Kevin Gill / flickr.com

Niemieccy astrofizycy wyjaśnili maksymalną możliwą masę gwiazdy neutronowej na podstawie wyników pomiarów fal grawitacyjnych i promieniowania elektromagnetycznego. Okazało się, że masa nierotującej gwiazdy neutronowej nie może być większa niż 2,16 masy Słońca, wynika z artykułu opublikowanego w Listy do dzienników astrofizycznych.

Gwiazdy neutronowe to niezwykle gęste, zwarte gwiazdy powstające podczas wybuchów supernowych. Promień gwiazd neutronowych nie przekracza kilkudziesięciu kilometrów, a ich masa może być porównywalna z masą Słońca, co prowadzi do ogromnej gęstości materii gwiazdowej (około 10-17 kilogramów na metr sześcienny). Jednocześnie masa gwiazdy neutronowej nie może przekroczyć pewnej granicy - obiekty o dużych masach zapadają się w czarne dziury pod wpływem własnej grawitacji.

Przez różne szacunki, górna granica gdyż masa gwiazdy neutronowej mieści się w przedziale od dwóch do trzech mas Słońca i zależy od równania stanu materii, a także od prędkości obrotowej gwiazdy. W zależności od gęstości i masy gwiazdy naukowcy wyróżniają kilka różne typy gwiazdy, schemat pokazano na rysunku. Po pierwsze, gwiazdy nierotujące nie mogą mieć masy większej niż M TOV (biały obszar). Po drugie, gdy gwiazda obraca się z stała prędkość, jego masa może być mniejsza niż M TOV (obszar jasnozielony) lub większa (obszar jasnozielony), ale nadal nie powinna przekraczać innego limitu, M max. Wreszcie, gwiazda neutronowa o zmiennej prędkości obrotowej może teoretycznie mieć dowolną masę (czerwone obszary o różnej jasności). Należy jednak zawsze pamiętać, że gęstość rotujących gwiazd nie może być większa od określonej wartości, w przeciwnym razie gwiazda i tak zapadnie się w czarną dziurę (pionowa linia na wykresie oddziela rozwiązania stabilne od niestabilnych).

Schemat różnych typów gwiazd neutronowych na podstawie ich masy i gęstości. Krzyżyk oznacza parametry obiektu powstałego po połączeniu gwiazd układu podwójnego, linie przerywane wskazują jedną z dwóch opcji ewolucji obiektu

L. Rezzolla i in. / Dziennik astrofizyczny

Zespół astrofizyków kierowany przez Luciano Rezzollę wyznaczył nowe, bardziej precyzyjne limity maksymalnej możliwej masy nierotującej gwiazdy neutronowej M TOV. W swojej pracy naukowcy wykorzystali dane z poprzednich badań, dedykowana procesom, które miało miejsce w układzie dwóch łączących się gwiazd neutronowych i doprowadziło do emisji fal grawitacyjnych (zdarzenie GW170817) i elektromagnetycznych (GRB 170817A). Jednoczesna rejestracja tych fal okazała się bardzo ważne wydarzenie dla nauki, możesz przeczytać więcej na ten temat w naszym i w materiale.

Z wcześniejszych prac astrofizyków wynika, że ​​po połączeniu gwiazd neutronowych powstała hipermasywna gwiazda neutronowa (czyli jej masa M > M max), która następnie rozwinęła się według jednego z dwóch możliwych scenariuszy i po krótkim okresie czas zamienił się w czarną dziurę (linie przerywane na wykresie). Obserwacje składowej elektromagnetycznej promieniowania gwiazdy wskazują na pierwszy scenariusz, w którym masa barionowa gwiazdy pozostaje w zasadzie stała, a masa grawitacyjna maleje stosunkowo wolno w wyniku emisji fal grawitacyjnych. Z drugiej strony rozbłysk gamma z układu dotarł niemal jednocześnie z falami grawitacyjnymi (zaledwie 1,7 sekundy później), co oznacza, że ​​punkt przemiany w czarną dziurę powinien znajdować się w pobliżu M max.

Zatem, jeśli prześledzimy ewolucję hipermasywnej gwiazdy neutronowej do stan początkowy, którego parametry zostały obliczone z dużą dokładnością we wcześniejszych pracach, możemy znaleźć interesującą nas wartość M max. Znając M max, nie jest trudno znaleźć M TOV, ponieważ te dwie masy są powiązane zależnością M max ≈ 1,2 M TOV. W artykule astrofizycy dokonali takich obliczeń wykorzystując tzw. „relacje uniwersalne”, które wiążą parametry gwiazd neutronowych o różnych masach i nie zależą od rodzaju równania stanu ich materii. Autorzy podkreślają, że w swoich obliczeniach opierają się jedynie na prostych założeniach i nie opierają się na symulacjach numerycznych. Ostateczny wynik dla maksymalnej możliwej masy mieścił się w przedziale od 2,01 do 2,16 mas Słońca. Dolną granicę dla niej uzyskano już wcześniej z obserwacji masywnych pulsarów w układach podwójnych – mówiąc najprościej, maksymalna masa nie może być mniejsza niż 2,01 masy Słońca, ponieważ astronomowie faktycznie obserwowali gwiazdy neutronowe o tak dużej masie.

