Neutronske zvijezde i pulsari

Kada se jezgro masivne zvijezde urušava, atomska jezgra i slobodni protoni hvataju elektrone, pa se u materiji povećava udio neutrona i nastaju neutrini. Kolaps unutrašnjeg dijela traje djelić sekunde. Pri veoma velikoj gustini, materija se opire daljem sabijanju i može nastati vrela protoneutronska zvijezda .[1]

Ovaj novorođeni objekt evoluira gubeći toplotu i neutrine zarobljene u njemu. Pritisak koji nastaje usljed kvantnih fizičkih pojava i jake nuklearne interakcije može održati dugovječnu neutronsku zvijezdu, ako masa ostatka ne prelazi granicu dopuštenu za njegovo konkretno stanje.[2]

Željezno jezgro nije neophodno u svim slučajevima: neke neutronske zvijezde nastaju usljed zahvata elektrona tokom kolapsa jezgara od kisika i neona. Osim toga, kolaps ne počinje kada jezgro dostigne jednu univerzalnu masu. Važni su sastav i struktura zvijezde koja umire.[1]

Ovo su ilustrativne vrijednosti, a ne rezultati mjerenja za neku konkretnu imenovanu zvijezdu. Masa, poluprečnik i gustina neutronske zvijezde povezani su zakonima fizike guste materije.[3]

Kolika može biti maksimalna masa neutronske zvijezde?

Posmatranja potvrđuju postojanje neutronskih zvijezda čija je masa približno jednaka dvjema Sunčevim masama . Odgovarajući model njihove unutrašnje strukture mora omogućiti postojanje zvijezda čija masa nije manja od ovih izmjerenih vrijednosti; posmatranja ne određuju jednu tačnu maksimalnu masu.[4]

Često korišteni pojam TOV maksimalna masa označava granicu mase hladne neutronske zvijezde koja ne rotira, prema odabranoj jednačini stanja. Rotacija može omogućiti zvijezdi da zadrži veću masu. Za vrući ostatak koji se brzo mijenja potrebno je dodatno modeliranje, pa se „2,2 Sunčeve mase“ ne bi trebale smatrati univerzalnom granicom između neutronskih zvijezda i crnih rupa.[5]

Neutronska zvijezda nije homogena kugla neutrona. U njenim vanjskim slojevima i dubinama fizički uslovi se veoma razlikuju. Shema u nastavku korisno je polazište za opisivanje zrele zvijezde, ali kako se približavamo centru, ostaju važne neizvjesnosti.[2], [6], [7]

Blizu dna kore, prema modelima, mogu nastati izdužene ili pločaste nuklearne strukture, nazvane nuklearni špageti. To su predviđene mogućnosti, a ne potvrđeni sloj koji postoji u svakoj neutronskoj zvijezdi. Historija akrecije također može promijeniti sastav kore.[6]

Neutronsku zvijezdu otkrivamo kao pulsar kada ponavljajući obrazac zračenja tokom njenog okretanja prolazi kroz naš pravac gledanja. Poznati model svjetionika to prikazuje magnetnom osom nagnutom u odnosu na osu rotacije i radio-snopovima povezanim s područjima magnetnih polova.[8], [9]

Pri svakom impulsu ne uključuje se i isključuje cjelokupni sjaj zvijezde. Obrazac se ponavlja dok se ona okreće, a profil može imati više od jednog vrha po obrtaju. Ako naš pravac gledanja ne presijeca odgovarajuće zračenje, tu neutronsku zvijezdu možda nećemo otkriti kao pulsar u tom rasponu talasnih dužina.[8], [9]

Radio, rendgensko i gama-zračenje zahtijevaju različite prikaze

Magnetosfera zvijezde je okolno područje u kojem njeno magnetno polje upravlja kretanjem naelektrisanih čestica. Njena plazma može zračiti na nekoliko načina i na različitim mjestima. Impulsi visoke energije mogu nastati daleko od površine, uključujući strujne slojeve blizu cilindra svjetlosti ili izvan njega; taj cilindar označava udaljenost od ose na kojoj bi kruta zajednička rotacija zahtijevala brzinu svjetlosti.

