Neutroninės žvaigždės ir pulsarai

Нейтронные звёзды и пульсары

Плотные, быстро вращающиеся остатки, образующиеся после некоторых взрывов сверхновых, излучающие пучки излучения

Когда массивные звёзды достигают конца своей жизни через сверхновую коллапса ядра, их ядра могут сжаться до чрезвычайно плотных объектов, называемых нейтронными звёздами. Эти остатки характеризуются плотностью, превышающей плотность атомного ядра, вмещая массу Солнца примерно в сферу размером с город. Среди этих нейтронных звёзд некоторые быстро вращаются и имеют мощные магнитные поля — пульсары, которые излучают сканирующие пучки излучения, наблюдаемые с Земли. В этой статье мы обсудим, как формируются нейтронные звёзды и пульсары, чем они выделяются в космосе и как их энергичное излучение позволяет нам изучать экстремальную физику на границах материи.

1. Susidarymas po supernovos

1.1 Коллапс ядра и «нейронизация»

Звезды с большой массой (> 8–10 M⊙) в конечном итоге формируют железное ядро, которое больше не может поддерживать экзотермический синтез. Когда масса ядра приближается к или превышает предел Чандрасекара (~1,4 M⊙), давление электронной дегенерации уже не компенсирует гравитацию, вызывая коллапс ядра. Всего за несколько миллисекунд:

  1. Коллапсирующее ядро сжимает протоны и электроны в нейтроны (обратным бета-распадом).
  2. Давление нейтронной дегенерации останавливает дальнейший коллапс, если масса ядра остается ниже примерно 2–3 M⊙.
  3. Возникший отскок или нейтринно-управляемая ударная волна выбрасывает внешние слои звезды в пространство, вызывая сверхновую коллапса ядра [1,2].

В центре находится нейтронная звезда – чрезвычайно плотный объект, обычно радиусом ~10–12 км, с массой 1–2 Солнц.

1.2 Масса и уравнение состояния

Точный предел массы нейтронной звезды (так называемая граница «Толмана–Оппенгеймера–Волкова») не установлен точно, обычно составляет 2–2,3 M⊙. При превышении этой границы ядро продолжает коллапсировать в чёрную дыру. Структура нейтронной звезды зависит от ядерной физики и уравнения состояния ультраплотной материи – это активно исследуемая область, объединяющая астрофизику и ядерную физику [3].

2. Структура и состав

2.1 Слои нейтронной звезды

Нейтронные звёзды имеют слоистую структуру:

  • Внешняя кора: Состоит из ядерной решётки и вырожденных электронов, до так называемой плотности капания нейтронов.
  • Внутренняя кора: Материя, обогащённая нейтронами, где могут существовать фазы «ядерных макарон».
  • Ядро: В основном нейтроны (и, возможно, экзотические частицы, например, гипероны или кварки), находящиеся при сверхъядерной плотности.

Плотности могут превышать 1014 г см-3 в ядре – такие же или даже больше, чем у атомного ядра.

2.2 Очень сильные магнитные поля

Многие нейтронные звёзды имеют магнитные поля значительно сильнее, чем у типичных звёзд главной последовательности. При коллапсе звезды магнитный поток сжимается, увеличивая силу поля до 108–1015 Г. Самые сильные поля обнаруживаются у магнетаров, способных вызывать мощные вспышки или «звёздные землетрясения» (англ. starquakes). Даже «обычные» нейтронные звёзды обычно имеют поля 109–12 Г [4,5].

2.3 Быстрое вращение

Закон сохранения момента импульса при коллапсе ускоряет вращение нейтронной звезды. Поэтому многие недавно образовавшиеся нейтронные звёзды вращаются с периодами в миллисекунды или секунды. Со временем магнитное торможение и потоки могут замедлить это вращение, однако молодые нейтронные звёзды могут стартовать как «миллисекундные пульсары» или обновляться в двойных системах, захватывая массу.

