 млн тонн.

Когда звезда взорвалась, то, что осталось от нее, начинает сжиматься под воздействием сильной космической гравитации. По мере сжатия гравитация становится все больше, атомы прижимаются друг к другу все теснее. Такое их состояние ненормально: в обычном состоянии между атомами имеется расстояние. Но внутри нейтронной звезды аномальная гравитация, и это меняет дело. Постепенно электроны в буквальном смысле слова спрессовываются в ядра, это дает начало образованию нейтронов.

Общие сведения

Общая схема внутреннего строения

Эти интересные объекты, рождаются от некогда массивных гигантов, которые в четыре-восемь раз больше нашего Солнца. Происходит это во вспышке сверхновой.

После такого взрыва внешние слои выбрасываются в космос, ядро остается, но она больше не в состоянии поддерживать ядерный синтез. Без внешнего давления от вышележащих слоев, она коллапсирует и катастрофически сжимается.

Несмотря на свой малый диаметр — около 20 км, нейтронные звезды могут похвастаться в 1,5 раза большей массой нежели чем у нашего Солнца. Таким образом, они являются невероятно плотными.

Маленькая ложка вещества звезды на Земле будет весить около ста миллионов тонн. В ней протоны и электроны объединяются в нейтроны – этот процесс называется нейтронизацией.

Состав

Состав их неизвестен, предполагают, что они могут состоять из сверхтекучей нейтронной жидкости. Они обладают чрезвычайно сильным гравитационным притяжением, гораздо больше, чем у Земли и даже у Солнца. Это гравитационные силы особенно впечатляют, поскольку она имеет небольшой размер. Все они вращаются вокруг оси. При сжатии, угловой момент вращения сохраняется, а из-за уменьшения размеров, скорость вращения возрастает.

Нейтронные звезды в одной картинке

Из-за огромной скорости вращения, внешняя поверхность, представляющая собой твердую «кору» периодически трескается и происходят «звездотрясения», которые замедляют скорость вращения и сбрасывают «излишки» энергии в космос.

Ошеломляющее давление, которое существуют в ядре, может быть похоже на то, которое существовало в момент большого взрыва, но к сожалению, его нельзя смоделировать на Земле. Поэтому эти объекты являются идеальными природными лабораториями, где мы можем наблюдать энергии недоступные на Земле.

Радиопульсары

Радиоульсары были открыты в конце 1967 г. аспирантом Jocelyn Bell Burnell как радиоисточники, которые пульсируют на постоянной частоте. Радиация, испускаемая звездой, видна как пульсирующий источник излучения или пульсар.

Схематическое изображение вращения нейтронной звезды

Радиопульсары (или просто пульсар) — это вращающиеся нейтронные звезды, струи частиц которых, движутся почти со скоростью света, как вращающийся луч маяка.

После непрерывного вращения, в течение нескольких миллионов лет, пульсары теряют свою энергию и становятся нормальными нейтронными звездами. На сегодня известно только около 1000 пульсаров, хотя их могут быть сотни в галактике.

Радиопульсар в Крабовидной туманности

Некоторые нейтронные звезды испускают рентгеновское излучение. Знаменитая Крабовидная туманность — хороший пример такого объекта, образовавшейся во время взрыва сверхновой. Эта вспышка сверхновой наблюдалась в 1054 году нашей эры.

Ветер от Пульсара, видео телескопа Чандра

Радиопульсар в Крабовидной туманности, сфотографированный с помощью космического телескопа Хаббла через фильтр 547nm (зеленый свет) с 7 августа 2000 года по 17 апреля 2001 года.

Пульсар в Крабовидной туманности

Магнетары

Нейтронные звезды имеют магнитное поле в миллионы раз сильнее, чем самое сильное магнитное поле, производимое на Земле. Они также известны как магнетары.

Магнетар в представлении художника

Планеты у нейтронных звезд

На сегодня известно, что у четырех есть планеты. Когда она находится в двойной системе, то возможно измерить ее массу. Из числа таких двоичных систем в радио или рентгеновском диапазоне, измеренные массы нейтронных звезд были примерно в 1.4 раза больше массы Солнца.

Двойные системы

Аккрецирующая нейтронная звезда, схема

Совсем иной тип пульсаров виден в некоторых рентгеновских двойных системах. В этих случаях, нейтронная звезда и обычная образуют двойную систему. Сильное гравитационное поле тянет материал из обычной звезды. Материал, падающий на нее в процессе аккреции, нагревается так сильно, что производит рентгеновские лучи. Импульсные рентгеновские лучи видны, когда горячие пятна на вращающемся пульсаре проходят через луч зрения с Земли.