Dakle, jednaki uski snopovi reflektora nisu odgovarajući model za sve talasne dužine. Ni detaljan mehanizam koherentnog radio-zračenja još nije u potpunosti shvaćen.[9]

Jaka magnetna polja ovdje imaju glavnu ulogu. Njihovo porijeklo i evolucija obuhvataju više od samog sabijanja: važni mogu biti pojačavanje polja u novorođenoj zvijezdi, unutrašnja evolucija i historija akrecije. Polja izvedena iz usporavanja rotacije opisuju komponentu velikih razmjera koja zavisi od modela, a ne cijelo polje u svakoj tački.[8], [11]

Za orijentaciju: pretpostavljena dipolna polja običnih radio-pulsara često dostižu oko 10¹² gausa, dok su kod ponovo ubrzanih milisekundnih pulsara obično oko 10⁸–10⁹ gausa. Jedan gaus jednak je 10⁻⁴ tesla. To su tipične vrijednosti, a ne stroge granice klasifikacije.[8], [10]

Pulsirajući signal pokazuje da se sjaj pravilno mijenja. Da bismo razumjeli objekat, moramo se zapitati i odakle dolazi njegova energija. Sama detekcija u rendgenskom ili radijskom području ne daje odgovor na to pitanje.[8]

To su izvori energije, a ne međusobno isključive kategorije cijelih objekata. Zračenje neutronske zvijezde može se sastojati od više komponenti.[8], [11]

Kako se rotacija usporava, energija rotacije postepeno se iscrpljuje

Jezgro koje se skuplja može se brže okretati jer se njegova masa približava osi rotacije. Prijenos i gubici momenta količine kretanja određuju koliko rotacije nasljeđuje neutronska zvijezda. Njena kasnija rotacija odražava i uslove pri rođenju i daljnji razvoj.[8]

Kod izolovanog pulsara čije zračenje pokreće energija rotacije, period rotacije obično se s vremenom produžava: za svaki puni okret potrebno je sve više vremena. Mjerenjem perioda P i njegove brzine promjene Ṗ, astronomi mogu procijeniti kako zvijezda evoluira.[10]

Skokovi rotacije pokazuju da se unutar zvijezde može odvijati razmjena momenta impulsa

Neki pulsari iznenada počnu da se okreću nešto brže; takav događaj naziva se skok rotacije. Prema jednom od glavnih objašnjenja, brže rotirajući superfluidni neutroni u unutrašnjosti zvijezde prenose moment impulsa na koru i druge komponente povezane s njom. Okidač skoka, područja koja u njemu učestvuju i kasniji oporavak još se istražuju.[12]

Modeli također predviđaju uslove u kojima može prestati stvaranje parova čestica koje održava radiozračenje. Često prikazivana linija smrti teorijska je smjernica, a ne stroga, univerzalna granica niti garancija da nestaje i svako drugo zračenje.[23]

Neutronska zvijezda u bliskom dvojnom sistemu može akretovati materiju pratilje. Zbog dubokog gravitacijskog potencijala, takvo padanje materije efikasan je izvor zračenja. U zavisnosti od sistema, gas može pritjecati kroz disk ili uz pomoć vjetra pratilje.[8]

Ako magnetno polje usmjerava tok prema malim područjima površine, zbog rotacije ta svijetla područja mogu se periodično okretati prema nama, stvarajući impulse rendgenskog zračenja. Kod drugih akretujućih neutronskih zvijezda ne opažaju se lako uočljive stalne pulsacije.[8]

Sadašnja pratilja ne otkriva uvijek cijelu priču. Neki pulsari koji su ponovo zavrtjeni kruže oko bijelih patuljaka, dok drugi ostanu sami nakon kasnije evolucije dvojnog sistema ili interakcija. Ritam mnogih impulsa izuzetno je stabilan tokom dugih posmatranja, iako nije potpuno bez šuma.[10]

Vremenski model predviđa kada bi impulsi trebali stići do teleskopa. Uključuje rotaciju zvijezde, njen položaj i kretanje, moguću binarnu orbitu te širenje kroz međuzvjezdanu plazmu. Razlike između izmjerenog i predviđenog vremena dolaska nazivaju se rezidualima vremena dolaska impulsa.[8], [10]

Postepeno smanjivanje orbite binarnog Hulse-Taylorovog pulsara, PSR B1913+16, pružilo je dokaze o zračenju gravitacionih talasa. Dugoročna mjerenja, nakon odgovarajućih korekcija kretanja, u skladu su s gubitkom energije predviđenim općom teorijom relativnosti.[14]

Dvostruki pulsar, PSR J0737−3039A/B, omogućava proučavanje više relativističkih efekata u jednom sistemu. Analiza iz 2021. koristila je 16 godina posmatranja za stroge testove gravitacije u okruženju tijela sa snažnom vlastitom gravitacijom.[15]

Galaktički niz satova

Niz za mjerenje vremena pulsara upoređuje precizno vrijeme dolaska impulsa mnogih milisekundnih pulsara. Gravitacioni talasi koji putuju između ovih zvijezda i Zemlje mogu ostaviti povezane vremenske varijacije na različitim dijelovima neba.