Wcześniej pisaliśmy o tym, jak astrofizycy wykorzystali symulacje komputerowe do oszacowania masy i promienia gwiazd neutronowych, których połączenie doprowadziło do wydarzeń GW170817 i GRB 170817A.

Dmitrij Trunin

W astrofizyce, jak i w każdej innej dziedzinie nauki, najciekawsze są problemy ewolucyjne związane z odwiecznymi pytaniami „co się stało?” i „co się stanie?” Wiemy już, co stanie się z masą gwiazdy w przybliżeniu równą masie naszego Słońca. Taka gwiazda, która przeszła pewien etap czerwony olbrzym, stanie się biały karzeł. Białe karły na diagramie Hertzsprunga-Russella leżą poza ciągiem głównym.

Białe karły to koniec ewolucji gwiazd o masie Słońca. Stanowią swego rodzaju ewolucyjną ślepą uliczkę. Powolne i ciche wymieranie to koniec drogi dla wszystkich gwiazd o masie mniejszej niż Słońce. A co z bardziej masywnymi gwiazdami? Widzieliśmy, że ich życie było pełne burzliwych wydarzeń. Powstaje jednak naturalne pytanie: jak kończą się potworne kataklizmy obserwowane w postaci wybuchów supernowych?

W 1054 roku na niebie rozbłysła gościnna gwiazda. Widoczna była na niebie nawet w dzień, a zgasła dopiero po kilku miesiącach. Dziś widzimy pozostałości tej gwiezdnej katastrofy w postaci jasnego obiektu optycznego oznaczonego jako M1 w Katalogu Mgławicy Messiera. To jest znane Mgławica Krab- pozostałość po wybuchu supernowej.

W latach 40. naszego wieku rozpoczął badania amerykański astronom V. Baade część środkowa„Krab”, aby spróbować znaleźć gwiezdną pozostałość po eksplozji supernowej w centrum mgławicy. Nawiasem mówiąc, nazwę „krab” nadał temu obiektowi w XIX wieku angielski astronom Lord Ross. Baade znalazł kandydata na gwiezdną pozostałość w postaci gwiazdki 17t.

Ale astronom miał pecha; nie miał odpowiedniego sprzętu do szczegółowych badań i dlatego nie mógł zauważyć, że ta gwiazda migocze i pulsuje. Gdyby okres tych pulsacji jasności nie wynosił 0,033 sekundy, ale powiedzmy kilka sekund, Baade niewątpliwie by to zauważył i wtedy zaszczyt odkrycia pierwszego pulsara nie przypadłby A. Hewishowi i D. Bellowi.

Około dziesięć lat wcześniej Baade skierował swój teleskop na środek Mgławica Krab fizycy teoretyczni rozpoczęli badania stanu materii przy gęstościach przekraczających gęstość białych karłów (106 - 107 g/cm3). Zainteresowanie tym zagadnieniem zrodziło się w związku z problemem końcowych etapów ewolucji gwiazd. Co ciekawe, jednym ze współautorów tego pomysłu był ten sam Baade, który sam fakt istnienia gwiazdy neutronowej powiązał z wybuchem supernowej.

Jeśli materia zostanie skompresowana do gęstości większej niż gęstość białych karłów, rozpoczynają się tak zwane procesy neutronizacji. Potworne ciśnienie wewnątrz gwiazdy „wpycha” elektrony do jąder atomowych. W normalne warunki jądro, które zaabsorbowało elektrony, będzie niestabilne, ponieważ zawiera nadmiar neutronów. Nie dotyczy to jednak gwiazd kompaktowych. Wraz ze wzrostem gęstości gwiazdy elektrony zdegenerowanego gazu są stopniowo absorbowane przez jądra i stopniowo gwiazda zamienia się w olbrzyma gwiazda neutronowa- kropla. Zdegenerowany gaz elektronowy zostaje zastąpiony zdegenerowanym gazem neutronowym o gęstości 1014-1015 g/cm3. Innymi słowy, gęstość gwiazdy neutronowej jest miliardy razy większa niż gęstość białego karła.

Przez długi czas tę potworną konfigurację gwiazdy uważano za wymysł teoretyków. Przyrodzie zajęło ponad trzydzieści lat potwierdzenie tej znakomitej prognozy. W tych samych latach 30. powstał kolejny ważne odkrycie, co miało decydujący wpływ na całą teorię ewolucji gwiazd. Chandrasekhar i L. Landau ustalili, że dla gwiazdy, która wyczerpała źródła energii jądrowej, istnieje pewna masa graniczna, w której gwiazda nadal pozostaje stabilna. Przy tej masie ciśnienie zdegenerowanego gazu jest nadal w stanie oprzeć się siłom grawitacji. W konsekwencji masa gwiazd zdegenerowanych (białych karłów, gwiazd neutronowych) ma skończoną granicę (granica Chandrasekhara), której przekroczenie powoduje katastrofalne zaciśnięcie gwiazdy, jej zapadnięcie.

Należy zauważyć, że jeśli masa jądra gwiazdy mieści się w przedziale od 1,2 M do 2,4 M, końcowym „produktem” ewolucji takiej gwiazdy powinna być gwiazda neutronowa. Przy masie rdzenia mniejszej niż 1,2 M ewolucja ostatecznie doprowadzi do narodzin białego karła.

