Нейтронные звезды - объекты из "идеального" вещества

Сегодня мы расскажем Вам об очень интересных объектах, которые в какой-то мере не совсем отвечают своему названию, поскольку ничего общего, кроме прошлого, с звездами не имеют. Речь в сегодняшнем выпуске пойдет о нейтронных звездах.

Еще в 1931 году советский ученый Лев Ландау предположил теоретически, что в процессе эволюции звезд могут появляться объекты с повышенной плотностью. На тот момент нейтрон еще не был открыт, поэтому Ландау не оперировал связанными с ним терминами и определениями, однако назвал вещество, из которого эти объекты могут состоять «идеальным».

В декабре 1933 года немецкие астрономы Вальтер Бааде и Фриц Цвикки впервые описали предполагаемую природу нейтронной звезды и предположили, что она может образоваться в результате взрыва сверхновой, однако с сожалением отметили, что подобные объекты на тот период не могут быть обнаружены из-за несостоятельности астрономических средств наблюдения того времени.

В 1967 году на тот момент еще молодая аспирантка из Северной Ирландии Джоселин Белл совершенно случайно открыла объект, излучающий регулярные импульсы радиоволн. Таким образом, пульсар PSR B1919+21 стал тогда первой открытой нейтронной звездой. С того момента и по сегодняшний день открыто более 2500 нейтронных звезд различных типов. Около 90 % из них — одиночные. Предполагается, что в нашей Галактике может существовать от ста миллионов до одного миллиарда подобных объектов, из расчета по одной нейтронной звезде на тысячу обычных звезд.

Как же образуются нейтронные звезды? В процессе своей эволюции звезды средней массивности взрываются сверхновыми, сбрасывая, таким образом, свои внешние оболочки. Обнажившиеся ядро звезды при этом уже не способно поддерживать ядерный синтез, а, следовательно, не может и создавать внутреннее давление для поддержания своей стабильности. В этом случае его внешние слои будут давить в общем направлении к центру ядра своей массой, что заставит ядро коллапсировать и катастрофически сжиматься. Под воздействием огромного давления и неимоверно возрастающей температуры электроны и протоны начинают сливаться, образуя нейтроны посредством так называемого электронного захвата, высвобождая при этом мощный поток нейтрино.

Принято считать, что нейтронными звездами могут стать ядра звезд с массами от 4 до 8 масс Солнца, однако на практике случается, что подобный объект после себя оставляет и умирающая звезда с куда большей массой. В то же время, вероятно, при массе звездного ядра примерно в три солнечные массы и выше оно должно, как правило, коллапсировать до черной дыры. Правда, в этом случае теоретики также делают исключение для быстровращающихся объектов, в которых центростремительные силы будут какое-то время компенсировать силы собственного тяготения ядра, не давая массивному ядру обрушиться в черную дыру или же стать кварковой звездой. Такие пока что чисто гипотетические и еще не обнаруженные на данный момент объекты назвали блицарами.

С другой стороны существует так называемый предел Чандрасекара, составляющий 1,39 массы Солнца. Ядра звезд с массой ниже этого предела из-за недостаточности сил тяготения и соответствующего давления для электронного захвата не могут стать нейтронными звездами и им уготована судьба белого карлика.

На данный момент самая массивная нейтронная звезда из обнаруженных имеет массу в 2,1 массы Солнца, а наиболее оптимальной и распространенной массой для подобных объектов считается от полутора до 1,8 солнечной массы.

Температура внутри вновь образованной нейтронной звезды просто-таки колоссальна, составляя от 100 миллиардов до 1 триллиона градусов по Кельвину. Однако огромное количество нейтрино, которое излучается, уносит в космос столько энергии, что температура изолированной нейтронной звезды падает через сравнительно незначительное время примерно до миллиона кельвинов. При этой более низкой температуре большая часть излучения, генерируемого нейтронной звездой, приходится на рентгеновский диапазон.

Поражает воображение и огромнейшая средняя плотность нейтронных звезд, которую оценивают в пределе от 370 до 590 квадриллионов килограмм на кубический метр, что в принципе сравнимо с плотностью атомного ядра. При этом отметим, что у поверхности такой звезды величина значения плотности уменьшается в то время, как в ядре она в 2-3 раза может превосходить плотность ядра атома. Для сравнения столовая ложка вещества нейтронной звезды будет иметь массу порядка 5,5 триллионов килограмм.

Вполне естественно, что при такой плотности и сжатии вещества по своим объемным размерам нейтронные звезды более чем компактны. В среднем такие объекты в своем диаметре не превосходят 20 километров.

Поражает воображение в нейтронных звездах и сила магнитного поля на их поверхности, которая варьируется в среднем от 10 тысяч до 10 миллиардов Тесла. Для сравнения в лабораторных условиях было достигнуто сплошное магнитное поле всего лишь в 16 Тесла. В этом разрезе выделим такой тип нейтронных звезд, как магнетары или магнитары, у которых сила магнитного поля может достигать и отметки в 100 миллиардов Тесла.

