Neutroninės žvaigždės ir pulsarai

Нейтронні зірки і пульсари

Щільні, швидко обертові залишки, що утворюються після певних вибухів супернових, які випромінюють пучки радіації

Коли масивні зірки досягають кінця свого життя через супернову колапсу ядра, їхні ядра можуть стиснутися до надщільних об'єктів, званих нейтронними зірками. Ці залишки характеризуються щільністю, що перевищує щільність атомного ядра, вміщуючи масу Сонця приблизно в сфері розміром із місто. Серед цих нейтронних зірок деякі швидко обертаються і мають потужні магнітні поля — пульсари, які випромінюють промені радіації, помітні з Землі. У цій статті ми розглянемо, як формуються нейтронні зірки та пульсари, чим вони відрізняються у космосі та як їх енергійне випромінювання дозволяє нам досліджувати екстремальну фізику на межах матерії.

1. Susidarymas po supernovos

1.1 Колапс ядра та «нейтронізація»

Зірки великої маси (> 8–10 M⊙) зрештою формують залізне ядро, яке не може підтримувати екзотермічний синтез. Коли маса ядра наближається до або перевищує межу Чандрасекара (~1,4 M⊙), тиск електронної дегенерації не компенсує гравітацію, спричиняючи колапс ядра. Лише за кілька мілісекунд:

  1. Колапсуюче ядро стискає протони та електрони в нейтрони (шляхом зворотного бета-розпаду).
  2. Тиск нейтронної дегенерації зупиняє подальший колапс, якщо маса ядра залишається меншою за приблизно 2–3 M⊙.
  3. Виникає відскок або нейтринно-ведена ударна хвиля викидає зовнішні шари зірки в космос, спричиняючи супернову колапсу ядра [1,2].

У центрі залишається нейтронна зірка – надзвичайно щільний об'єкт, зазвичай радіусом близько 10–12 км, що має 1–2 маси Сонця.

1.2 Маса та рівняння стану

Точна межа масового ліміту нейтронної зірки (так звана межа «Толмана–Оппенгеймера–Волкова») не встановлена точно, зазвичай становить 2–2,3 M⊙. При перевищенні цієї межі ядро продовжує колапсувати у чорну діру. Структура нейтронної зірки залежить від ядерної фізики та рівняння стану ультрагустої матерії – це активно досліджувана галузь, що поєднує астрофізику з ядерною фізикою [3].

2. Структура та склад

2.1 Шари нейтронної зірки

Нейтронні зірки мають шарувату структуру:

  • Зовнішня кора: Складається з ядерної ґратки та вироджених електронів, до так званої щільності нейтронного капання.
  • Внутрішня кора: Матеріал, збагачений нейтронами, де можуть існувати фази «ядерної пасти».
  • Ядро: Переважно нейтрони (і, можливо, екзотичні частинки, наприклад, гіперони чи кварки), що знаходяться у над'ядерній щільності.

Щільність може перевищувати 1014 г см-3 у ядрі – такі ж або навіть більші за атомне ядро.

2.2 Надзвичайно сильні магнітні поля

Багато нейтронних зірок мають магнітні поля значно сильніші за типові зорі головної послідовності. Під час колапсу зірки магнітний потік стискається, збільшуючи силу поля до 108–1015 Г. Найсильніші поля виявляються у магнетарах, які можуть викликати потужні викиди або «зоряні землетруси» (англ. starquakes). Навіть «звичайні» нейтронні зірки зазвичай мають поля 109–12 Г [4,5].

2.3 Швидке обертання

Закон збереження кутового моменту під час колапсу прискорює обертання нейтронної зірки. Тому багато новонароджених нейтронних зірок обертаються з періодами в мілісекунди або секунди. З часом магнітний гальмівний момент і потоки можуть уповільнити це обертання, але молоді нейтронні зірки можуть стартувати як «мілісекундні пульсари» або оновлюватися у подвійних системах, поглинаючи масу.

