Neutroninės žvaigždės ir pulsarai

Неутронни звезди и пулсари

Плътни, бързо въртящи се останки, формирани след определени супернови експлозии, излъчващи лъчисти потоци радиация

Когато масивните звезди достигнат края на живота си чрез супернова от колапс на ядро, техните ядра могат да се свият до изключително плътни обекти, наречени неутронни звезди. Тези останки се отличават с плътност, надвишаваща тази на атомното ядро, съдържайки слънчева маса в сфера с размерите на град. Сред тези неутронни звезди някои се въртят бързо и имат мощни магнитни полета — пулсари, които излъчват лъчисти потоци радиация, наблюдавани от Земята. В тази статия ще разгледаме как се формират неутронните звезди и пулсарите, с какво се отличават в космоса и как тяхното енергично излъчване ни позволява да изследваме екстремната физика на материята.

1. Susidarymas po supernovos

1.1 Колапс на ядрото и „неутронизация“

Звезди с висока маса (> 8–10 M⊙) в крайна сметка формират желязно ядро, което вече не може да поддържа екзотермичен синтез. Когато масата на ядрото се приближи до или надвиши границата на Чандрасекар (~1,4 M⊙), налягането от електронната дегенерация не компенсира гравитацията, предизвиквайки колапс на ядрото. Само за няколко милисекунди:

  1. Колапсиращото ядро компресира протоните и електроните в неутрони (чрез обратен бета-разпад).
  2. Деградационното налягане на неутроните спира по-нататъшния колапс, ако масата на ядрото остане по-ниска от около 2–3 M⊙.
  3. Възникналото отскачане или неутринно задвижваната ударна вълна изхвърля външните слоеве на звездата в космоса, причинявайки супернова от колапс на ядро [1,2].

В центъра се намира неутронна звезда – изключително плътен обект, обикновено с радиус около 10–12 км, притежаващ 1–2 слънчеви маси.

1.2 Маса и уравнение на състоянието

Точният лимит на масата на неутронната звезда (т.нар. граница на Толман–Опенхаймер–Волков) не е точно определен, обикновено е около 2–2,3 M⊙. При превишаване на тази граница, ядрото продължава да колапсира в черна дупка. Структурата на неутронната звезда зависи от ядрената физика и уравнението на състоянието на ултраплътната материя – активно изследвана област, свързваща астрофизиката с ядрената физика [3].

2. Структура и състав

2.1 Слоеве на неутронната звезда

Неутронните звезди имат слоеста структура:

  • Външна кора: Съставена от ядрената решетка и дегенерирани електрони, до т.нар. плътност на капене на неутрони.
  • Вътрешна кора: Материя, обогатена с неутрони, където могат да съществуват фази на „ядрени макарони“.
  • Ядро: Главно неутрони (и евентуално екзотични частици, напр. хиперони или кварки), намиращи се при свръхядрена плътност.

Плътността може да надвишава 1014 g cm-3 в ядрото – такива или дори по-големи от атомното ядро.

2.2 Изключително силни магнитни полета

Много неутронни звезди имат магнитни полета, значително по-силни от типичните звезди от главната последователност. При колапс магнитният поток се компресира, увеличавайки силата на полето до 108–1015 G. Най-силните полета се откриват при магнетарите, които могат да предизвикат силни изригвания или „звездни трусове“ (англ. starquakes). Дори „обикновените“ неутронни звезди обикновено имат полета от 109–12 G [4,5].

2.3 Бързо въртене

Законът за запазване на ъгловия момент при колапс ускорява въртенето на неутронната звезда. Затова много новородени неутронни звезди се въртят с периоди в милисекунди или секунди. С времето магнитната спирачна сила и потоците могат да забавят това въртене, но младите неутронни звезди могат да започнат като „милисекундни пулсари“ или да се обновят в двойни системи, поемайки маса.

3. Пулсари: космически фарове

3.1 Явлението пулсар

Пулсар – въртяща се неутронна звезда, чиито магнитна ос и ос на въртене не съвпадат. Силното магнитно поле и бързото въртене генерират лъчи на излъчване (радио, видима светлина, рентгенови или гама лъчи), излъчвани по магнитните полюси. Докато звездата се върти, тези лъчи като фаров лъч преминават през Земята, създавайки пулсации при всяко завъртане [6].