Co to jest gwiazda neutronowa? Znamy jego masę, wiemy też, że składa się głównie z neutronów, których rozmiary też są znane. Stąd łatwo jest określić promień gwiazdy. Okazuje się, że to blisko... 10 kilometrów! Wyznaczenie promienia takiego obiektu wprawdzie nie jest trudne, ale bardzo trudno wizualnie wyobrazić sobie, że masę bliską masie Słońca można umieścić w obiekcie, którego średnica jest nieco większa niż długość ulicy Profsoyuznaya w Moskwie. To gigantyczna kropla jądrowa, superjądro pierwiastka, który nie pasuje do żadnego układy okresowe i ma nieoczekiwaną, osobliwą strukturę.

Materia gwiazdy neutronowej ma właściwości nadciekłej cieczy! Na pierwszy rzut oka trudno w to uwierzyć, ale to prawda. Substancja sprężona do monstrualnej gęstości przypomina w pewnym stopniu ciekły hel. Ponadto nie powinniśmy zapominać, że temperatura gwiazdy neutronowej wynosi około miliarda stopni, a jak wiemy, nadciekłość w warunki ziemskie pojawia się tylko w bardzo niskich temperaturach.

To prawda, że ​​​​temperatura nie odgrywa szczególnej roli w zachowaniu samej gwiazdy neutronowej, ponieważ o jej stabilności decyduje ciśnienie zdegenerowanego gazu neutronowego - cieczy. Struktura gwiazdy neutronowej jest pod wieloma względami podobna do budowy planety. Oprócz „płaszcza” składającego się z substancji o niesamowitych właściwościach cieczy nadprzewodzącej, taka gwiazda ma cienką, twardą skorupę o grubości około kilometra. Zakłada się, że kora ma specyficzną strukturę krystaliczną. Osobliwe, ponieważ w przeciwieństwie do znanych nam kryształów, gdzie struktura kryształu zależy od konfiguracji powłoki elektroniczne atom, w skorupie gwiazdy neutronowej, jądra atomowe są pozbawione elektronów. Dlatego tworzą sieć przypominającą sześcienne siatki żelaza, miedzi, cynku, ale odpowiednio o nieporównywalnie większych gęstościach. Następny jest płaszcz, o którego właściwościach już mówiliśmy. W centrum gwiazdy neutronowej gęstość sięga 1015 gramów na centymetr sześcienny. Inaczej mówiąc, łyżeczka materiału z takiej gwiazdy waży miliardy ton. Zakłada się, że w centrum gwiazdy neutronowej znajduje się kontynuacja edukacji wszystkie znane w fizyce jądrowej, a także jeszcze nie odkryte egzotyczne cząstki elementarne.

Gwiazdy neutronowe ochładzają się dość szybko. Szacunki pokazują, że w ciągu pierwszych dziesięciu do stu tysięcy lat temperatura spada z kilku miliardów do setek milionów stopni. Gwiazdy neutronowe obracają się szybko, co prowadzi do szeregu bardzo interesujących konsekwencji. Nawiasem mówiąc, to niewielki rozmiar gwiazdy pozwala jej pozostać nienaruszoną podczas szybkiego obrotu. Gdyby jego średnica nie wynosiła 10, ale powiedzmy 100 kilometrów, zostałaby po prostu rozerwana przez siły odśrodkowe.

O intrygującej historii odkrycia pulsarów rozmawialiśmy już. Natychmiast wysunięto pomysł, że pulsar jest szybko obracającą się gwiazdą neutronową, ponieważ ze wszystkich znanych konfiguracji gwiazd tylko ona może pozostać stabilna, obracając się z dużą prędkością. To właśnie badania pulsarów pozwoliły na dojście do niezwykłego wniosku, że gwiazdy neutronowe, odkryte przez teoretyków „na czubku pióra”, faktycznie istnieją w przyrodzie i powstają w wyniku wybuchów supernowych. Trudności w ich wykryciu w zakresie optycznym są oczywiste, gdyż ze względu na małą średnicę większości gwiazd neutronowych nie widać co najwyżej potężne teleskopy, chociaż, jak widzieliśmy, są tu wyjątki - pulsar w Mgławica Krab.

Astronomowie odkryli nowa klasa obiekty - pulsary, szybko rotujące gwiazdy neutronowe. Pojawia się naturalne pytanie: co jest powodem tak szybkiego obrotu gwiazdy neutronowej, dlaczego właściwie miałaby ona wirować wokół własnej osi z ogromną prędkością?

Przyczyna tego zjawiska jest prosta. Doskonale wiemy, jak łyżwiarz może zwiększyć prędkość rotacji, dociskając ramiona bliżej ciała. Korzysta przy tym z prawa zachowania momentu pędu. To prawo nigdy nie jest łamane i właśnie to prawo podczas eksplozji supernowej wielokrotnie zwiększa prędkość obrotową pozostałości po niej, pulsara.

Rzeczywiście, podczas zapadania się gwiazdy jej masa (ta, która pozostaje po eksplozji) nie zmienia się, ale promień zmniejsza się około sto tysięcy razy. Jednak moment pędu, równy iloczynowi prędkości obrotowej równika przez masę i promień, pozostaje taki sam. Masa się nie zmienia, dlatego prędkość musi wzrosnąć o te same sto tysięcy razy.

