Автор: Пашкин Виталий
ВВЕДЕНИЕ
Нейтронные звезды — космические тела, конечный этап эволюции звезд, масса которых лежит в пределах от 8 до 20 масс Солнца. Это очень тяжелые, но компактные объекты: их типичный радиус составляет 10-20 км, а масса — порядка 10^30 кг. Такие экзотические условия способствуют возникновению интересных физических эффектов в нейтронных звездах.
Для описания устройства нашего мира современная физика использует теорию фундаментальных взаимодействий — качественно различающихся взаимодействий между элементарными частицами и составленными из них телами. Большую часть из них удается определить при помощи трех теорий: Специальной теории относительности, Общей теории относительности и квантовой механики. Эффекты СТО проявляются сильнее с увеличением скорости объекта, ОТО — с увеличением гравитационных сил, а явления, действие которых приближенно по величине к постоянной Планка, лучше описывает квантовая механика. Наглядно показать, какими законами лучше описывается поведение объекта от его характеристик в пространстве можно с помощью “куба теорий” — идеей, предложенной советским физиком Матвеем Бронштейном. На нем есть три координатные оси, одна из которых соответствует росту важности квантовых эффектов, другая — приближению к скорости света, а третья — увеличению гравитационного поля. Чем дальше расположен объект от начала координат, который соответствует классической механике, тем более сложные теории нужны для его адекватного описания. Так, например, в противоположенной началу координат вершине кубе находится объект, определяемый так называемой “теорией всего” — гипотетической теорией, которая связывает все фундаментальные взаимодействия.
Среди известных современному научному миру астрономических объектов, самые удаленные от начала координат в “кубе теорий” — это черные дыры и нейтронные звезды. Но на сегодняшний день нельзя даже косвенно пронаблюдать, что происходит за горизонтом событий. В этом плане нейтронные звезды — самый экзотический объект, который можно изучить с помощью современных методов.
ИСТОРИЯ ОТКРЫТИЯ
Существование нейтронных звезд, как результата взрыва сверхновой, было предсказано в 30-е годы прошлого века астрономами Вальтером Бааде и Фрицом Цвикки. Но их расчеты показали, что из-за небольших размеров излучение таких объектов в видимом диапазоне слишком слабое для наблюдения. В 60-е годы, с развитием рентгеновской астрономии, интерес к нейтронным звездам усилился. Такие экстремальные объекты должны иметь очень высокую температуру или нагревать рядом находящееся вещество, и по закону смещения Вина излучать в коротковолновом спекторе. Но, как ни парадоксально, впервые обнаружить нейтронную звезду удалось с помощью радиотелескопа.
Закон смещения Вина:
В июне 1967 года в Маллардской обсерватории Джоселин Белл, аспирантка Энтони Хьюиша, получила результаты наблюдения какого-то точечного источника радиоизлучения с длиной волны 3,5 метра. Такая частота волны слишком высока для переменных звезд. Повторные наблюдения отвергли гипотезы об земном происхождении этого излучения. Результаты наблюдения несколько месяцев хранили в тайне, а источнику сигнала первооткрыватели присвоили название LGM-1 — Little Green Men, что отражало идею происхождения радиоизлучения от внеземной цивилизации. Однако вскоре были найдены еще 3 таких объекта, что означало об обнаружении нового класса астрономических объектов. За открытие радиопульсаров Энтони Хьюишу была присуждена Нобелевская премия по физике 1974 года.
В 1971 году была обнаружена нейтронная звезда, излучающая в рентгеновском диапазоне. Наблюдения были проведенны с помощью первой орбитальной рентгеновской обсерваторией UHURU.
Позже оказалось, что заключения Вальтера Бааде и Фрица Цвикки о невозможности наблюдения нейтронных звезд в видимом спекторе не оправдались. Например, в туманности М1, наблюдаемой еще с 1731 года, в центре находится пульсар PSR B0531+21, его звездная величина 16.5, а период обращения 1/30 секунды. Технологии первой половины 20 века позволяли отследить такие колебания. Позже Джоселин Белл расскажет, что в обсерватории Университета Чикаго в 1950 году одна из посетительниц отметила мигания источника, но астроном Эллиот Мур отнесся скептически к этим словам, сославшись на неквалифицированность наблюдателя. Правда это или вымысел остается не ясным, но заявления о возможности открытия нейтронных звезд на 20 лет раньше, чем это произошло, вполне оправданны.
ОБРАЗОВАНИЕ НЕЙТРОННЫХ ЗВЕЗД
Чтобы понять устройство и происхождение исследуемых объектов, обратимся к теории эволюции средних и крупных звезд. Облако разреженного газа под действием гравитационных сил сжимается и принимает форму шара. Если масса объекта достаточна, то под давлением внутренние части образовавшейся протозвезды значительно нагреваются и начинают взаимодействовать ядерными силами, т.е. происходит термоядерная реакция. Водород переходит в гелий, начинает образовываться гелиевое ядро. Это самая продолжительная стадия жизни звезды — она находится на главной последовательности H-R диаграммы.
