Нейтронные звезды

 

Нейтронная звезда — космическое тело, являющийся одним из возможных результатов эволюции звёзд, состоящий, в основном, из нейтронной сердцевины, покрытой сравнительно тонкой (∼1 км) корой вещества в виде тяжёлых атомных ядер и электронов. Массы нейтронных звёзд сравнимы с массой Солнца, но типичный радиус нейтронное звезды составляет лишь 10—20 километров. Поэтому средняя плотность вещества такого объекта в несколько раз превышает плотность атомного ядра (которая для тяжёлых ядер составляет в среднем 2,8·1017кг/м³). Дальнейшему гравитационному сжатию нейтронной звезды препятствует давление ядерной материи, возникающее за счёт взаимодействия нейтронов.

Многие нейтронные звёзды обладают чрезвычайно высокой скоростью вращения, — до тысячи оборотов в секунду. Нейтронные звёзды возникают в результате вспышек сверхновых звёзд.

Массы большинства нейтронных звёзд с надёжно измеренными массами составляют 1,3—1,5 массы Солнца, что близко к значению предела Чандрасекара. Теоретически же допустимы нейтронные звёзды с массами от 0,1 до примерно 2,5 солнечных масс, однако значение верхней предельной массы в настоящее время известно весьма неточно. Самые массивные нейтронные звёзды из известных — Vela X-1 (имеет массу не менее 1,88±0,13 солнечных масс на уровне 1σ, что соответствует уровню значимости α≈34 %), PSR J1614-2230ruen (с оценкой массы 1,97±0,04 солнечных), и PSR J0348+0432ruen (с оценкой массы 2,01±0,04 солнечных). Гравитация в нейтронных звёздах уравновешивается давлением вырожденного нейтронного газа, максимальное значение массы нейтронной звезды задаётся пределом Оппенгеймера-Волкова, численное значение которого зависит от (пока ещё плохо известного) уравнения состояния вещества в ядре звезды. Существуют теоретические предпосылки к тому, что при ещё большем увеличении плотности возможно перерождение нейтронных звезд в кварковые.

 Строение нейтронной звезды

Магнитное поле на поверхности нейтронных звёзд достигает значения 1012—1013 Гс (для сравнения — у Земли около 1 Гс), именно процессы в магнитосферах нейтронных звёзд ответственны за радиоизлучение пульсаров. Начиная с 1990-х годов, некоторые нейтронные звёзды отождествлены как магнетары — звёзды, обладающие магнитными полями порядка 1014 Гс и выше. Такие магнитные поля (превышающие «критическое» значение 4,414·1013 Гс, при котором энергия взаимодействия электрона с магнитным полем превышает его энергию покоя mec²) привносят качественно новую физику, так как становятся существенны специфические релятивистские эффекты, поляризация физического вакуума и т. д.

К 2012 году открыто около 2000 нейтронных звёзд. Порядка 90% из них — одиночные. Всего же в нашей Галактике могут существовать 108—109 нейтронных звёзд, то есть где-то по одной на тысячу обычных звёзд. Для нейтронных звёзд характерна высокая скорость движения (как правило, сотни км/с). В результате аккреции вещества облака нейтронная звезда может быть в этом ситуации видна с Земли в разных спектральных диапазонах, включая оптический, на который приходится около 0,003% излучаемой энергии (соответствует 10 звёздной величине).

Гравитационное отклонение света (из-за релятивистского отклонения света видно более половины поверхности)

Нейтронные звёзды — одни из немногих классов космических объектов, которые были теоретически предсказаны до открытия наблюдателями.

В 1933 году астрономы Вальтер Бааде и Фриц Цвикки предположили, что нейтронная звёзда может образоваться в результате взрыва сверхновой. Теоретические расчёты того времени показали, что излучение нейтронной звёзды слишком слабое, и ее невозможно обнаружить. Интерес к нейтронным звёздам усилился в 1960-х гг., когда начала развиваться рентгеновская астрономия, так как теория предсказывала, что максимум их теплового излучения приходится на область мягкого рентгена. Однако неожиданно они были открыты в радионаблюдениях. В 1967 году Джоселин Белл, аспирант Э. Хьюиша, открыла объекты, излучающие регулярные импульсы радиоволн. Этот феномен был объяснён узкой направленностью радиолуча от быстро вращающегося объекта — своеобразный «космический раиомаяк». Но любая обычная звёзда разрушилась бы при столь высокой скорости вращения. На роль таких маяков были пригодны только нейтронные звёзды. Пульсар PSR B1919+21 считается первой открытой нейтронной звездой.

Взаимодействие нейтронной звездой с окрружающим веществом определяют два основных параметра и, как следствие, их наблюдаемые проявления: период (скорость) вращения и величина магнитного поля. Со временем звезда расходует свою вращательную энергию, и её вращение замедляется. Магнитное поле также ослабевает. По этой причине нейтронная звезда за время своей жизни может менять свой тип. Ниже представлена номенклатура нейтронных звёзд в порядке убывания скорости вращения, согласно монографии В.М. Липунова. Поскольку теория магнитосфер пульсаров все еще в состоянии в развитии, существуют альтернативные теоретические модели.