Spójrzmy na prosty przykład. Nasze Słońce obraca się wokół własnej osi dość powoli. Okres tej rotacji wynosi około 25 dni. Tak więc, jeśli Słońce nagle stanie się gwiazdą neutronową, jego okres rotacji skróci się do jednej dziesięciotysięcznej sekundy.

Drugą ważną konsekwencją praw zachowania jest to, że gwiazdy neutronowe muszą być bardzo silnie namagnesowane. Tak naprawdę w żadnym naturalnym procesie nie możemy po prostu zniszczyć pola magnetycznego (jeśli ono już istnieje). Linie pola magnetycznego są na zawsze kojarzone z materią gwiazdową, która ma doskonałe przewodnictwo elektryczne. Wielkość strumienia magnetycznego na powierzchni gwiazdy jest równa iloczynowi wielkości natężenia pole magnetyczne na kwadrat promienia gwiazdy. Wartość ta jest ściśle stała. Dlatego też, gdy gwiazda się kurczy, pole magnetyczne powinno bardzo silnie wzrosnąć. Rozważmy to zjawisko bardziej szczegółowo, ponieważ to właśnie to zjawisko determinuje wiele niesamowitych właściwości pulsarów.

Natężenie pola magnetycznego można zmierzyć na powierzchni naszej Ziemi. Otrzymamy niewielką wartość około jednego gausa. W dobrym laboratorium fizycznym można uzyskać pole magnetyczne o wartości miliona gausów. Na powierzchni białych karłów natężenie pola magnetycznego sięga stu milionów gausów. W pobliżu pole jest jeszcze silniejsze - do dziesięciu miliardów gausów. Ale na powierzchni gwiazdy neutronowej natura osiąga absolutny rekord. Tutaj siła pola może wynosić setki tysięcy miliardów gausów. Pustka w litrowym słoju zawierającym takie pole ważyłaby około tysiąca ton.

Tak silne pola magnetyczne nie mogą nie wpływać (oczywiście w połączeniu z polem grawitacyjnym) na charakter oddziaływania gwiazdy neutronowej z otaczającą materią. Przecież nie rozmawialiśmy jeszcze o tym, dlaczego pulsary mają ogromną aktywność, dlaczego emitują fale radiowe. I nie tylko fale radiowe. Dziś astrofizycy doskonale zdają sobie sprawę z pulsarów rentgenowskich obserwowanych jedynie w układach podwójnych, źródeł promieniowania gamma o niezwykłych właściwościach, tzw. wybuchów rentgenowskich.

Aby wyobrazić sobie różne mechanizmy interakcji gwiazdy neutronowej z materią, przejdźmy do ogólnej teorii powolnych zmian w trybach interakcji gwiazd neutronowych z materią środowisko. Rozważmy pokrótce główne etapy takiej ewolucji. Gwiazdy neutronowe – pozostałość po wybuchach supernowych – początkowo obracają się bardzo szybko w okresie 10 -2 - 10 -3 sekund. Przy tak szybkim rotacji gwiazda emituje fale radiowe, promieniowanie elektromagnetyczne i cząstki.

Jeden z najbardziej niesamowite właściwości pulsary to potworna moc ich promieniowania, miliardy razy większa od mocy promieniowania z wnętrz gwiazd. Na przykład moc emisji radiowej pulsara w „Krabie” sięga 1031 erg/s, w optyce - 1034 erg/s, czyli znacznie więcej niż moc emisji Słońca. Pulsar ten emituje jeszcze więcej promieniowania w zakresie rentgenowskim i gamma.

Jak działają te naturalne generatory energii? Wszystkie pulsary radiowe mają jedną wspólną właściwość, która posłużyła jako klucz do rozwikłania mechanizmu ich działania. Właściwość ta polega na tym, że okres emisji impulsu nie pozostaje stały, lecz powoli rośnie. Warto zauważyć, że ta właściwość rotujących gwiazd neutronowych została najpierw przewidziana przez teoretyków, a następnie bardzo szybko potwierdzona eksperymentalnie. Tak więc w 1969 roku stwierdzono, że okres emisji impulsów pulsarowych w „Krabie” rośnie o 36 miliardowych części sekundy dziennie.

Nie będziemy teraz rozmawiać o tym, jak mierzyć tak krótkie okresy czasu. Dla nas ważny jest sam fakt zwiększania okresu pomiędzy impulsami, co swoją drogą pozwala oszacować wiek pulsarów. Ale mimo to, dlaczego pulsar emituje impulsy emisji radiowej? Zjawisko to nie zostało w pełni wyjaśnione w ramach żadnej kompletnej teorii. Niemniej jednak można nakreślić jakościowy obraz tego zjawiska.

Rzecz w tym, że oś obrotu gwiazdy neutronowej nie pokrywa się z jej osią magnetyczną. Z elektrodynamiki dobrze wiadomo, że jeśli magnes obraca się w próżni wokół osi, która nie pokrywa się z osią magnetyczną, to promieniowanie elektromagnetyczne powstanie dokładnie z częstotliwością obrotu magnesu. Jednocześnie prędkość obrotowa magnesu spadnie. Jest to zrozumiałe z ogólnych rozważań, gdyż gdyby nie zachodziło hamowanie, mielibyśmy po prostu perpetuum mobile.