3. Пульсары: космические маяки

3.1 Явление пульсара

Пульсар – это вращающаяся нейтронная звезда, у которой магнитная ось и ось вращения не совпадают. Сильное магнитное поле и быстрое вращение создают лучи излучения (радио-, видимого света, рентгеновские или гамма-лучи), исходящие из магнитных полюсов. При вращении звезды эти лучи, подобно лучу маяка, проходят через Землю, создавая импульсы при каждом обороте [6].

3.2 Типы пульсаров

  • Радиопульсары: излучают преимущественно в радиодиапазоне, для них характерны очень стабильные периоды вращения от ~1,4 мс до нескольких секунд.
  • Рентгеновские пульсары: Часто встречаются в двойных системах, где нейтронная звезда аккрецирует вещество с компаньонной звезды, генерируя рентгеновское излучение или пульсации.
  • Миллисекундные пульсары: Очень быстро вращающиеся (с периодами в несколько миллисекунд), часто «разогнанные» (перекрученные) через аккрецию из двойной компаньонки. Это одни из самых точных известных космических «часов».

3.3 Замедление вращения пульсаров

Пульсары теряют энергию вращения через электромагнитные тормоза вращения (дипольное излучение, ветер) и постепенно замедляются. Их периоды удлиняются на протяжении миллионов лет, пока излучение не становится слишком слабым для обнаружения, достигая так называемой «границы смерти пульсаров». Некоторые пульсары остаются активными на фазе «тумана пульсарного ветра», продолжая снабжать энергией окружающее вещество.

4. Двойные нейтронные звезды и особые явления

4.1 Рентгеновские двойные системы

Рентгеновские двойные системы: нейтронная звезда аккрецирует вещество с близкой звезды-компаньона. Падающее вещество формирует аккреционный диск, излучающий рентгеновские лучи. Иногда происходят временные вспышки яркости (транзиенты), если в диске возникают нестабильности. Наблюдая эти яркие рентгеновские источники, можно определить массы нейтронных звезд, частоту вращения и изучать физику аккреции [7].

4.2 Системы пульсара и компаньона

Двойные пульсары, у которых второй компонент — другая нейтронная звезда или белый карлик, предоставили важные тесты общей теории относительности, особенно измеряя спад орбиты из-за излучения гравитационных волн. Система двойной нейтронной звезды PSR B1913+16 (пульсар Халса–Тейлора) дала первое косвенное доказательство существования гравитационных волн. Более новые открытия, такие как «Двойной пульсар» (PSR J0737−3039), продолжают уточнять теории гравитации.

4.3 Слияния и гравитационные волны

Когда две нейтронные звезды спирально сближаются, они могут вызвать килонову и излучить сильные гравитационные волны. Выдающееся обнаружение GW170817 в 2017 году подтвердило слияние двойной системы нейтронных звезд, соответствующее многоволновому наблюдению килоновы. Эти слияния также могут создавать самые тяжелые элементы (например, золото или платину) через r-процесс нуклеосинтеза, подчеркивая нейтронные звезды как космические «коровы» [8,9].

5. Влияние на галактическую среду

5.1 Остатки сверхновых и туманы пульсарного ветра

Рождение нейтронной звезды через сверхновую коллапса ядра оставляет остаток сверхновой – расширяющиеся оболочки выброшенного вещества и ударный фронт. Быстро вращающаяся нейтронная звезда может создать туман пульсарного ветра (например, туман Краба), в котором релятивистские частицы из пульсара передают энергию окружающему газу, излучаемую синхротронным излучением.

5.2 Распространение тяжёлых элементов

Формирование нейтронных звёзд в сверхновых взрывах или слияниях нейтронных звёзд высвобождает новые изотопы тяжёлых элементов (например, стронция, бария и ещё более тяжёлых). Это химическое обогащение попадает в межзвёздную среду, затем включается в будущие поколения звёзд и планетарные тела.

