Нейтронная звезда

Чтобы узнать о других значениях, см. Нейтронная звезда (значения) .

Центральная нейтронная звезда в центре Крабовидной туманности.

Излучение быстро вращающегося пульсара PSR B1509-58 заставляет близлежащий газ излучать рентгеновские лучи (золото) и освещать остальную часть туманности , показанную здесь в инфракрасном диапазоне (синий и красный).

Нейтронная звезда — это схлопнувшееся ядро ​​массивной звезды-сверхгиганта . Звезды, которые позже коллапсируют в нейтронные звезды, имеют общую массу от 10 до 25 солнечных масс ( M _☉ ), возможно, больше, если звезда была особенно богата элементами тяжелее водорода и гелия . За исключением черных дыр , нейтронные звезды — самый маленький и плотный из известных классов звездных объектов. Нейтронные звезды имеют радиус порядка 10 километров (6 миль) и массу около 1,4 M _☉ . Они возникают в результате сверхновой взрыва массивной звезды в сочетании с гравитационным коллапсом , который сжимает ядро ​​от плотности белого карлика до плотности атомных ядер .

После образования нейтронные звезды больше не выделяют активно тепло и охлаждаются с течением времени, но они все равно могут развиваться дальше посредством столкновений или аккреции . Большинство базовых моделей этих объектов предполагают, что они почти полностью состоят из нейтронов , поскольку экстремальное давление заставляет электроны и протоны , присутствующие в обычной материи, объединяться, производя нейтроны. Эти звезды частично защищены от дальнейшего коллапса давлением нейтронного вырождения , так же как белые карлики защищены от коллапса давлением электронного вырождения . Однако одного этого недостаточно, чтобы удержать объект размером более 0,7 М _☉ а ядерные силы отталкивания играют большую роль в поддержании более массивных нейтронных звезд. Если звезда-остаток имеет массу , превышающую предел Толмана-Оппенгеймера-Волкова , который колеблется в пределах 2,2–2,9 M _☉ , комбинации давления вырождения и ядерных сил недостаточно для поддержки нейтронной звезды, что приводит к ее коллапсу и образованию черной дыры. . Самая массивная нейтронная звезда, обнаруженная на данный момент, PSR J0952–0607 , оценивается в 2,35 ± 0,17 M _☉ .

Недавно образовавшиеся нейтронные звезды могут иметь температуру поверхности в десять миллионов К и более. Однако, поскольку нейтронные звезды не выделяют нового тепла в результате термоядерного синтеза, они неумолимо остывают после своего образования. Следовательно, данная нейтронная звезда достигает температуры поверхности в один миллион градусов К, когда ей составляет от одной тысячи до одного миллиона лет. Более старые и еще более холодные нейтронные звезды все еще легко обнаружить. Например, хорошо изученная нейтронная звезда J1856.5−3754 RX имеет среднюю температуру поверхности около 434 000 К. Для сравнения, эффективная температура поверхности Солнца составляет 5780 К.

Материал нейтронной звезды удивительно плотный нормального размера, : спичечный коробок содержащий материал нейтронной звезды, будет иметь вес примерно 3 миллиарда тонн, такой же вес, как кусок Земли площадью 0,5 кубических километра (куб с ребрами около 800 метров). ) с поверхности Земли.

Когда ядро ​​звезды коллапсирует, скорость ее вращения увеличивается из-за сохранения углового момента , а вновь образовавшиеся нейтронные звезды вращаются со скоростью до нескольких сотен раз в секунду. Некоторые нейтронные звезды испускают лучи электромагнитного излучения, благодаря которым их можно обнаружить как пульсары, а открытие пульсаров Джоселин Белл Бернелл и Энтони Хьюишем в 1967 году стало первым наблюдательным предположением о существовании нейтронных звезд. Самая быстро вращающаяся из известных нейтронных звезд — PSR J1748-2446ad , вращающаяся со скоростью 716 раз в секунду. или 43 000 оборотов в минуту , что дает линейную (тангенциальную) скорость у поверхности порядка 0,24 с (т. е. почти четверть скорости света ).