К тому моменту, когда запас топлива значительно иссяк, а объект переходит в стадию красного гиганта, а позже происходит гелиевая вспышка — под действием сжатия внешних слоев в ядре происходит образование гелия. Если масса ядра такого объекта меньше предела Чандрасекара, 1.44 масс Солнца, то на этом этапе звезда теряет свою внешнюю оболочку, а оголевшее ядро образует белый карлик — горячий плотный объект, лишенный внутренних источников энергии. Такие преобразования формируют планетарные туманности, где остатки вещества оболочки подсвечиваются внутренней звездой. Более крупные звезды продолжают термоядерный синтез более тяжелых атомов: кислорода, углерода и других элементов таблицы Менделеева вплоть до железа. Поскольку железо обладает максимальным дефектом массы, то дальнейшее протекание ядерной реакции невозможно. Происходит взрыв сверхновой звезды: в связи с отсутствием внутреннего источника энергии под действием массы внешних частей объект коллапсирует — резкое сжатие внутренних частей под действием энергии полученной от давления и падения внутрь основной массы, в ядре сначала образуются новые, более тяжелые элементы, которые вместе с большей частью внешней оболочки вылетают в межзвездное пространство, образуя остатки сверхновой, а когда плотность в центре приближается к плотности ядра атома, происходит нейтронизация — “вдавливание” электронов внутрь атомных ядер. Заряд электрона компенсирует заряд протона, вместо положительно заряженного нуклона в ядре появляется дополнительный нейтрон.
Такой процесс может закончится или образованием сверхплотного объекта, по большей части состоящего из нейтронов, или, при размере ядра, большем предела Оппенгеймера — Волкова, продолжить сжиматься до размеров, меньших радиуса Шварцшильда, образуя черную дыру.
Другой механизм вспышки сверхновой — взаимодействие между элементами двойной звезды, когда один из элементов — белый карлик, захватывающий вещество у своего компаньона или сливающийся с ним. В этом случае его температура и масса повышаются и он может превысить предел Чандрасекара и начать вышеописанные реакции, но т.к. масса такой звезды близка к предельной, почти не остается сверхплотных остатков ядра.
СТРОЕНИЕ И ФИЗИКА НЕЙТРОННЫХ ЗВЕЗД
Нейтронная звезда состоит, в основном, из сверхтекучей жидкой нейтронной сердцевины покрытой твердой корой из тяжелых атомных ядер и электронов. Атмосфера таких объектов — тонкий слой плазмы, источник теплового излучения. Гипотетически может существовать ядро, которое должно в десятки раз превосходить плотность атомного ядра, на сегодняшний день нет какой-то общепризнанной гипотезы о его составе.
По закону сохранения момента импульса инерции:
где L — момент импульса частицы, L=mvr. При сжатии вращающейся звезды, для каждой из частиц r уменьшается, значит растет ее скорость. Во время взрыва сверхновой размеры звезды сокращаются на много порядков, а значит период обращения сильно сокращается. Из-за этого факта нейтронные звезды совершают один оборот от нескольких секунд до миллисекунд.
В ходе коллапса нейтронной звезде сообщается огромное количество энергии, а при маленькой площади поверхности тепловая передача ее неэффективна. Основной способ потери энергии для таких объектов — нейтринное охлаждение, так как вещество таких звезд прозрачно для нейтрино.
Так же для большинства нейтронных звезд, за исключением тех, что взаимодействуют с другими крупными астрономическими объектами, свойственно увеличение периода обращения в связи с потерей энергии и торможением об поток заряженных частиц, проходящих по поверхности и внутри звезды.
КЛАССИФИКАЦИЯ НЕЙТРОННЫХ ЗВЕЗД
Оптические и радио- пульсары
Пульсары — это нейтронные звезды, периодические источники радио-, оптического или рентгеновского излучения. Изменения в светимости таких объектов обуславливается наклоном их магнитного поля по отношению к оси вращения, из-за этого возникает модуляция излучения для наблюдателя.
Частоты обращения известных радиопульсаров — от 11 секунд до 1,4 миллисекунды. Но большинство из них имеют период 0,6 секунды, их называют нормальными пульсарами, или 4 миллисекунды — миллисекундные пульсары.
Но как ученные сделали вывод о том, что источником таких колебаний являются именно пульсары? Исследование микроструктуры радиоизлучения и малая периодичность, а так же стабильность такой системы в течении долгого времени указывают на то, что пульсации вызваны именно собственным вращением объекта. Вариант с тесной двойной системой с периодом обращения в несколько секунд невозможен, так как в этом случае гравитационное взаимодействие вызвало бы уменьшение периода таких объектов и система не могла бы так долго существовать. Это указывает на компактность источника. Белые карлики не могут вращаться с такой маленькой периодичностью, это бы вызвало их разрушение из-за центробежных сил, а черные дыры не имеют собственного излучения. Поэтому был сделан вывод, что единственный оставшийся компактный объект, способный излучать электромагнитные волны и иметь такие быстрые колебания это нейтронная звезда.