5.3 Энергия и обратная связь

Активные пульсары излучают сильные потоки частиц и магнитные поля, которые могут раздувать космические пузыри, ускорять космические лучи и ионизировать местные газы. Магнитары с особенно экстремальными полями могут вызывать гигантские вспышки, иногда нарушающие близкую межзвёздную среду. Таким образом, нейтронные звёзды долгое время после первоначального взрыва сверхновой продолжают формировать своё окружение.

6. Наблюдаемые признаки и направления исследований

6.1 Поиск пульсаров

Радиотелескопы (например, Arecibo, Parkes, FAST) исторически сканировали небо в поисках периодических радиосигналов пульсаров. Современные массивы телескопов и временные наблюдения позволяют обнаруживать миллисекундные пульсары, изучая популяцию в Галактике. Рентгеновские и гамма-обсерватории (например, Chandra, Fermi) обнаруживают пульсары и магнитары с высокой энергией.

6.2 NICER и массивы временных измерений

Космические миссии, такие как NICER («Neutron star Interior Composition Explorer»), установленная на МКС (Международной космической станции), измеряют рентгеновские пульсации нейтронных звёзд, точнее определяя ограничения массы и радиуса для выяснения уравнения состояния их внутреннего строения. Массивы временных измерений пульсаров (PTA) объединяют стабильные миллисекундные пульсары для обнаружения низкочастотных гравитационных волн, исходящих от сверхмассивных чёрных дыр в двойных системах на больших космических масштабах.

6.3 Значение многоволновых наблюдений

Обнаружение нейтрино и гравитационных волн в будущих сверхновых или слияниях нейтронных звёзд может напрямую раскрыть условия формирования нейтронных звёзд. Наблюдение событий килоновых или потоков нейтрино сверхновых даёт уникальные данные о свойствах ядерной материи при экстремальной плотности, связывая астрофизику с фундаментальной физикой частиц.

7. Выводы и перспективы на будущее

Нейтронные звёзды и пульсары — это одни из крайних результатов эволюции звёзд: после коллапса массивных звёзд образуются компактные остатки диаметром около 10 км, но массой часто превышающие массу Солнца. Эти остатки обладают очень сильными магнитными полями и быстрым вращением, проявляющимся в виде пульсаров, излучающих в широком диапазоне электромагнитного спектра. Их образование в сверхновых взрывах обогащает галактики новыми элементами и энергией, влияя на формирование звёзд и структуру межзвёздной среды.

От слияний двух нейтронных звезд, порождающих гравитационные волны, до вспышек магнитаров, способных мгновенно затмить целые галактики в гамма-диапазоне, нейтронные звезды остаются в авангарде астрофизических исследований. Современные телескопы и массивы временных измерений всё больше раскрывают тонкости геометрии излучения пульсаров, внутреннего строения и кратковременных событий слияния — объединяя космические крайности с фундаментальной физикой. Через эти впечатляющие остатки мы наблюдаем последние этапы жизни массивных звезд и видим, как смерть может вызывать яркие явления и формировать космическую среду на целые эпохи.

Источники и дополнительное чтение

  1. Baade, W., & Zwicky, F. (1934). «О сверхновых.» Proceedings of the National Academy of Sciences, 20, 254–259.
  2. Oppenheimer, J. R., & Volkov, G. M. (1939). «О массивных нейтронных ядрах.» 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). «Формирование сильно магнитизированных нейтронных звезд: последствия для гамма-всплесков.» The Astrophysical Journal Letters, 392, L9–L13.
  5. Gold, T. (1968). «Вращающиеся нейтронные звезды как источник пульсирующих радиосигналов.» Nature, 218, 731–732.
  6. Manchester, R. N. (2004). «Пульсары и их место в астрофизике.» 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 гравитационных волн от слияния двойной нейтронной звезды.» Physical Review Letters, 119, 161101.
  9. Drout, M. R., et al. (2017). «Световые кривые слияния нейтронных звезд GW170817/SSS17a.» Science, 358, 1570–1574.
  10. Demorest, P. B., et al. (2010). «Двухсолнечная нейтронная звезда, измеренная с помощью задержки Шапиро.» Nature, 467, 1081–1083.
Вернуться в блог