Для бинарных систем, содержащих неизвестный объект, эта информация помогает отличить: является ли он нейтронной звездой, или например черной дырой, потому что черные дыры куда более массивные.

Хватит, чтобы пойти ко дну

Чем ближе к поверхности, тем меньше плотность. Но у нейтронных звёзд есть фокус: кроме тонкого — менее 100 метров — слоя вблизи поверхности у них везде почти одинаковая температура. Поэтому основание внешней коры получается довольно горячим. Если мы говорим о молодой и не слишком тяжёлой нейтронной звезде (сотни тысяч лет и меньше), то это температура в сотни миллио­нов градусов, тут уж что кельвины, что градусы Цельсия — всё едино. В результате внешние слои могут плавиться. Обычно это происходит на глубине несколько десятков метров от поверхности. Здесь-то и начинается странный океан.

«Воды» этого океана — так называемая кулоновская жидкость. Состав «воды» может меняться от водорода до железа. Именно в этом слое нейтронной звезды происходит скачок температуры от сотен миллионов градусов на дне до одного миллиона на поверхности. Плотность вещества в нём в десятки миллионов раз больше плотности воды. Глубина как у Азовского моря. Зато покрывает океан всю звезду (пусть и размером с город).

Многие молодые одиночные нейтронные звёзды, которые мы наблюдаем благодаря тепловому излучению их поверхности, снаружи жидкие. То есть мы видим поверхность океана, постепенно переходящего в плотную атмосферу нейтронной звезды.

Судороги гигантов

Пульсары считаются одной из ранних стадий жизни нейтронной звезды. Благодаря их изучению ученые узнали и о магнитных полях, и о скорости вращения, и о дальнейшей судьбе нейтронных звезд. Постоянно наблюдая за поведением пульсара, можно точно установить: сколько энергии он теряет, насколько замедляется, и даже то, когда он прекратит свое существование, замедлившись настолько, что не сможет излучать мощные радиоволны. Эти исследования подтвердили многие теоретические предсказания относительно нейтронных звезд.

Уже к 1968 году были обнаружены пульсары с периодом вращения от 0,033 секунды до 2 секунд. Периодичность импульсов радиопульсара выдерживается с удивительной точностью, и поначалу стабильность этих сигналов была выше земных атомных часов. И все же по мере прогресса в области измерения времени для многих пульсаров удалось зарегистрировать регулярные изменения их периодов. Конечно, это исключительно малые изменения, и только за миллионы лет можно ожидать увеличения периода вдвое. Отношение текущей скорости вращения к замедлению вращения один из способов оценки возраста пульсара. Несмотря на поразительную стабильность радиосигнала, некоторые пульсары иногда испытывают так называемые «нарушения». За очень короткий интервал времени (менее 2 минут) скорость вращения пульсара увеличивается на существенную величину, а затем через некоторое время возвращается к той величине, которая была до «нарушения». Полагают, что «нарушения» могут быть вызваны перегруппировкой массы в пределах нейтронной звезды. Но в любом случае точный механизм пока неизвестен.

Так, пульсар Вела примерно раз в 3 года подвергается большим «нарушениям», и это делает его очень интересным объектом для изучения подобных явлений.

Историческая справка

Нейтронная звезда относится к одному из немногочисленных классов космических тел, которые были предвидены в теории до того, как случилось их официальное открытие. Впервые подобная мысль появилась ещё до тех пор, как был открыт нейрон. Произошло это в феврале 1932 года с участием советского специалиста Л. Ландау. Он издал статью «О теории небесных объектов», в которой сообщил, что в мире учёных ожидается проявление подобного феномена, когда плотность материи повысится, а ядра станут тесно контактировать между собой.

В декабре 1933 года в рамках съезда Американского физического общества астрономами было создано первое точное и чёткое предсказание фактического существования данных космических тел. Они выдвинули гипотезу о том, что нейтронная звезда теоретически может появиться вследствие взрыва, произошедшего на сверхновой звезде. Теоретические расчётные действия привели к тому, что ее излучение слабое для появления возможности обнаружения с Земли посредством астрономического оборудования, используемого в то время.

С 1960-х годов прошлого века стало наблюдаться возрастание интереса к данной группе. Произошло это в рамках развития рентгеновской астрономии. Теории, выдвигаемые в процессе её освоения, предсказывали, что максимум приходится на зону рентгена мягкого. Однако неожиданные открытия случились в процессе организации радионаблюдений. В 1967 г. Д. Белл открыла объекты, способствующие определению регулярных импульсных колебаний радиоволн.