3.2 Видове пулсари

  • Радио пулсари: Излъчват главно в радио диапазона, характерни са с изключително постоянни периоди на въртене от ~1,4 ms до няколко секунди.
  • Рентгенови пулсари: Често се срещат в двойни системи, където неутронната звезда акретира материя от спътниковата звезда, генерирайки рентгенови лъчи или пулсации.
  • Милесекундни пулсари: Много бързо въртящи се (с периоди от няколко милисекунди), често „завъртяни“ (преработени) чрез акреция от двойна спътникова звезда. Те са едни от най-точните известни космически „часовници“.

3.3 Забавяне на въртенето на пулсарите

Пулсарите губят въртяща се енергия чрез електромагнитни въртящи се спирачки (диполно излъчване, вятър) и постепенно забавят въртенето си. Техните периоди се удължават в продължение на милиони години, докато излъчването стане твърде слабо за откриване, когато се достигне т.нар. „граница на смъртта на пулсарите“. Някои пулсари остават активни във фазата на „пулсарен вятърен мъглив облак“, продължавайки да подават енергия на околния материал.

4. Двойни неутронни звезди и специални явления

4.1 Рентгенови двойни

Рентгенови двойни неутронната звезда акретира материя от близка спътникова звезда. Падащата материя образува акреционен диск, който излъчва рентгенови лъчи. Понякога се случват преходни изблици на яркост (транзиенти), ако в диска възникнат нестабилности. Наблюдавайки тези ярки рентгенови източници, може да се определи масата на неутронните звезди, честотата на въртене и да се изследва физиката на акрецията [7].

4.2 Системи с пулсар и спътник

Двойни пулсари, чиито втори член е друга неутронна звезда или бял джудже, предоставиха съществени тестове на общата теория на относителността, особено чрез измерване на изчезването на орбитата поради излъчване на гравитационни вълни. Системата от двойни неутронни звезди PSR B1913+16 (пулсарът на Хълс–Тейлър) даде първото косвено доказателство за съществуването на гравитационни вълни. По-нови открития, като „Двойният пулсар“ (PSR J0737−3039), продължават да уточняват теориите за гравитацията.

4.3 Сливане и гравитационни вълни

Когато две неутронни звезди се приближават по спирален път една към друга, те могат да предизвикат килонова и да излъчат силни гравитационни вълни. Значимото откритие на GW170817 през 2017 г. потвърди сливането на двойна система от неутронни звезди, съответстващо на мултивълново наблюдаваната килонова. Тези сливания също могат да създадат най-тежките елементи (напр. злато или платина) чрез r-процеса на нуклеосинтеза, подчертавайки неутронните звезди като космически „крави“ [8,9].

5. Влияние върху галактическата среда

5.1 Остатъци от супернови и пулсарни вятърни мъгливи облаци

Раждането на неутронна звезда чрез супернова от колапс на ядро оставя остатък от супернова – разширяващи се обвивки от изхвърлени материали и ударна вълна. Бързо въртящата се неутронна звезда може да създаде пулсарен вятърен мъглив облак (например Крабовия мъглив облак), в който релативистични частици от пулсара подават енергия на околния газ, излъчваща се чрез синхротронно лъчение.

5.2 Разпространение на по-тежки елементи

Образуването на неутронни звезди при супернови или сливане на неутронни звезди освобождава нови изотопи на по-тежки елементи (напр. стронций, барий и още по-тежки). Това химическо обогатяване навлиза в междузвездната среда, а по-късно се включва в бъдещите поколения звезди и планетни тела.

5.3 Енергия и обратна връзка

Активните пулсари излъчват силни вятъри от частици и магнитни полета, които могат да раздуят космически мехури, да ускорят космическите лъчи и да йонизират местния газ. Магнитарите с изключително екстремни полета могат да предизвикат гигантски изблици, понякога нарушаващи близката междузвездна среда. Така неутронните звезди дълго след първоначалния суперновен взрив продължават да оформят своята околна среда.

