Nevtronske zvezde in pulzarji

Med kolapsom jedra masivne zvezde atomska jedra in prosti protoni zajemajo elektrone, zato se v snovi poveča delež nevtronov in nastajajo nevtrini. Kolaps notranjega dela traja delček sekunde. Pri zelo veliki gostoti se snov upira nadaljnjemu stiskanju in lahko nastane vroča protonevtronska zvezda .[1]

Ta novorojeni objekt se razvija tako, da izgublja toploto in ujete nevtrine. Tlak, ki nastaja zaradi pojavov kvantne fizike in močne jedrske sile, lahko vzdržuje dolgoživo nevtronsko zvezdo, če masa ostanka ne presega meje, dovoljene za njegovo specifično stanje.[2]

Železno jedro ni nujno v vseh primerih: nekatere nevtronske zvezde nastanejo zaradi kolapsa kisikovih in neonskih jeder ob zajetju elektronov. Poleg tega se kolaps ne začne, ko je dosežena ena univerzalna masa jedra. Pomembni sta sestava in zgradba umirajoče zvezde.[1]

To so ilustrativne vrednosti, ne meritve določno poimenovane zvezde. Maso, polmer in gostoto nevtronske zvezde povezuje fizika goste snovi.[3]

Kolikšna je lahko največja masa nevtronske zvezde?

Opazovanja potrjujejo obstoj nevtronskih zvezd z maso, ki je približno enaka dvema Sončevima masama . Ustrezen model njihove notranje zgradbe mora dopuščati obstoj zvezd z maso, ki ni manjša od teh izmerjenih vrednosti; opazovanja ne določajo ene same natančne največje mase.[4]

Pogosto uporabljeni izraz največja masa TOV označuje mejo mase hladne, nerotirajoče se nevtronske zvezde glede na izbrano enačbo stanja. Vrtenje lahko zvezdi omogoči, da vzdrži večjo maso. Vroči, hitro spreminjajoči se ostanek zahteva dodatno modeliranje, zato vrednosti »2,2 Sončeve mase« ne bi smeli obravnavati kot univerzalne meje med nevtronskimi zvezdami in črnimi luknjami.[5]

Nevtronska zvezda ni enotna krogla nevtronov. Fizikalni pogoji v njenih zunanjih plasteh in globinah se zelo razlikujejo. Spodnji diagram je uporabno izhodišče za opis zrele zvezde, vendar ostajajo ob približevanju središču pomembne negotovosti.[2], [6], [7]

Вблизи основания коры модели допускают образование вытянутых или пластинчатых ядерных структур, прозванных ядерными макаронами. Это предполагаемые возможности, а не подтверждённый слой, имеющийся в каждой нейтронной звезде. История аккреции также может изменить состав коры.[6]

Мы обнаруживаем нейтронную звезду как пульсар, когда при её вращении повторяющийся рисунок излучения попадает в наше поле зрения. Известная модель маяка иллюстрирует это магнитной осью, наклонённой относительно оси вращения, и радиолучами, связанными с областями магнитных полюсов.[8], [9]

С каждым импульсом вся звезда не включается и не выключается. Рисунок повторяется по мере её вращения, а профиль может содержать более одного пика за оборот. Если направление нашего взгляда не пересекается с соответствующим излучением, мы можем не обнаружить эту нейтронную звезду как пульсар в этом диапазоне волн.[8], [9]

Для радио-, рентгеновского и гамма-излучения нужны разные модели

Магнитосфера звезды — это окружающая область, в которой её магнитное поле управляет движением заряженных частиц. Её плазма может излучать несколькими способами и в разных местах. Высокоэнергетические импульсы могут возникать далеко от поверхности, в том числе в слоях тока вблизи светового цилиндра или за его пределами; этот цилиндр обозначает расстояние от оси, на котором жёсткое совместное вращение потребовало бы скорости света.

