Neutroncsillagok és pulzárok

Amikor egy nagy tömegű csillag magja összeomlik, az atommagok és a szabad protonok elektronokat fognak be, így az anyagban nő a neutronok aránya, és neutrínók keletkeznek. A belső rész összeomlása a másodperc töredékéig tart. Rendkívül nagy sűrűségnél az anyag ellenáll a további összenyomásnak, és forró protoneutroncsillag alakulhat ki.[1]

Ez az újszülött objektum hőt és a benne rekedt neutrínókat veszítve fejlődik. A kvantumfizikai jelenségekből és az erős kölcsönhatásból eredő nyomás hosszú életű neutroncsillagot tarthat fenn, ha a maradvány tömege nem haladja meg az adott állapotra megengedett határt.[2]

A vasmag nem minden esetben szükséges: egyes neutroncsillagok az oxigén-neon magok összeomlásakor, elektronbefogás következtében jönnek létre. Az összeomlás ráadásul nem egyetlen, univerzális magtömeg elérésekor kezdődik. A haldokló csillag összetétele és szerkezete is fontos.[1]

Ezek szemléltető értékek, nem konkrétan megnevezett csillag mérései. A neutroncsillag tömegét, sugarát és sűrűségét a sűrű anyag fizikája határozza meg.[3]

Mekkora lehet egy neutroncsillag legnagyobb tömege?

A megfigyelések igazolják, hogy léteznek körülbelül két naptömegű neutroncsillagok. A belső szerkezet megfelelő modelljének lehetővé kell tennie legalább ekkora tömegű csillagok létezését; a megfigyelések nem határoznak meg egyetlen pontos maximális tömeget.[4]

A gyakran használt TOV-határtömeg fogalma a választott állapotegyenlet alapján adja meg egy hideg, nem forgó neutroncsillag tömegének határát. A forgás lehetővé teheti, hogy a csillag nagyobb tömeget is megtartson. Egy forró, gyorsan változó maradvány további modellezést igényel, ezért a „2,2 naptömeg” nem tekinthető a neutroncsillagok és a fekete lyukak közötti univerzális határnak.[5]

A neutroncsillag nem homogén neutronokból álló gömb. Külső rétegeiben és belsejében nagyon eltérőek a fizikai körülmények. Az alábbi ábra hasznos kiindulópont egy érett csillag leírásához, de a középpont felé haladva továbbra is fontos bizonytalanságok maradnak.[2], [6], [7]

A kéreg alja közelében a modellekben hosszúkás vagy lemezes atommagstruktúrák alakulhatnak ki, amelyeket maganyag-tésztának neveznek. Ezek előre jelzett lehetőségek, nem pedig minden neutroncsillagban jelen lévő, igazolt réteg. Az akkréciós történet a kéreg összetételét is megváltoztathatja.[6]

A neutroncsillagot akkor észleljük pulzárként, amikor a forgása során az ismétlődő sugárzási mintázat a látóirányunkba kerül. A jól ismert világítótorony-modell ezt úgy szemlélteti, hogy a mágneses tengely megdől a forgástengelyhez képest, és rádiónyalábok kapcsolódnak a mágneses pólusok körüli területekhez.[8], [9]

Minden egyes impulzussal nem kapcsol be és ki a csillag teljes fényessége. A minta a forgása során ismétlődik, és a profilban egy fordulat alatt több csúcs is lehet. Ha a látóirányunk nem találkozik az adott sugárzással, az adott neutroncsillagot nem észlelhetjük pulzárként abban a hullámhossztartományban.[8], [9]

A rádió-, röntgen- és gammasugárzáshoz különböző modellekre van szükség

A csillag magnetoszférája az a körülötte lévő tartomány, ahol mágneses tere szabályozza a töltött részecskék mozgását. Plazmája többféle módon és különböző helyeken sugározhat. A nagy energiájú impulzusok a felszíntől távol is keletkezhetnek, például a fényhengeren vagy azon túl lévő áramrétegekben; ez a henger azt a forgástengelytől mért távolságot jelöli, ahol a merev együttforgás fénysebességet igényelne.