6. Наблюдавани признаци и изследователски направления

6.1 Търсене на пулсари

Радиотелескопи (напр. Arecibo, Parkes, FAST) исторически са сканирали небето в търсене на периодични радиопулсации от пулсари. Съвременните масиви от телескопи и наблюдения в областта на времето позволяват откриването на милисекундни пулсари, изследвайки популацията на Галактиката. Рентгеновите и гама-лъчеви обсерватории (напр. Chandra, Fermi) откриват високоенергийни пулсари и магнитари.

6.2 NICER и масивите за времеви измервания

Космически мисии като NICER („Neutron star Interior Composition Explorer“), инсталиран на МКС (Международната космическа станция), измерват рентгеновите пулсации на неутронни звезди, по-точно определяйки ограниченията на масата и радиуса, за да изяснят уравнението на състоянието им. Масивите за времеви измервания на пулсари (PTA) обединяват стабилни милисекундни пулсари, за да открият гравитационни вълни с ниска честота, произхождащи от двойни системи с супермасивни черни дупки на големи космически мащаби.

6.3 Значение на мултивълновите наблюдения

Откриванията на неутрино и гравитационни вълни при бъдещи супернови или сливане на неутронни звезди могат директно да разкрият условията за образуване на неутронни звезди. Наблюдавайки събитията на килонови или потоците от неутрино при супернови, се получават уникални данни за свойствата на ядрения материал при екстремни плътности, свързвайки астрофизиката с фундаменталната физика на частиците.

7. Заключения и бъдещи перспективи

Неутронни звезди и пулсари са едни от крайните резултати на звездната еволюция: след колапса на масивни звезди се образуват компактни остатъци с диаметър около 10 км, но масата им често надвишава тази на Слънцето. Тези остатъци имат изключително силни магнитни полета и бързо въртене, проявяващо се като пулсари, излъчващи в широкия електромагнитен спектър. Тяхното образуване при супернови обогатява галактиките с нови елементи и енергия, влияейки на формирането на звезди и структурата на междузвездната среда.

От сливането на двойки неутронни звезди, които генерират гравитационни вълни, до избухвания на магнитари, способни мигновено да засенчат цели галактики в гама-лъчевия диапазон, неутронните звезди остават в авангарда на астрофизичните изследвания. Модерни телескопи и масиви за времеви измервания все по-подробно разкриват финесите на геометрията на пулсарното излъчване, вътрешната структура и краткотрайните събития на сливане – свързвайки космическите крайности с фундаменталната физика. Чрез тези впечатляващи останки наблюдаваме последните етапи от живота на масивните звезди и виждаме как смъртта може да предизвика ярки явления и да формира космическата среда за цели епохи.

Източници и допълнително четене

  1. Baade, W., & Zwicky, F. (1934). „За свръхнови.“ Proceedings of the National Academy of Sciences, 20, 254–259.
  2. Oppenheimer, J. R., & Volkov, G. M. (1939). „За масивни неутронни ядра.“ Physical Review, 55, 374–381.
  3. Shapiro, S. L., & Teukolsky, S. A. (1983). Black Holes, White Dwarfs, and Neutron Stars: The Physics of Compact Objects. Wiley-Interscience.
  4. Duncan, R. C., & Thompson, C. (1992). „Формиране на много силно магнетизирани неутронни звезди: последици за гама-лъчеви избухвания.“ The Astrophysical Journal Letters, 392, L9–L13.
  5. Gold, T. (1968). „Въртящи се неутронни звезди като източник на пулсиращи радиоизточници.“ Nature, 218, 731–732.
  6. Manchester, R. N. (2004). „Пулсари и тяхното място в астрофизиката.“ Science, 304, 542–545.
  7. Lewin, W. H. G., van Paradijs, J., & van den Heuvel, E. P. J. (eds.). (1995). X-ray Binaries. Cambridge University Press.
  8. Abbott, B. P., et al. (LIGO Scientific Collaboration and Virgo Collaboration) (2017). „GW170817: Наблюдение на гравитационни вълни от сливане на двойка неутронни звезди.“ Physical Review Letters, 119, 161101.
  9. Drout, M. R., et al. (2017). „Светлинни криви на сливането на неутронни звезди GW170817/SSS17a.“ Science, 358, 1570–1574.
  10. Demorest, P. B., et al. (2010). „Неутронна звезда с маса два слънчеви маси, измерена чрез забавяне на Шапиро.“ Nature, 467, 1081–1083.
Върнете се в блога