Zatem nasz nadajnik czerpie energię impulsów radiowych z obrotu gwiazdy, a jego pole magnetyczne działa jak pas napędowy maszyny. Prawdziwy proces jest znacznie bardziej skomplikowany, ponieważ magnes obracający się w próżni jest tylko częściowo analogiem pulsara. W końcu gwiazda neutronowa nie obraca się w próżni; jest otoczona przez potężną magnetosferę, obłok plazmy i to dobry przewodnik, dokonując własnych korekt w prostym i raczej schematycznym obrazie, który narysowaliśmy. W wyniku oddziaływania pola magnetycznego pulsara z otaczającą magnetosferą powstają wąskie wiązki ukierunkowanego promieniowania, które przy korzystnym „położeniu gwiazd” można obserwować w różnych częściach galaktyki, w szczególności na Ziemi .

Gwałtowny obrót pulsara radiowego na początku jego życia powoduje nie tylko emisję radiową. Znaczna część energii jest również przenoszona przez cząstki relatywistyczne. Wraz ze spadkiem prędkości obrotowej pulsara spada ciśnienie promieniowania. Wcześniej promieniowanie odbijało plazmę od pulsara. Teraz otaczająca materia zaczyna spadać na gwiazdę i gasi jej promieniowanie. Proces ten może być szczególnie skuteczny, jeśli pulsar jest częścią układu podwójnego. W takim układzie, zwłaszcza jeśli jest wystarczająco blisko, pulsar przyciąga do siebie materię „normalnego” towarzysza.

Jeśli pulsar jest młody i pełen energii, jego emisja radiowa nadal jest w stanie „przebić się” do obserwatora. Ale stary pulsar nie jest już w stanie walczyć z akrecją i „gaśnie” gwiazdę. W miarę zwalniania rotacji pulsara zaczynają pojawiać się inne niezwykłe procesy. Ponieważ pole grawitacyjne gwiazdy neutronowej jest bardzo silne, akrecja materii uwalnia znaczną ilość energii w postaci promieni rentgenowskich. Jeśli w układzie podwójnym normalny towarzysz wniesie do pulsara zauważalną ilość materii, około 10 -5 - 10 -6 M rocznie, gwiazda neutronowa będzie obserwowana nie jako pulsar radiowy, ale jako pulsar rentgenowski.

Ale to nie wszystko. W niektórych przypadkach, gdy magnetosfera gwiazdy neutronowej znajduje się blisko jej powierzchni, materia zaczyna się tam gromadzić, tworząc rodzaj powłoki gwiazdy. W tej powłoce można stworzyć sprzyjające warunki do zajścia reakcji termojądrowych, a wtedy będziemy mogli zobaczyć na niebie rozbłysk rentgenowski (od Angielskie słowo seria - „błysk”).

W sumie proces ten nie powinien wydawać się nam nieoczekiwany; rozmawialiśmy już o tym w odniesieniu do białych karłów. Jednak warunki na powierzchni białego karła i gwiazdy neutronowej są bardzo różne, dlatego rozbłyski rentgenowskie są wyraźnie powiązane z gwiazdami neutronowymi. Termo wybuchy nuklearne są przez nas obserwowane w postaci rozbłysków rentgenowskich i być może rozbłysków gamma. Rzeczywiście, niektóre rozbłyski gamma mogą wydawać się spowodowane eksplozjami termojądrowymi na powierzchni gwiazd neutronowych.

Wróćmy jednak do pulsarów rentgenowskich. Mechanizm ich promieniowania jest oczywiście zupełnie inny niż w przypadku wybuchów. Źródła energii jądrowej nie odgrywają tu już żadnej roli. Energii kinetycznej samej gwiazdy neutronowej również nie da się pogodzić z danymi obserwacyjnymi.

Weźmy jako przykład źródło promieniowania rentgenowskiego Centaurus X-1. Jego moc wynosi 10 erg/s. Zatem zapas tej energii mógł wystarczyć jedynie na rok. Ponadto jest całkiem oczywiste, że okres rotacji gwiazdy w tym przypadku musiałby wzrosnąć. Jednak w przypadku wielu pulsarów rentgenowskich, w przeciwieństwie do pulsarów radiowych, okres pomiędzy impulsami maleje z czasem. Oznacza to, że nie chodzi tutaj o energię kinetyczną obrotu. Jak działają pulsary rentgenowskie?

Pamiętamy, że przejawiają się one w podwójnych systemach. To tam procesy akrecyjne są szczególnie efektywne. Prędkość, z jaką materia spada na gwiazdę neutronową, może osiągnąć jedną trzecią prędkości światła (100 tysięcy kilometrów na sekundę). Wtedy jeden gram substancji wyzwoli energię 1020 erg. Aby zapewnić uwolnienie energii na poziomie 1037 erg/s, konieczne jest, aby przepływ materii na gwiazdę neutronową wynosił 1017 gramów na sekundę. To na ogół niewiele, około jednej tysięcznej masy Ziemi rocznie.

Dostawca materiału może być towarzyszem optycznym. Strumień gazu będzie w sposób ciągły płynął z części jej powierzchni w kierunku gwiazdy neutronowej. Dostarczy zarówno energię, jak i materię do dysku akrecyjnego utworzonego wokół gwiazdy neutronowej.