Что касается строения нейтронной звезды, то в ней можно выделить пять слоев: атмосферу, внешнюю и внутреннюю кору, а также внешнее и внутреннее ядро.

Атмосфера нейтронной звезды представляет собой достаточно тонкий слой плазмы, который имеет толщину от нескольких десятков сантиметров у горячих объектов до нескольких миллиметров у остывших и холодных, в этой области нейтронной звезды формируется ее тепловое излучение.

Внешняя кора состоит из ионов и электронов, ее толщина достигает нескольких сотен метров. Тонкий приповерхностный слой горячей нейтронной звезды содержит невырожденный электронный газ, а более глубокие слои — вырожденный, при этом с увеличением глубины он становится релятивистским и ультрарелятивистским.

Внутренняя кора состоит из электронов, свободных нейтронов и нейтронно-избыточных атомных ядер. С ростом глубины доля свободных нейтронов увеличивается, а атомных ядер — уменьшается. Толщина внутренней коры может достигать даже нескольких километров.

Внешнее ядро состоит из нейтронов с незначительной примесью протонов и электронов. В маломассивных нейтронных звездах внешнее ядро может простираться вплоть до центра звезды.

В массивных нейтронных звездах есть и внутреннее ядро, имеющее огромнейшую плотность. Его радиус может достигать нескольких километров. О составе этой области пока что никто толком ничего сказать не может, хотя, надо отметить, несколько малоубедительных гипотез и предположений на этот счет все же существует.

Нейтронные звезды, наблюдаемые с импульсами в различных диапазонах волн, называются пульсарами. Отметим, что это наиболее многочисленный тип подобных объектов, который также имеет несколько специфических подразделов. В зависимости от вида электромагнитного излучения пульсары разделяют на радиопульсары или эжекторы, пропеллеры, аккреторы или рентгеновские пульсары и георотаторы.

Радиопульсары или эжекторы обладают ничтожно малым периодом вращения и сильными магнитными полями, что позволяет им эжектировать, то есть извергать релятивистские заряженные частицы, излучающие в радиодиапазоне.

У так называемых пропеллеров скорость вращения недостаточна для эжекции частиц, однако она все еще велика, а поэтому захваченная магнитным полем окружающая нейтронную звезду такого типа материя не может упасть на ее поверхность, то есть аккреция вещества не происходит.

У аккреторов или рентгеновских пульсаров скорость вращения уменьшается настолько, что вещество беспрепятственно падает на поверхность нейтронной звезды. Падая, вещество, уже будучи в состоянии плазмы, движется по линиям магнитного поля и ударяется о твердую поверхность тела нейтронной звезды в районе ее полюсов, разогреваясь до десятков миллионов градусов по Кельвину. Вещество, разогретое до столь высоких температур, ярко светится в рентгеновском диапазоне. Область, в которой происходит столкновение падающего вещества с поверхностью тела нейтронной звезды, очень мала — всего около 100 метров. Это горячее пятно из-за вращения звезды периодически пропадает из вида, а поэтому наблюдаются регулярные пульсации рентгеновского излучения объекта.

У таких пульсаров, как георотаторы, их скорость вращения мала и не препятствует аккреции материи на поверхность объекта. Однако размеры его магнитосферы таковы, что плазма останавливается магнитным полем раньше, чем она будет захвачена гравитацией.

Около 5% всех известных нейтронных звезд являются членами бинарных систем. Образование и эволюция бинарных нейтронных звезд может быть сложным процессом. Нейтронные звезды наблюдались в подобных системах с обычными звездами главной последовательности, красными гигантами, белыми карликами или же другими нейтронными звездами. Согласно современным теориям бинарной эволюции, ожидается, что нейтронные звезды также существуют в двоичных системах с компаньонами черной дыры. Сейчас ученые считают, что слияние в двоичных системах, содержащих две нейтронные звезды или нейтронную звезду и черную дыру, является основным источником излучения детектируемых ныне гравитационных волн, сопровождающих взрывы так называемых килоновых.

Нейтронные звезды настолько непредсказуемые объекты, что могут иметь даже на своих орбитах и экзопланеты, которые, вероятно, захватываются гравитационно, либо формируются уже после взрыва сверхновой из оставшегося материала. Сейчас точно известно о существовании четырех подобных планет у двух нейтронных звезд.

На данный момент изучение таких интереснейших объектов, как нейтронные звезды продолжается, хотя и не является простым делом из-за их специфики, в своем большинстве невидимости в оптическом диапазоне и значительной удаленности, ведь самая ближайшая к нам нейтронная звезда отстоит от Земли минимум на 400 световых лет.

Что же касается нашего канала, то в будущем мы по возможности будем более подробно рассказывать Вам о нейтронных звездах, освещая тот или иной интересный объект, поскольку рассказать обо всем в рамках нашего сравнительно короткого видео, естественно, невозможно.

Ранее VideoNews сообщали о Дзете Сетки – родной звезде «Чужих».



Добавить комментарий

Ваш e-mail не будет опубликован. Обязательные поля помечены *