Таким образом, одинаковые узкие лучи прожектора не подходят в качестве модели для всех длин волн. Детальный механизм когерентного радиоизлучения также ещё не до конца понят.[9]

Здесь важную роль играют сильные магнитные поля. Их происхождение и эволюция зависят не только от сжатия: важны могут быть усиление поля в новорождённой звезде, внутренняя эволюция и история аккреции. Поля, полученные из замедления вращения, описывают зависящий от модели крупномасштабный компонент, а не всё поле в каждой точке.[8], [11]

Za orientacijo: ocenjena dipolna polja običajnih radijskih pulsarjev pogosto znašajo okoli 10¹² gausov, pri ponovno zavrtetih milisekundnih pulsarjih pa so običajno okoli 10⁸–10⁹ gausov. En gaus je enak 10⁻⁴ tesle. To so značilne vrednosti, ne stroge meje razvrščanja.[8], [10]

Utripajoči signal kaže, da se svetlost redno spreminja. Da bi razumeli objekt, se moramo vprašati še, od kod izvira njegova energija. Zaznava v rentgenskem ali radijskem območju sama po sebi ne odgovarja na to vprašanje.[8]

To so viri energije, ne medsebojno izključujoče se kategorije celotnih objektov. Sevanje nevtronske zvezde lahko sestavlja več kot ena komponenta.[8], [11]

Ko se vrtenje upočasnjuje, se energija vrtenja postopoma zmanjšuje

Krčeče se jedro se lahko vrti hitreje, ker se njegova masa približuje osi vrtenja. Prenos in izguba vrtilne količine določata, koliko vrtenja podeduje nevtronska zvezda. Njeno poznejše vrtenje odraža tako pogoje ob rojstvu kot nadaljnji razvoj.[8]

Pri izoliranem pulsarju, ki ga poganja energija vrtenja, se perioda vrtenja sčasoma običajno podaljšuje: za vsak poln obrat potrebuje vse več časa. Z merjenjem periode P in njene spremembe Ṗ lahko astronomi ocenijo, kako se zvezda razvija.[10]

Preskoki v vrtenju kažejo, da lahko v notranjosti zvezde prihaja do izmenjave vrtilne količine

Nekateri pulzarji se nenadoma začnejo vrteti nekoliko hitreje; tak dogodek imenujemo preskok v vrtenju. Po eni od glavnih razlag hitreje vrteča se supertekoča nevtronska tekočina v notranjosti zvezde prenese vrtilno količino na skorjo in druge z njo povezane komponente. Sprožilni mehanizem preskoka, območja, ki pri njem sodelujejo, in poznejše okrevanje so še vedno predmet raziskav.[12]

Modeli napovedujejo tudi pogoje, v katerih se lahko prekine nastajanje parov delcev, ki podpira radijsko sevanje. Pogosto prikazana mrtva črta je teoretična orientacijska točka, ne pa stroga, univerzalna meja ali zagotovilo, da izgine tudi vse drugo sevanje.[23]

Nevtronska zvezda v tesnem dvojnem sistemu lahko akretira snov spremljevalke. Zaradi globokega gravitacijskega potenciala je takšen padec snovi učinkovit vir sevanja. Odvisno od sistema lahko plin priteka skozi disk ali z vetrom spremljevalke.[8]

Če magnetno polje usmerja tok na majhna območja površja, se lahko zaradi vrtenja ta svetla območja periodično obrnejo proti nam in povzročijo impulze rentgenskega sevanja. Pri drugih akretirajočih nevtronskih zvezdah ni opaziti zlahka zaznavnih stalnih pulzacij.[8]

Sedanja spremljevalka ne razkrije vedno celotne zgodbe. Nekateri ponovno zavrteni pulzarji krožijo okoli belih pritlikavk, drugi pa po poznejšem razvoju dvojnega sistema ali medsebojnih vplivih ostanejo sami. Ritem številnih impulzov je med dolgotrajnimi opazovanji izjemno stabilen, čeprav ni povsem brez šuma.[10]

Časovni model napoveduje, kdaj naj bi pulzi dosegli teleskop. Upošteva vrtenje zvezde, njen položaj in gibanje, morebitno dvojiško orbito ter širjenje skozi medzvezdno plazmo. Razlike med izmerjenimi in napovedanimi časi prihoda se imenujejo ostanki časov prihodov pulzov.[8], [10]

Postopno krčenje orbite dvojiškega pulzarja Hulse-Taylor, PSR B1913+16, je zagotovilo dokaze o sevanju gravitacijskih valov. Dolgoročne meritve se po ustreznih popravkih gibanja ujemajo z izgubo energije, ki jo napoveduje splošna teorija relativnosti.[14]

Dvojni pulzar PSR J0737−3039A/B omogoča preučevanje več relativističnih pojavov v enem sistemu. Analiza iz leta 2021 je uporabila 16-letna opazovanja za stroge teste gravitacije v okolju teles z močno lastno gravitacijo.[15]

Mreža ur v velikosti galaksije

Časovna mreža pulzarjev primerja natančne čase pulzov številnih milisekundnih pulzarjev. Gravitacijski valovi, ki potujejo med temi zvezdami in Zemljo, lahko povzročijo povezane časovne spremembe na različnih območjih neba.