Ponieważ gwiazda neutronowa ma ogromne pole magnetyczne, gaz będzie „przepływał” wzdłuż linii pola magnetycznego w kierunku biegunów. To właśnie tam, w stosunkowo małych „plamkach” rzędu zaledwie jednego kilometra, zachodzą na ogromną skalę procesy powstawania potężnego promieniowania rentgenowskiego. Promieniowanie rentgenowskie jest emitowane przez relatywistyczne i zwykłe elektrony poruszające się w polu magnetycznym pulsara. Spadający na niego gaz może również „zasilać” jego obrót. Dlatego właśnie w pulsarach rentgenowskich w wielu przypadkach obserwuje się skrócenie okresu rotacji.

Źródła promieniowania rentgenowskiego zawarte w systemy podwójne, jest jednym z najbardziej niezwykłych zjawisk w kosmosie. Jest ich niewiele, prawdopodobnie nie więcej niż sto w naszej Galaktyce, ale ich znaczenie jest ogromne nie tylko z punktu widzenia, zwłaszcza dla zrozumienia typu I. Układy podwójne zapewniają najbardziej naturalny i efektywny sposób przepływu materii z gwiazdy do gwiazdy i to właśnie tutaj (ze względu na stosunkowo szybką zmianę masy gwiazd) możemy spotkać różne opcje„przyspieszonej” ewolucji.

Kolejna interesująca uwaga. Wiemy, jak trudne, a wręcz niemożliwe jest oszacowanie masy pojedynczej gwiazdy. Ponieważ jednak gwiazdy neutronowe wchodzą w skład układów podwójnych, może się okazać, że prędzej czy później uda się empirycznie (a to niezwykle ważne!) wyznaczyć maksymalną masę gwiazdy neutronowej, a także uzyskać bezpośrednią informację o jej pochodzeniu .

Wstęp

W całej swojej historii ludzkość nie przestała próbować zrozumieć wszechświat. Wszechświat to całość wszystkiego, co istnieje, wszystkie materialne cząstki przestrzeni pomiędzy tymi cząsteczkami. Według współczesnych wyobrażeń wiek Wszechświata wynosi około 14 miliardów lat.

Rozmiar widzialnej części Wszechświata wynosi około 14 miliardów lat świetlnych (jeden rok świetlny to odległość, jaką światło pokonuje w próżni w ciągu jednego roku). Niektórzy naukowcy szacują, że rozmiar Wszechświata wynosi 90 miliardów lat świetlnych. Aby ułatwić obsługę tak dużych odległości, stosuje się wartość zwaną Parsek. Parsek to odległość, z której średni promień orbity Ziemi, prostopadły do ​​linii wzroku, jest widoczny pod kątem jednej sekundy łukowej. 1 parsek = 3,2616 lat świetlnych.

We wszechświecie istnieje ogromna liczba różnych obiektów, których nazwy są znane wielu, takich jak planety i satelity, gwiazdy, czarne dziury itp. Gwiazdy są bardzo zróżnicowane pod względem jasności, rozmiaru, temperatury i innych parametrów. Do gwiazd zaliczają się takie obiekty, jak białe karły, gwiazdy neutronowe, olbrzymy i nadolbrzymy, kwazary i pulsary. Szczególnie interesujące są centra galaktyk. Według współczesnych wyobrażeń czarna dziura nadaje się do roli obiektu znajdującego się w centrum galaktyki. Czarne dziury są produktami ewolucji gwiazd, wyjątkowymi pod względem właściwości. Eksperymentalna wiarygodność istnienia czarnych dziur zależy od ważności ogólnej teorii względności.

Oprócz galaktyk wszechświat jest wypełniony mgławicami (chmurami międzygwiazdowymi składającymi się z pyłu, gazu i plazmy), kosmicznym mikrofalowym promieniowaniem tła, które przenika cały wszechświat, oraz innymi mało zbadanymi obiektami.

Gwiazdy neutronowe

Gwiazda neutronowa to obiekt astronomiczny będący jednym z końcowych produktów ewolucji gwiazd, składający się głównie z rdzenia neutronowego pokrytego stosunkowo cienką (około 1 km) skorupą materii w postaci ciężkich jąder atomowych i elektronów. Masy gwiazd neutronowych są porównywalne z masą Słońca, ale typowy promień wynosi zaledwie 10-20 kilometrów. Dlatego średnia gęstość materii takiej gwiazdy jest kilkakrotnie większa niż gęstość jądra atomowego (która dla ciężkich jąder wynosi średnio 2,8 * 1017 kg/m?). Dalszej kompresji grawitacyjnej gwiazdy neutronowej zapobiega ciśnienie materii jądrowej powstające w wyniku interakcji neutronów.

Wiele gwiazd neutronowych ma niezwykle duża prędkość obrót, do tysiąca obrotów na sekundę. Uważa się, że gwiazdy neutronowe rodzą się podczas wybuchów supernowych.

Siły grawitacyjne w gwiazdy neutronowe równoważą się ciśnieniem zdegenerowanego gazu neutronowego, maksymalną wartość masy gwiazdy neutronowej wyznacza granica Oppenheimera-Volkowa, której wartość liczbowa zależy od (wciąż słabo znanego) równania stanu materii w rdzeń gwiazdy. Istnieją teoretyczne przesłanki, że przy jeszcze większym wzroście gęstości możliwa jest degeneracja gwiazd neutronowych na kwarki.