Эжектор

Сильные магнитные поля и малый период вращения. В простейшей модели магнитосферы, магнитное поле вращается твердотельно, то есть с той же угловой скоростью, что и тело нейтронной звезды. На определённом радиусе линейная скорость вращения поля приближается к скорости света. Этот радиус называется «радиусом светового цилиндра». За этим радиусом обычное дипольное поле существовать не может, поэтому линии напряжённости поля в этом месте обрываются. Заряженные частицы, двигающиеся вдоль силовых линий магнитного поля, через такие обрывы могут покидать нейтронную звезду и улетать в межзвездное пространство. Нейтронная звезда данного типа «эжектирует» (от фр. éjecter — извергать, выталкивать) релятивистские заряженные частицы, которые излучают в радиодиапазоне. Эжекторы наблюдаются как радиопульсары.

Пропеллер

Скорость вращения уже недостаточна для эжекции частиц, поэтому такая звезда не может быть радиопульсаром. Однако скорость вращения всё ещё велика, и захваченная магнитным полем окружающая нейтронную звезду материя не может упасть, то есть аккреция вещества не происходит. Нейтронные звёзды данного типа практически не имеют наблюдаемых проявлений и изучены плохо.

Аккретор (рентгеновский пульсар)

Скорость вращения снижается до такого уровня, что веществу теперь ничего не препятсвует падать на такую нейтронную звезду. Падая вещество уже будучи в состоянии плазмы движется по линиям магнитного поля и ударяется о твёрдую поверхность тела нейтронной звезды в районе ее полюсов, разогреваясь до десятков миллионов градусов. Вещество, нагретое 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, что наблюются регулярные пульсации рентген-излучения. Такие объекты и называются рентгеновскими пульсарами.

Георотатор

Скорость вращения таких нейтронных звёзд мала и не препятствует аккреции. Но размеры магнитосферы таковы, что плазма останавливается магнитным полем раньше, чем она будет захвачена гравитацией. Подобный механизм рабатает в магнитосфере Земли, из-за чего данный тип нейтронных звезд и получил своё название.

Магнетар

Нейтронная звезда, обладающая исключительно сильным магнитным полем (до 1011 Тл). Теоретически существование магнетаров было предсказано в 1992 году, а первое свидетельство их реального существования получено в 1998 году при наблюдении мощной вспышки гамма- и рентгеновского излучения от источника SGR 1900+14 в созвездии Орла. Время жизни магнетаров составляет около 1 000 000 лет. У магнетаров сильнейшее магнитное поле во Вселенной.

Магнетары являются малоизученным типом нейтронных звёзд по причине того, что немногие находятся достаточно близко к Земле. Магнетары в диаметре насчитывают около 20—30 км, однако массы большинства превышают массу Солнца. Магнетар настолько сжат, что горошина его материи весила бы более 100 миллионов тонн. Большинство из известных магнетаров вращаются очень быстро, как минимум несколько оборотов вокруг оси в секунду. Наблюдаются в гамма-излучении, близком к рентгеновскому, радиоизлучение не испускает. Жизненный цикл магнетара достаточно короток. Их сильные магнитные поля исчезают по прошествии примерно 10 000 лет, после чего их активность и излучение рентгеновских лучей прекращается. Согласно одному из предположений, в нашей галактике за всё время её существования могло сформироваться до 30 миллионов магнетаров. Магнетары образуются из массивных звёзд с начальной массой около 40 М☉.

Толчки, образованные на поверхности магнетара, вызывают огромные колебания в звезде; колебания магнитного поля, которые сопровождают их, часто приводят к огромным выбросам гамма-излучения, которые были зафиксированы на Земле в 1979, 1998 и 2004 годах.

По состоянию на май 2007 года было известно двенадцать магнетаров, и ещё три кандидата ожидали подтверждения. Примеры известных магнетаров:

SGR 1806-20, расположенный на расстоянии 50 000 световых лет от Земли на противоположной стороне нашей галактики Млечный Путь в созвездии Стрельца.
SGR 1900+14, отдалённый на 20 000 световых лет, находящийся в созвездии Орла. После длительного периода низких эмиссионных выбросов (существенные взрывы только в 1979 и 1993) активизировался в мае-августе 1998, и взрыв, обнаруженный 27 августа 1998 г., имел достаточную силу, чтобы заставить выключить космический аппарат NEAR Shoemaker в целях предотвращения ущерба. 29 мая 2008 года телескоп НАСА «Спитцер» обнаружил кольца материи вокруг этого магнетара. Считается, что это кольцо образовалось при взрыве, наблюдавшемся в 1998 году.
1E 1048.1-5937 — аномальный рентгеновский пульсар, расположенный в 9000 световых лет в созвездии Киль. Звезда, из которой сформировался магнетар, имела массу в 30—40 раз больше, чем у Солнца.
http://aboutspacejornal.net/%D0%B2%D1%81%D0%B5%D0%BB%D0%B5%D0%BD%D0%BD%D0%B0%D1%8F/%D0%B3%D0%B0%D0%BB%D0%B0%D0%BA%D1%82%D0%B8%D0%BA%D0%B0/%D0%B7%D0%B2%D0%B5%D0%B7%D0%B4%D1%8B/%D0%BD%D0%B5%D0%B9%D1%82%D1%80%D0%BE%D0%BD%D0%BD%D1%8B%D0%B5-%D0%B7%D0%B2%D0%B5%D0%B7%D0%B4%D1%8B/