Данный феномен получилось объяснить за счет узкой направленности радиолуча. Однако будь это не нейтронная звезда, а любое обыкновенное светило, оно с учетом крайне высокой скорости вращения стало бы разрушенным. Поэтому на роль подобных маяков пригодными оказались исключительно нейтронные звезды. Первая открытая нейтронная звезда, вне всяких сомнений, PSR B1919+21.

Экзопланета и пульсар

Что такое нейтронные звезды?

Согласитесь, Вселенная — странная штука. В ней есть галактические нити, сверхскопления галактик, темная материя, пузыри Ферми, черные дыры, нейтронные звезды… список можно продолжать долго

И если о космической паутине мы рассказывали вам совсем недавно, то сегодня предлагаем обратить внимание на нейтронные звезды

Начнем с того, что более плотными объектами во Вселенной кроме нейтронных звезд являются только черные дыры. Исследователи справедливо считают, что изучение нейтронных звезд способно приблизить их к пониманию экстремальной физики Вселенной — в конце-концов именно эти звезды коллапсируют в космических монстров. По сути нейтронная звезда — это массивное атомное ядро, которое обладает весьма странными свойствами. Так, J0740+6620 является самой плотной и самой странной нейтронной звездой за всю историю наблюдений.

Нейтронные звезды — одни из самых загадочных объектов во Вселенной

Поскольку звезды, как и мы с вами, стареют и умирают, их конечное состояние зависит от массы. Чтобы понять, как нейтронные звезды образуются из умирающих звезд, сперва нужно понять, как образуются белые карлики. Дело в том, что 97% звезд во Вселенной — это белые карлики. Они состоят из электронно-ядерной плазмы и лишены источников термоядерной энергии. При этом, они являются следующим самым плотным видом звезд после нейтронных из-за своего рода “встроенного” космического знака остановки. Проще говоря, белые карлики настолько плотные, что атомные связи их материала разорваны. Это превращает их в плазму атомных ядер и электронов. При этом, обрести большую плотность чем у белых карликов довольно сложно — электроны не хотят находиться в одном и том же состоянии друг с другом и будут сопротивляться сжатию до определенной точки, где это может произойти. Физики называют это вырождением электронов.

Звезды, чья масса не превышает 10 солнечных масс, имеют тенденцию становиться белыми карликами. Предел массы белых карликов составляет около 1,44 солнечных масс. А вот более плотная звезда массой от 10 до 29 солнечных масс может стать нейтронной звездой. Дело в том, что в этот момент плотность звезды настолько велика, что преодолевает вырождение электронов: электроны по-прежнему не хотят занимать одно и то же состояние, поэтому вынуждены объединяться с протонами, в результате чего образуются нейтроны и испускаются нейтрино. Таким образом, нейтронные звезды почти полностью состоят из нейтронов и удерживаются благодаря их вырождению, которое схоже с вырождением электронов у белых карликов.

Схематическое изображение пульсара J074+6620. Сфера в середине представляет нейтронную звезду, кривые показывают линии магнитного поля, а выступающие конусы — зоны излучения.

При этом, соавтор исследования Скотт Рэнсом отмечает, что у нейтронных звезд существует переломный момент, когда их внутренняя плотность становится настолько экстремальной, что сила тяжести подавляет способность нейтронов противостоять дальнейшему коллапсу. Таким образом, если бы масса J074+6620 была больше, то звезда просто коллапсировала бы в черную дыру. Каждая «самая массивная» нейтронная звезда, которую обнаруживают ученые, постепенно приближает специалистов к определению того самого переломного момента, который удерживает нейтронную звезду от коллапса.

Всесильная гравитация

Согласно современной теории эволюции массивные звезды заканчивают свою жизнь колоссальным взрывом, превращающим большую их часть в расширяющуюся газовую туманность. В итоге от гиганта, во много раз превышавшего размерами и массой наше Солнце, остается плотный горячий объект размером около 20 км, с тонкой атмосферой (из водорода и более тяжелых ионов) и гравитационным полем, в 100 млрд. раз превышающим земное. Его и назвали нейтронной звездой, полагая, что он состоит главным образом из нейтронов. Вещество нейтронной звезды самая плотная форма материи (чайная ложка такого суперядра весит около миллиарда тонн). Очень короткий период излучаемых пульсарами сигналов был первым и самым главным аргументом в пользу того, что это и есть нейтронные звезды, обладающие огромным магнитным полем и вращающиеся с бешеной скоростью. Только плотные и компактные объекты (размером всего в несколько десятков километров) с мощным гравитационным полем могут выдерживать такую скорость вращения, не разлетаясь на куски из-за центробежных сил инерции.