Ezért a minden hullámhosszon érvényes, egységes és keskeny fényszórónyalábok nem megfelelő modell. A koherens rádiósugárzás részletes mechanizmusa sem teljesen tisztázott még.[9]

Erős mágneses mezők játsszák itt a főszerepet. Eredetük és fejlődésük nem pusztán az összehúzódásra vezethető vissza: fontos lehet a mező felerősödése az újszülött csillagban, a belső fejlődés és az akkréciós történet is. A forgás lassulásából levezetett mezők modellfüggő, nagy léptékű komponenst írnak le, nem pedig a teljes mezőt minden pontban.[8], [11]

Viszonyításképpen: a hagyományos rádiópulzárok feltételezett dipólusmomentuma gyakran körülbelül 10¹² gauss, az újra felpörgetett milliszekundumos pulzároké pedig általában körülbelül 10⁸–10⁹ gauss. Egy gauss 10⁻⁴ teslának felel meg. Ezek jellemző értékek, nem szigorú besorolási határok.[8], [10]

A pulzáló jel azt mutatja, hogy a fényesség szabályosan változik. Az objektum megértéséhez még azt is meg kell kérdeznünk, honnan származik az energiája. A röntgen- vagy rádiótartományban való észlelés önmagában nem ad választ erre a kérdésre.[8]

Ezek energiaforrások, nem egymást kizáró, teljes objektumkategóriák. A neutroncsillag sugárzása egynél több komponensből is állhat.[8], [11]

A forgás lassulásával a forgási energia fokozatosan kimerül

Az összehúzódó mag gyorsabban foroghat, ahogy tömege közelebb kerül a forgástengelyhez. A perdület átvitele és veszteségei határozzák meg, mennyit örököl a neutroncsillag a forgásból. Későbbi forgása a születési körülményeket és további fejlődését is tükrözi.[8]

Egy elszigetelt, forgási energiából táplálkozó pulzár forgási periódusa idővel általában hosszabbodik: minden teljes fordulathoz egyre több időre van szükség. A P periódus és annak Ṗ változási sebességének mérésével a csillagászok megbecsülhetik, hogyan fejlődik a csillag.[10]

A forgási ugrások arra utalnak, hogy a csillag belsejében perdületcsere mehet végbe

Egyes pulzárok forgása hirtelen kissé felgyorsul; ezt az eseményt forgási ugrásnak nevezik. Az egyik fő magyarázat szerint a csillag belsejében lévő, gyorsabban forgó szuperfolyékony neutronfolyadék perdületet ad át a kéregnek és más, hozzá kapcsolódó összetevőknek. A kiváltó okot, az érintett területeket és az ezt követő visszarendeződést még vizsgálják.[12]

A modellek azt is megjósolják, milyen körülmények között szűnhet meg a rádiósugárzást fenntartó részecskepárok képződése. A gyakran ábrázolt halálvonal elméleti támpont, nem pedig szigorú, egyetemes határ, vagy annak garanciája, hogy minden másfajta sugárzás is megszűnik.[23]

Egy szoros kettős rendszerben lévő neutroncsillag anyagot halmozhat fel kísérőjétől. A mély gravitációs potenciál miatt az ilyen anyagbeáramlás hatékony sugárzási forrás. A rendszertől függően a gáz korongon keresztül vagy a kísérő csillagszelével érkezhet.[8]

Ha a mágneses tér a beáramló anyagot a felszín kis területeire irányítja, a forgás miatt ezek a fényes területek időszakosan felénk fordulhatnak, röntgenimpulzusokat keltve. Más akkréciós neutroncsillagoknál nem figyelhetők meg könnyen észlelhető, tartós pulzációk.[8]

A jelenlegi kísérő nem mindig árulja el a teljes történetet. Néhány újrapörgetett pulzár fehér törpe körül kering, mások pedig a későbbi kettős rendszerbeli fejlődés vagy kölcsönhatások után magányosak maradnak. Sok pulzár üteme a hosszú megfigyelések során rendkívül stabil, bár teljesen zajmentesnek egyik sem mondható.[10]

Az időzítési modell megjósolja, mikor kell az impulzusoknak elérniük a távcsövet. Figyelembe veszi a csillag forgását, helyzetét és mozgását, az esetleges kettős pályát, valamint a csillagközi plazmán keresztüli terjedést. A mért és az előre jelzett érkezési idők közötti eltéréseket impulzusérkezésiidő-maradványoknak nevezik.[8], [10]

A kettős Hulse-Taylor-pulzár, a PSR B1913+16 fokozatosan zsugorodó pályája bizonyítékot szolgáltatott a gravitációshullám-kibocsátásra. A hosszú távú mérések a megfelelő mozgáskorrekciók elvégzése után megfelelnek az általános relativitáselmélet által előre jelzett energiaveszteségnek.[14]

A kettős pulzár, a PSR J0737−3039A/B egyetlen rendszerben teszi lehetővé több relativisztikus hatás vizsgálatát. Egy 2021-es elemzés 16 évnyi megfigyelést használt fel szigorú gravitációs tesztek végzésére erős saját gravitációjú testek környezetében.[15]

Galaxis méretű óratömb

A pulzárok időzítési tömbje számos milliszekundumos pulzár impulzusainak pontos érkezési idejét hasonlítja össze. A csillagok és a Föld között áthaladó gravitációs hullámok az égbolt különböző pontjain összefüggő időzítési ingadozásokat okozhatnak.