Pole magnetyczne na powierzchni gwiazd neutronowych osiąga wartość 1012-1013 G (Gaussa to jednostka miary indukcji magnetycznej), a to właśnie procesy zachodzące w magnetosferach gwiazd neutronowych odpowiadają za emisję radiową pulsarów. Od lat 90. XX wieku niektóre gwiazdy neutronowe identyfikowano jako magnetary — gwiazdy o polu magnetycznym rzędu 1014 Gaussów lub wyższym. Takie pola (przekraczające wartość „krytyczną” wynoszącą 4,414 · 1013 G, przy której energia oddziaływania elektronu z polem magnetycznym przekracza jego energię spoczynkową) wprowadzają jakościowo nową fizykę, ponieważ specyficzne efekty relatywistyczne, polaryzacja próżni fizycznej itp. stać się znaczącym.

Klasyfikacja gwiazd neutronowych

Dwa główne parametry charakteryzujące oddziaływanie gwiazd neutronowych z otaczającą materią i w konsekwencji ich obserwacyjne przejawy to okres rotacji i wielkość pola magnetycznego. Z biegiem czasu gwiazda zużywa swoją energię rotacyjną, a jej okres rotacji wzrasta. Pole magnetyczne również słabnie. Z tego powodu gwiazda neutronowa może zmieniać swój typ w trakcie swojego życia.

Ejektor (pulsar radiowy) - silne pola magnetyczne i krótki okres rotacji. W najprostszy model magnetosfera, pole magnetyczne obraca się solidnie, to znaczy z tym samym prędkość kątowa, czyli to samo, co sama gwiazda neutronowa. Przy pewnym promieniu liniowa prędkość obrotu pola zbliża się do prędkości światła. Promień ten nazywany jest promieniem lekkiego cylindra. Poza tym promieniem nie może istnieć zwykłe pole dipolowe, dlatego linie natężenia pola załamują się w tym miejscu. Naładowane cząstki poruszające się wzdłuż linii pola magnetycznego mogą opuścić gwiazdę neutronową przez takie klify i odlecieć w nieskończoność. Gwiazda neutronowa tego typu wyrzuca (wyrzuca) relatywistyczne naładowane cząstki, które emitują w zakresie radiowym. Dla obserwatora wyrzutniki wyglądają jak pulsary radiowe.

Śmigło - prędkość obrotowa nie jest już wystarczająca do wyrzucenia cząstek, więc taka gwiazda nie może być pulsarem radiowym. Jest jednak nadal duży i materia otaczająca gwiazdę neutronową wychwycona przez pole magnetyczne nie może spaść, to znaczy nie następuje akrecja materii. Gwiazdy neutronowe tego typu praktycznie nie wykazują żadnych dających się zaobserwować manifestacji i są słabo zbadane.

Akretor (pulsar rentgenowski) - prędkość obrotowa została zmniejszona do tego stopnia, że ​​nic już nie stoi na przeszkodzie, aby materia spadła na taką gwiazdę neutronową. Spadająca plazma porusza się wzdłuż linii pola magnetycznego i uderza w stałą powierzchnię w rejonie biegunów gwiazdy neutronowej, nagrzewając się do dziesiątek milionów stopni. Substancja podgrzana do takiej temperatury wysokie temperatury, świeci w zakresie rentgenowskim. Obszar, w którym spadająca materia zderza się z powierzchnią gwiazdy, jest bardzo mały – zaledwie około 100 metrów. Z powodu rotacji gwiazdy ta gorąca plama okresowo znika z pola widzenia, co obserwator postrzega jako pulsację. Takie obiekty nazywane są pulsarami rentgenowskimi.

Georotator - prędkość obrotowa takich gwiazd neutronowych jest niska i nie zapobiega akrecji. Jednak wymiary magnetosfery są takie, że plazma jest zatrzymywana przez pole magnetyczne, zanim zostanie przechwycona przez grawitację. Podobny mechanizm działa w ziemskiej magnetosferze i stąd wzięła się nazwa tego typu.

Gwiazda neutronowa
Gwiazda neutronowa

Gwiazda neutronowa - supergęsta gwiazda powstała w wyniku eksplozji supernowej. Materia gwiazdy neutronowej składa się głównie z neutronów.
Gwiazda neutronowa ma gęstość jądrową (10 14 -10 15 g/cm 3) i typowy promień 10-20 km. Dalszej kompresji grawitacyjnej gwiazdy neutronowej zapobiega ciśnienie materii jądrowej powstające w wyniku interakcji neutronów. To ciśnienie zdegenerowanego, znacznie gęstszego gazu neutronowego jest w stanie uchronić masy do 3M przed zapadnięciem grawitacyjnym.

Zatem masa gwiazdy neutronowej waha się w przedziale (1,4-3)M.