Рентгеновские пульсары
Рентгеновские пульсары — такие нейтронные звезды, которые излучают в рентгеновском спекторе с некоторой периодичностью. Для излучения в рентгеновском спекторе источник должен быть очень горячим. Нейтронные звезды соответствуют этому критерию, но в связи с маленькой площадью поверхности собственное излучение в рентгеновском диапазоне не может быть очень высоким. Тем не менее в 1971 году был найден достаточно яркий рентгеновский пульсар.
Этот парадокс объясняется тем, что этот пульсар находился в двойной системе. Если в системе с нейтронной звездой массивная звезда с сильным звездным ветром или звезда-компаньон, заполняющая полость Роша то вещество падает на поверхность пульсара и образует аккреционный диск, который вблизи поверхность начинает двигаться не в плоскости диска, а вдоль линий магнитного поля в сторону полюса, образуя там аккреционную колонку. При соударении с нейтронной звездой вещество разогревается до такой температуры (десятки миллионов градусов), что начинает эффективно излучать в рентгене. Из-за несовпадения магнитной оси и оси вращения наблюдается модуляция излучения этого вещества. Такую шапку можно наблюдать и в оптическом спекторе, на который приходится всего 0,003% излучения звезды.
Аккреция возможна только на нейтронных звездах с относительно низким периодом вращения, так как падение вещества на быстро вращающиеся радиопульсары невозможно, то такие эффекты на них наблюдать нельзя.
Магнетары
Магнитное поле на поверхности нейтронной звезды составляет 10^12 — 10^13 Гс, а у магнетара оно достигает 10^14 — 10^15 Гс. Основная теория, объясняющая такое магнитное поля — “активное динамо”, которое проявляется в первые несколько секунд жизни магнетара при температуре ~10^10K при вращении высокопроводящей сверхтекучей массы в его недрах, образуя такое сильное магнитное поле.
При превышении 4,414^13 Гс энергия взаимодействия электрона с магнитным полем превышает его энергию покоя, начинают проявляться специфические релетивисткие эффекты, например, поляризация вакуума, что обосабливает такой тип звезд даже в сравнении с другими нейтронными звездами.
КВАРКОВЫЕ ЗВЕЗДЫ
Кварковые звезды — гипотетические объекты, предложенные в 1965 году физиками Д.Д. Иваненко и Д. Ф. Курдгелаидзе, схожие по свойствам с нейтронными звездами. Это еще более плотные объекты, в которых во время коллапса сверхновой вещество в центре сжалось не только до сверхтекучей нейтронной массы, а произошло разрушение составляющих ядро нуклонов до кварков.
На сегодняшний день астрономы смогли выделить несколько нейтронных звезд, возможно являющиеся кварковыми. Наппример, при взрыве SN 2006gy, яркость которой на два порядка превысила типичную для сверхновых, одно из объяснений такого процесса — образование кварковой звезды. Некоторое время потенциальной кварковой звездой считали RX J1856.5-3754, первые оценки его диаметра были примерно 4-8 км, а температура — 700 000К, что очень не свойственно для нейтронных звезд, но более точные наблюдения с помощью космических телескопов Чандра и Хаббл оценили его размеры как 14 км и температуру 434 000К
ГРАВИТАЦИОННЫЕ ВОЛНЫ
11 февраля 2016 года было объявлено об экспериментальном доказательстве гравитационных волн при помощи наземных датчиков, эта новость была одной из самых долгожданных в научном мире. Но помимо использованных детекторов, проводилось множество наблюдений за парами пульсаров. Это альтернативный способ доказательства таких волн — при прохождении гравитационной волны массивные объекты, как нейтронные звезды, будут колебаться, а такое движение пульсара можно зарегистрировать радиотелескопом по доплеровскому смещению, если его собственные стабильные колебания известны.
ЗАКЛЮЧЕНИЕ
Экзотические условия нейтронных звезд, такие как невероятно высокая плотность, скорость вращения, активный динамо механизм, порождающий сильнейшие магнитные поля формируют множество необычных свойств у этих объектов. Это делает их одними из самых интересных тел для исследований в астрофизике. Состояние, в котором находится вещество таких звезд невозможно создать в современных лабораториях, поэтому самые нестандартные эксперименты, требующие во внимании сразу несколько фундаментальных взаимодействий можно проанализировать из данных, полученных от нейтронных звезд.
Одинаковый принцип образования разных видов нейтронных звезд, но такое разнообразие проявляемых свойств заставляют передовых современных ученных подробнее углубиться в изучение этих тел. Например, может ли звезда переходить из одного состояние в другое и обратим ли этот процесс. Эти и многие другие вопросы предстоит решить астрофизикам в ближайшие годы, и многие шаги к доказательству уже сделаны.
Актуально изучение этой части астрофизики и в практическом плане. Взрыв сверхновой звезды в относительной близости с нашей планетой вызовет гамма-всплеск, и изучение механизмов таких взрывов, в том числе и по остаткам от них, поможет в прогнозировании возможных вспышек и изучении методов защиты от жестких космических лучей.