2023-ban a NANOGrav korrelációkra utaló bizonyítékokról számolt be, amelyek megfelelnek a gravitációshullám-háttérre előre jelzett Hellings-Downs-mintázatnak . A mintázat a pulzárok közötti szögtávolságtól függ, és segít megkülönböztetni a jelet a nem korrelált zajtól.[16]

Ezek a mérések a nanoherzes frekvenciájú, nagyon hosszú periódusú hullámokat vizsgálják. A jel egyik vezető magyarázata a szupernagy tömegű fekete lyukak kettős rendszereinek sokasága, de a korrelációk önmagukban nem azonosítják egyértelműen a forrást. Itt a neutroncsillagok óraként szolgálnak a máshol keletkezett hullámok észleléséhez.[16]

A fény elhajlása segít meghatározni a csillag méretkorlátait

Az erős gravitáció elhajlítja a neutroncsillag felszínét elhagyó fényt. Ahogy a forró foltok a látómezőbe fordulnak, majd eltűnnek belőle, ez az elhajlás megváltoztatja a megfigyelt röntgenimpulzus-profilt. A mintázatra a csillag tömege, sugara, forgási sebessége, a megfigyelés geometriája és a felszíni sugárzás egyaránt hatással van.

A kutatók a NICER megfigyeléseit használták e profilok fizikai modelljeinek illesztésére, valamint a tömeg és a sugár korlátainak meghatározására. Gondosan kell modellezni a légkör sugárzását, a háttérsugárzást és a forró foltok geometriáját. Az eredmény egy bizonytalanságokkal terhelt következtetés, nem pedig egy feloldott felszíni kép.[17]

Például a nagy tömegű PSR J0740+6620 pulzár elemzései a röntgenadatokat a rádióimpulzusok időzítési adataival egyesítik. Az ilyen mérések azt vizsgálják, hogy a javasolt állapotegyenletek lehetővé teszik-e a megfigyelt tömeg- és méretkombinációval rendelkező csillagok létezését.[4]

A gravitációshullám-jel segíthet meghatározni, milyen könnyen deformálódnak a csillagok egymás gravitációs hatására. Az összeolvadás következményei a tömegüktől és az állapotegyenlettől is függenek: a maradvány azonnal fekete lyukká omolhat össze, vagy egy ideig neutroncsillagként maradhat fenn. A GW170817 megfigyelései nem tárták fel egyértelműen a végső maradvány közvetlen képét.[3], [19]

A forgási energiáját felhasználó pulzár relativisztikus részecskékből és elektromágneses energiából álló szelet bocsáthat ki. Ha a környezet feltartóztatja ezt az áramlást, kialakulhat a pulzárszél-köd. Jól ismert példa erre a Rák-köd.

A mágneses térben mozgó nagy energiájú részecskék sugárzást bocsátanak ki – így keletkezik a szinkrotronsugárzás. Az alacsonyabb energiájú fotonok energiáját is növelhetik inverz Compton-szórás révén. A köd tehát feltárja, hogyan jut el a forgó csillag energiája jóval nagyobb térfogatba.[21]

A pulzárszél-köd különbözik az eredeti szupernóva-maradványt alkotó, táguló kilökött anyagtól és a lökéshullám által érintett gáztól, bár ezek a képződmények kölcsönhatásba léphetnek egymással. Nem olyan különleges szakasz, amely csak akkor kezdődik, amikor a pulzár már nem bocsát ki rádióimpulzusokat. Fejlődése a szél, a környező szupernóva-maradvány és a pulzár mozgásának függvénye.[21]

Mit kell még megértenünk?

Minden megfigyelés ugyanannak az objektumnak más-más részét teszi vizsgálhatóvá. Az impulzusok érkezési idejének mérése lehetővé teszi a forgásának és mozgásának követését; a spektrumok és impulzusprofilok segítenek meghatározni a sugárzási paraméterek határait; az összeolvadások lehetővé teszik a rendkívül erős gravitációra adott válaszának vizsgálatát. Ezek a megfigyelések együttesen lehetővé teszik a csillagászok számára, hogy olyan körülmények között tanulmányozzák az anyagot, amelyek messze meghaladják a laboratóriumban elérhetőket.[3]