3. Пульсари: космічні маяки

3.1 Явище пульсара

Пульсар – це обертаюча нейтронна зірка, у якої магнітна вісь і вісь обертання не співпадають. Сильне магнітне поле і швидке обертання генерують пучки випромінювання (радіо-, видимого світла, рентгенівського або гамма-випромінювання), що поширюються вздовж магнітних полюсів. Під час обертання зірки ці пучки, як промінь маяка, проходять через Землю, створюючи імпульси при кожному оберті [6].

3.2 Типи пульсарів

  • Радіо пульсари: Найбільше випромінюють у радіодіапазоні, для них характерні дуже стабільні періоди обертання від ~1,4 мс до кількох секунд.
  • Рентгенівські пульсари: Часто зустрічаються в подвійних системах, де нейтронна зірка аккреціює матеріал із компаньйонної зірки, генеруючи рентгенівське випромінювання або пульсації.
  • Мілісекундні пульсари: Дуже швидко обертаються (з періодами в кілька мілісекунд), часто «розкручені» (перероблені) через акрецію з подвійного компаньйона. Це одні з найточніших відомих космічних «годинників».

3.3 Сповільнення обертання пульсарів

Пульсари втрачають енергію обертання через електромагнітні гальма обертання (диполярне випромінювання, вітер) і поступово сповільнюються. Їхні періоди подовжуються протягом мільйонів років, доки випромінювання не стане надто слабким для виявлення, досягаючи так званої «межі смерті пульсарів». Деякі пульсари залишаються активними на фазі «пульсарного вітрового туману», продовжуючи надавати енергію навколишньому матеріалу.

4. Подвійні нейтронні зірки та особливі явища

4.1 Рентгенівські подвійні системи

Рентгенівські подвійні системи нейтронна зірка аккреціює матеріал із близької компаньйонної зірки. Падаючий матеріал формує акреційний диск, який випромінює рентгенівські промені. Іноді відбуваються періодичні спалахи яскравості (транзієнти), якщо в диску виникають нестабільності. Спостерігаючи ці яскраві рентгенівські джерела, можна визначити маси нейтронних зірок, частоту обертання та вивчати фізику акреції [7].

4.2 Системи пульсара і компаньйона

Подвійні пульсари, у яких другий компонент є іншою нейтронною зіркою або білим карликом, надали важливі тести загальної теорії відносності, особливо вимірюючи спад орбіти через випромінювання гравітаційних хвиль. Система подвійних нейтронних зірок PSR B1913+16 (пульсар Халса–Тейлора) надала перше непряме свідчення існування гравітаційних хвиль. Новіші відкриття, такі як «Подвійний пульсар» (PSR J0737−3039), продовжують уточнювати теорії гравітації.

4.3 Злиття та гравітаційні хвилі

Коли дві нейтронні зірки спірально наближаються одна до одної, вони можуть спричинити кілонаву та випромінити потужні гравітаційні хвилі. Виявлення GW170817 у 2017 році підтвердило злиття подвійної системи нейтронних зірок, що відповідає багатохвильовим спостереженням кілонави. Ці злиття також можуть утворювати найважчі елементи (наприклад, золото чи платину) через r-процес нуклеосинтезу, підкреслюючи нейтронні зірки як космічні «корівки» [8,9].

5. Вплив на галактичне середовище

5.1 Залишки супернових і пульсарні вітрові тумани

Народження нейтронної зірки через супернову колапсу ядра залишає залишок супернової – розширювані оболонки викинутих матеріалів та ударний фронт. Швидко обертаючася нейтронна зірка може створити пульсарний вітровий туман (наприклад, Туманність Краб), у якому релятивістські частинки з пульсара надають енергію навколишньому газу, що випромінюється синхротронним випромінюванням.

5.2 Поширення важчих елементів

Формування нейтронних зір у вибухах наднових або злиттях нейтронних зір вивільняє нові ізотопи важчих елементів (наприклад, стронцію, барію та ще важчих). Це хімічне збагачення потрапляє в міжзоряне середовище, а згодом вливається у майбутні покоління зірок і планетарних тіл.

5.3 Енергія та відгуки

Активні пульсари випускають сильні потоки частинок та магнітні поля, які можуть роздувати космічні бульбашки, прискорювати космічні промені та іонізувати місцеві гази. Магнетари з надзвичайно екстремальними полями можуть викликати гігантські спалахи, іноді порушуючи близьке міжзоряне середовище. Таким чином, нейтронні зорі довго після початкового вибуху наднової продовжують формувати своє оточення.