Ryż. 1. Przekrój gwiazdy neutronowej o masie 1,5 M i promieniu R = 16 km. Gęstość ρ jest wyrażana w g/cm 3 w różnych częściach gwiazdy.
Istnieje około 1200 znanych obiektów sklasyfikowanych jako gwiazdy neutronowe.
W naszej galaktyce znajduje się ich około 1000. Strukturę gwiazdy neutronowej o masie 1,5 M i promieniu 16 km pokazano na ryc. 1: I – cienka zewnętrzna warstwa gęsto upakowanych atomów. Region II to sieć krystaliczna jąder atomowych i zdegenerowanych elektronów. Region III to stała warstwa jąder atomowych przesyconych neutronami. IV – rdzeń ciekły, składający się głównie ze zdegenerowanych neutronów. Region V tworzy hadronowy rdzeń gwiazdy neutronowej. Oprócz nukleonów może zawierać piony i hiperony. W tej części gwiazdy neutronowej możliwe jest przejście cieczy neutronowej w stały stan krystaliczny, pojawienie się kondensatu pionowego oraz powstanie plazmy kwarkowo-gluonowej i hiperonowej. Obecnie wyjaśniane są pewne szczegóły budowy gwiazdy neutronowej. Wykryj gwiazdy neutronowe

metody optyczne Naukowcy odkryli rekordowo ciężką gwiazdę neutronową o masie dwukrotnie większej od masy Słońca, co zmusza ich do ponownego rozważenia szeregu teorii, w szczególności teorii mówiącej, że w supergęstej materii gwiazd neutronowych mogą znajdować się „wolne” kwarki. artykuł opublikowany w czwartek w czasopiśmie Nature.

Gwiazda neutronowa to „zwłoki” gwiazdy pozostałej po wybuchu supernowej. Jego wielkość nie przekracza wielkości małego miasta, ale gęstość materii jest 10-15 razy większa niż gęstość jądra atomowego - „szczypta” materii gwiazdy neutronowej waży ponad 500 milionów ton.

Grawitacja „wciska” elektrony w protony, zamieniając je w neutrony i dlatego właśnie wzięła się nazwa gwiazd neutronowych. Do niedawna naukowcy uważali, że masa gwiazdy neutronowej nie może przekraczać dwóch mas Słońca, gdyż w przeciwnym razie grawitacja „zapadłaby” gwiazdę w czarną dziurę. Stan wnętrza gwiazd neutronowych jest w dużej mierze tajemnicą. Omawiana jest na przykład obecność „wolnych” kwarków i cząstek elementarnych, takich jak K-mezony i hiperony, w centralnych obszarach gwiazdy neutronowej.

Autorzy badania, grupa amerykańskich naukowców pod przewodnictwem Paula Demoresta z National Radio Observatory, badała gwiazdę podwójną J1614-2230, znajdującą się trzy tysiące lat świetlnych od Ziemi, której jednym składnikiem jest gwiazda neutronowa, a drugim biały karzeł .

W tym przypadku gwiazdą neutronową jest pulsar, czyli gwiazda emitująca wąsko ukierunkowane strumienie emisji radiowej, w wyniku obrotu gwiazdy strumień promieniowania można wykryć z powierzchni Ziemi za pomocą radioteleskopów w różnych odstępach czasu.

Biały karzeł i gwiazda neutronowa obracają się względem siebie. Jednakże na prędkość przejścia sygnału radiowego z centrum gwiazdy neutronowej wpływa grawitacja białego karła; Naukowcy, mierząc czas dotarcia sygnałów radiowych na Ziemię, są w stanie dokładnie określić masę obiektu „odpowiedzialnego” za opóźnienie sygnału.

„Mamy szczęście z tym układem. Szybko wirujący pulsar daje nam sygnał pochodzący z idealnie ustawionej orbity. Co więcej, nasz biały karzeł jest dość duży jak na gwiazdy tego typu. Ta wyjątkowa kombinacja pozwala nam w pełni wykorzystać możliwości efekt Shapiro (opóźnienie grawitacyjne sygnału) i upraszcza pomiary” – mówi jeden z autorów artykułu, Scott Ransom.

Układ podwójny J1614-2230 jest umiejscowiony w taki sposób, że można go obserwować niemal z boku, czyli w płaszczyźnie orbity. Ułatwia to dokładny pomiar mas gwiazd wchodzących w jego skład.

W rezultacie masa pulsara okazała się równa 1,97 masy Słońca, co stało się rekordem dla gwiazd neutronowych.

„Te pomiary mas mówią nam, że jeśli w jądrze gwiazdy neutronowej w ogóle znajdują się kwarki, to nie mogą one być „wolne”, ale najprawdopodobniej muszą oddziaływać ze sobą znacznie silniej niż w przypadku „zwykłych”. jądra atomowe„, wyjaśnia lider grupy astrofizyków pracujących nad tym zagadnieniem, Feryal Ozel z Arizona State University.

„To dla mnie niesamowite, że coś tak prostego jak masa gwiazdy neutronowej może powiedzieć tak wiele w różnych obszarach fizyki i astronomii” – mówi Ransom.

Astrofizyk Siergiej Popow z Państwowego Instytutu Astronomicznego w Sternberg zauważa, że ​​badanie gwiazd neutronowych może dostarczyć istotne informacje o budowie materii.

„W ziemskich laboratoriach nie można badać materii o gęstości znacznie większej niż gęstość jądrowa. A to jest bardzo ważne dla zrozumienia, jak działa świat. Na szczęście to gęsta substancja istnieje w głębinach gwiazd neutronowych. Aby określić właściwości tej substancji, bardzo ważne jest ustalenie, jaką maksymalną masę może mieć gwiazda neutronowa, nie zamieniając się w czarną dziurę” – Popow powiedział RIA Novosti.