Godine 2023. NANOGrav je objavio dokaze o korelacijama u skladu s Hellings-Downsovim obrascem , predviđenim za pozadinu gravitacionih talasa. Obrazac zavisi od ugaonog rastojanja između pulsara i pomaže da se razlikuje od nepovezanog šuma.[16]

Ova mjerenja ispituju talase nanohercnih frekvencija, čiji su periodi veoma dugi. Jedno od glavnih objašnjenja signala jeste populacija binarnih sistema supermasivnih crnih rupa, ali sama korelacija ne određuje jednoznačno izvor. Ovdje neutronske zvijezde služe kao satovi za otkrivanje talasa nastalih na drugim mjestima.[16]

Savijanje svjetlosti pomaže u određivanju granica veličine zvijezde

Snažna gravitacija savija svjetlost koja napušta površinu neutronske zvijezde. Dok se vruća područja okreću u vidno polje i iz njega, ovo savijanje mijenja posmatrani profil rendgenskih impulsa. Masa zvijezde, poluprečnik, brzina rotacije, geometrija posmatranja i površinsko zračenje utiču na obrazac.

Istraživači su koristili posmatranja NICER-a kako bi prilagodili fizičke modele ovih profila i odredili granice masa i poluprečnika. Zračenje atmosfere, pozadinsko zračenje i geometriju vrućih područja treba pažljivo modelirati. Rezultat je zaključak s neizvjesnostima, a ne izdvojena fotografija površine.[17]

Na primjer, analize masivnog pulsara PSR J0740+6620 kombinuju rendgenske podatke s informacijama o vremenu dolaska radioimpulsa. Takva mjerenja provjeravaju da li predložene jednačine stanja dopuštaju postojanje zvijezda s opaženom kombinacijom mase i veličine.[4]

Signal gravitacionih talasa može pomoći da se utvrdi koliko se lako zvijezde deformišu pod međusobnim gravitacionim djelovanjem. Ishod spajanja zavisi i od njihovih masa i jednačine stanja: ostatak može odmah kolabirati u crnu rupu ili neko vrijeme ostati neutronska zvijezda. Posmatranja GW170817 nisu omogućila neposredno snimanje konačnog ostatka koje bi ga nedvosmisleno odredilo.[3], [19]

Pulsar koji troši energiju rotacije može emitovati relativistički vjetar čestica i elektromagnetne energije. Kada okolina zadrži ovaj tok, on može napuhati maglinu pulsarskog vjetra. Krabova maglina je dobro poznat primjer.

Krećući se u magnetnim poljima, čestice visoke energije zrače i tako nastaje sinkrotronsko zračenje. One mogu i povećati energiju fotona niže energije putem inverznog Komptonovog rasijanja. Tako maglina otkriva kako energija rotirajuće zvijezde dospijeva u mnogo veći prostor.[21]

Maglina pulsarskog vjetra razlikuje se od šireće izbačene materije i gasa pogođenog udarnim talasom koji čine prvobitni ostatak supernove, iako ove strukture mogu međusobno djelovati. To nije posebna faza koja počinje tek kada pulsar prestane emitovati radioimpulse. Njen razvoj zavisi od vjetra, okolnog ostatka supernove i kretanja pulsara.[21]

Šta još treba razumjeti?

Svako posmatranje omogućava provjeru drugog dijela istog objekta. Mjerenja vremena dolaska impulsa omogućavaju praćenje njegove rotacije i kretanja; spektri i profili impulsa pomažu da se odrede granice parametara njegovog zračenja; spajanja omogućavaju proučavanje njegovog odgovora na izuzetno snažnu gravitaciju. Zajedno, ova posmatranja omogućavaju astronomima da istražuju materiju u uslovima koji daleko nadmašuju one dostupne u laboratoriji.[3]