6. Спостережувані ознаки та напрямки досліджень

6.1 Пошук пульсарів

Радіотелескопи (наприклад, Arecibo, Parkes, FAST) історично сканували небо в пошуках періодичних радіоімпульсів пульсарів. Сучасні масиви телескопів і часові спостереження дозволяють відкривати мілісекундні пульсари, досліджуючи популяцію Галактики. Рентгенівські та гамма-обсерваторії (наприклад, Chandra, Fermi) виявляють пульсари та магнетари з високою енергією.

6.2 NICER та масиви часових вимірювань

Космічні місії, такі як NICER («Neutron star Interior Composition Explorer»), встановлений на МКС (Міжнародній космічній станції), вимірюють рентгенівські пульсації нейтронних зір, точніше визначаючи обмеження маси та радіусу, щоб з'ясувати їх внутрішнє рівняння стану. Масиви часових вимірювань пульсарів (PTA) об'єднують стабільні мілісекундні пульсари для виявлення гравітаційних хвиль низької частоти, що походять від надмасивних чорних дір у бінарних системах на великих космічних масштабах.

6.3 Значення багатохвильових спостережень

Виявлення нейтрино та гравітаційних хвиль у майбутніх наднових або злиттях нейтронних зір можуть безпосередньо розкрити умови формування нейтронних зір. Спостереження за подіями кіло-нових або потоками нейтрино наднових дають унікальні дані про властивості ядерної матерії в екстремальних щільностях, поєднуючи астрофізику з фундаментальною фізикою частинок.

7. Висновки та перспективи на майбутнє

Нейтронні зорі та пульсари – це одні з крайніх результатів еволюції зірок: після колапсу масивних зірок утворюються компактні залишки, діаметр яких становить близько ~10 км, але маса часто перевищує масу Сонця. Ці залишки мають надзвичайно сильні магнітні поля та швидкий обертальний рух, що проявляється у вигляді пульсарів, які випромінюють у широкому діапазоні електромагнітного спектра. Їх утворення внаслідок вибухів наднових збагачує галактики новими елементами та енергією, впливаючи на формування зірок і структуру міжзоряного середовища.

Від злиття двох нейтронних зірок, що породжують гравітаційні хвилі, до спалахів магнетарів, які можуть миттєво затмити цілі галактики в гамма-діапазоні, нейтронні зірки залишаються на передовій астрофізичних досліджень. Сучасні телескопи та масиви часових вимірювань дедалі більше розкривають тонкощі геометрії випромінювання пульсарів, внутрішньої структури та короткочасних подій злиття — поєднуючи космічні крайнощі з фундаментальною фізикою. Через ці вражаючі залишки ми спостерігаємо останні етапи життя зірок великої маси і бачимо, як смерть може викликати яскраві явища та формувати космічне середовище на цілих епохах.

Джерела та подальше читання

  1. Baade, W., & Zwicky, F. (1934). “Про наднові.” Proceedings of the National Academy of Sciences, 20, 254–259.
  2. Oppenheimer, J. R., & Volkov, G. M. (1939). “Про масивні нейтронні 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). “Формування дуже сильно намагнічених нейтронних зірок: наслідки для гамма-спалахів.” The Astrophysical Journal Letters, 392, L9–L13.
  5. Gold, T. (1968). “Обертальні нейтронні зірки як джерело пульсуючих радіоджерел.” Nature, 218, 731–732.
  6. Manchester, R. N. (2004). “Пульсари та їхнє місце в астрофізиці.” 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: Спостереження гравітаційних хвиль від зближення подвійної нейтронної зірки.” Physical Review Letters, 119, 161101.
  9. Drout, M. R., et al. (2017). “Світлові криві злиття нейтронних зірок GW170817/SSS17a.” Science, 358, 1570–1574.
  10. Demorest, P. B., et al. (2010). “Нейтронна зірка масою в два сонячні, виміряна за допомогою затримки Шапіро.” Nature, 467, 1081–1083.
Повернутися до блогу