Нейтронная звезда состоит из нейтронной жидкости с примесью протонов и электронов. «Ядерная жидкость», очень напоминающая вещество из атомных ядер, в 1014 раз плотнее обычной воды. Это огромное различие вполне объяснимо ведь атомы состоят в основном из пустого пространства, в котором вокруг крошечного тяжелого ядра порхают легкие электроны. Ядро содержит почти всю массу, так как протоны и нейтроны в 2 000 раз тяжелее электронов. Экстремальные силы, возникающие при формировании нейтронной звезды, так сжимают атомы, что электроны, вдавленные в ядра, объединяются с протонами, образуя нейтроны. Таким образом рождается звезда, почти полностью состоящая из нейтронов. Сверхплотная ядерная жидкость, если ее принести на Землю, взорвалась бы, подобно ядерной бомбе, но в нейтронной звезде она устойчива благодаря огромному гравитационному давлению. Однако во внешних слоях нейтронной звезды (как, впрочем, и всех звезд) давление и температура падают, образуя твердую корку толщиной около километра. Как полагают, состоит она в основном из ядер железа.

ВспышкаКолоссальная рентгеновская вспышка 5 марта 1979 года, оказывается, произошла далеко за пределами нашей Галактики, в Большом Магеллановом Облаке спутнике нашего Млечного Пути, находящемся на расстоянии 180 тыс. световых лет от Земли. Совместная обработка гаммавсплеска 5 марта, зафиксированного семью космическими кораблями, позволила достаточно точно определить положение данного объекта, и то, что он находится именно в Магеллановом Облаке, сегодня практически не вызывает сомнений.

Событие, случившееся на данной далекой звезде 180 тыс. лет назад, трудно представить, но вспыхнула она тогда, как целых 10 сверхновых звезд, более чем в 10 раз превысив светимость всех звезд нашей Галактики. Яркая точка в верхней части рисунка это давно и хорошо известный SGR-пульсар, а неправильный контур наиболее вероятное положение объекта, вспыхнувшего 5 марта 1979 года.

Происхождение нейтронной звездыВспышка сверхновой звезды это просто переход части гравитационной энергии в тепловую. Когда в старой звезде заканчивается топливо и термоядерная реакция уже не может разогреть ее недра до нужной температуры, происходит как бы обрушение коллапс газового облака на его центр тяжести. Высвобождающаяся при этом энергия разбрасывает внешние слои звезды во все стороны, образуя расширяющуюся туманность. Если звезда маленькая, типа нашего Солнца, то происходит вспышка и образуется белый карлик. Если масса светила более чем в 10 раз превышает Солнечную, то такое обрушение приводит к вспышке сверхновой звезды и образуется обычная нейтронная звезда. Если же сверхновая вспыхивает на месте совсем большой звезды, с массой 2040 Солнечных, и образуется нейтронная звезда с массой большей трех Солнц, то процесс гравитационного сжатия приобретает необратимый характер и образуется черная дыра.

 Внутренняя структураТвердая корка внешних слоев нейтронной звезды состоит из тяжелых атомных ядер, упорядоченных в кубическую решетку, с электронами, свободно летающими между ними, чем напоминает земные металлы, но только намного более плотные. 

Что будет, если приблизиться

Внутри звезды гравитация сильнее земной в 200 млрд раз, а если говорить о магнитном поле, оно сильнее в несколько триллионов раз, чем на нашей планете! Даже приблизительно невозможно себе представить, что там творится, и теперь становится страшно только при мысли о приближении к нейтронной звезде. Кстати, вращается она сама тоже очень и очень быстро — до 700 оборотов в секунду.

Если неподалеку от нейтронной звезды появляется некое тело, у него совершенно отсутствуют шансы на спасение. Вблизи звезды оно начинает ускоряться с неимоверной скоростью, причем моментально. И скорость эта достигает 100 000 км/ч, таким образом, тело могло бы дважды обогнуть Землю за секунду. Это просто невероятно!

Мощнейшая гравитация нейтронной звезды превратит человека в поток атомов

Но все же ответить на вопрос нужно. Ни одно живое создание, в том числе астронавт в самом надежном защитном костюме, не сможет приблизиться к нейтронной звезде и остаться живым. Даже если он окажется на большом расстоянии от нее, то подвергнется воздействию огромной гравитации и за короткое время разгонится до скорости света. Но увидеть этого космонавт уже тоже не сможет, так как все эти силы превратят его в поток атомов, движущихся по направлению к нейтронной звезде.