Leta 2023 je NANOGrav poročal o dokazih za korelacije, skladne z Hellingsovim in Downovim vzorcem , ki ga napoveduje ozadje gravitacijskih valov. Vzorec je odvisen od kotne razdalje med pulzarji in ga je mogoče uporabiti za razlikovanje od nekoreliranega šuma.[16]

Te meritve preiskujejo valove z nanoherčnimi frekvencami in zelo dolgimi periodami. Ena od glavnih razlag signala je populacija dvojiških sistemov supermasivnih črnih lukenj, vendar samo korelacije ne omogočajo nedvoumne določitve izvora. Nevtronske zvezde tu služijo kot ure za zaznavanje valov, ki nastanejo drugje.[16]

Ukrivljanje svetlobe pomaga določiti meje velikosti zvezde

Močna gravitacija ukrivlja svetlobo, ki zapušča površino nevtronske zvezde. Ko se vroča območja zaradi vrtenja pojavljajo v vidnem polju in izginjajo iz njega, to ukrivljanje spreminja opazovani profil rentgenskih pulzov. Na vzorec vplivajo masa in polmer zvezde, hitrost vrtenja, geometrija opazovanja ter sevanje s površine.

Raziskovalci so opazovanja NICER uporabili za prilagajanje fizikalnih modelov teh profilov in določanje mej za mase in polmere. Sevanje atmosfere, sevanje ozadja in geometrijo vročih območij je treba skrbno modelirati. Rezultat je sklep z negotovostmi, ne pa posnetek površine.[17]

Analize masivnega pulsarja PSR J0740+6620 na primer združujejo rentgenske podatke z informacijami o časih radijskih impulzov. S takšnimi meritvami preverjajo, ali predlagane enačbe stanja dopuščajo obstoj zvezd z opaženo kombinacijo mase in velikosti.[4]

Signal gravitacijskih valov lahko pomaga ugotoviti, kako zlahka se zvezde deformirajo zaradi medsebojne gravitacije. Izid združitve je odvisen tudi od njunih mas in enačbe stanja: ostanek se lahko takoj sesede v črno luknjo ali pa nekaj časa ostane nevtronska zvezda. Opazovanja GW170817 niso dala nedvoumne neposredne podobe končnega ostanka.[3], [19]

Pulsar, ki črpa energijo iz vrtenja, lahko oddaja relativistični veter delcev in elektromagnetne energije. Če okolica zadrži ta tok, lahko ta napihne meglico pulsarjevega vetra. Znan primer je Krabova meglica.

Ko se visokoenergijski delci gibljejo v magnetnih poljih, oddajajo sevanje – tako nastane sinhrotronsko sevanje. Energijo lahko povečajo tudi fotonom z nižjo energijo, in sicer z obratnim Comptonovim sipanjem. Meglica tako razkriva, kako energija vrteče se zvezde doseže precej večje območje prostora.[21]

Meglica pulsarjevega vetra se razlikuje od razširjajoče se izvržene snovi, ki tvori ostanek supernove, in plina, na katerega vpliva udarni val, čeprav lahko ti pojavi medsebojno delujejo. Ne gre za posebno fazo, ki se začne šele, ko pulsar preneha oddajati radijske impulze. Njen razvoj je odvisen od vetra, okoliškega ostanka supernove in gibanja pulsarja.[21]

Kaj je še treba razumeti?

Vsako opazovanje omogoča preverjanje drugega vidika istega objekta. Meritve časov prihoda pulzov omogočajo sledenje njegovemu vrtenju in gibanju; spektri in profili pulzov pomagajo določiti meje njegovih sevalnih parametrov; zlitja omogočajo preučevanje njegovega odziva na izjemno močno gravitacijo. Skupaj ta opazovanja astronomom omogočajo preučevanje snovi v razmerah, ki močno presegajo tiste, ki jih je mogoče doseči v laboratoriju.[3]