Считается, что в Млечном Пути находится около одного миллиарда нейтронных звезд . и как минимум несколько сотен миллионов — цифра, полученная путем оценки количества звезд, подвергшихся взрывам сверхновых. Однако многие из них существовали долгое время и значительно остыли. Эти звезды излучают очень мало электромагнитного излучения; большинство обнаруженных нейтронных звезд возникают только в определенных ситуациях, когда они излучают, например, если они являются пульсаром или частью двойной системы. Медленно вращающиеся и неаккрецирующие нейтронные звезды трудно обнаружить из-за отсутствия электромагнитного излучения; однако с момента космическим телескопом Хаббла обнаружения RX J1856.5-3754 в 1990-х годах было обнаружено несколько близлежащих нейтронных звезд, которые, по-видимому, излучают только тепловое излучение.

Нейтронные звезды в двойных системах могут подвергаться аккреции, и в этом случае они испускают большое количество рентгеновских лучей . Во время этого процесса вещество откладывается на поверхности звезд, образуя «горячие точки», которые время от времени можно идентифицировать как системы рентгеновских пульсаров . Кроме того, такие аккреции способны «перерабатывать» старые пульсары, заставляя их набирать массу и чрезвычайно быстро вращаться, образуя миллисекундные пульсары . Более того, подобные двойные системы продолжают развиваться , и многие спутники в конечном итоге становятся компактными объектами , такими как белые карлики или нейтронные звезды, хотя другие возможности включают полное разрушение компаньона в результате абляции или столкновения. Слияние двойных нейтронных звезд может быть источником кратковременных гамма-всплесков и, вероятно, сильными источниками гравитационных волн . В 2017 году наблюдалось прямое обнаружение ( GW170817 ) гравитационных волн от такого события, наряду с косвенными наблюдениями гравитационных волн от пульсара Халса-Тейлора .

Формирование

Упрощенное представление образования нейтронных звезд

Любая звезда главной последовательности с начальной массой более 8 M _☉ (в восемь раз больше массы Солнца ) потенциально может стать нейтронной звездой. По мере того как звезда удаляется от главной последовательности, в результате звездного нуклеосинтеза образуется ядро, богатое железом. Когда все ядерное топливо в активной зоне израсходовано, активную зону необходимо поддерживать только за счет давления вырождения. Дальнейшие отложения массы от горения снаряда приводят к тому, что ядро ​​превышает предел Чандрасекара . Давление электронного вырождения преодолевается, и ядро ​​​​коллапсирует дальше, в результате чего температура поднимается до более чем 5 × 10 ⁹ К (5 миллиардов К). При этих температурах происходит фотораспад (распад ядер железа на альфа-частицы за счет высокоэнергетических гамма-лучей). Поскольку температура ядра продолжает расти, электроны и протоны объединяются, образуя нейтроны посредством захвата электронов , высвобождая поток нейтрино . Когда плотности достигают ядерной плотности 4 × 10 ¹⁷ кг/м ³ , сочетание сильной силы отталкивания и давления нейтронного вырождения останавливает сокращение. Сжимающаяся внешняя оболочка звезды останавливается и быстро выбрасывается наружу потоком нейтрино, образующихся при образовании нейтронов, что приводит к образованию сверхновой и оставляет после себя нейтронную звезду. Однако, если остаток имеет массу более 3 M _☉ , он вместо этого становится черной дырой.

Поскольку ядро ​​массивной звезды сжимается во время сверхновой типа II , сверхновой типа Ib или типа Ic и коллапсирует в нейтронную звезду, оно сохраняет большую часть своего углового момента . Поскольку она имеет лишь небольшую часть радиуса своей родительской звезды (что резко уменьшает ее момент инерции ), нейтронная звезда формируется с очень высокой скоростью вращения, а затем, в течение очень длительного периода времени, замедляется. Известны нейтронные звезды, имеющие периоды вращения примерно от 1,4 мс до 30 с. Плотность нейтронной звезды также обеспечивает ей очень высокую поверхностную гравитацию с типичными значениями от 10 ¹² до 10 ¹³ РС ² (более 10 ¹¹ раз больше, чем на Земле ). Одним из показателей такой огромной гравитации является тот факт, что скорость убегания нейтронных звезд превышает половину скорости света . Гравитация нейтронной звезды ускоряет падающее вещество до огромной скорости, а приливные силы у поверхности могут вызвать спагеттификацию .

Свойства

Уравнение состояния

Уравнение состояния нейтронных звезд в настоящее время неизвестно. Это связано с тем, что нейтронные звезды являются вторым по плотности известным объектом во Вселенной, только менее плотным, чем черные дыры. Чрезвычайная плотность означает, что невозможно воспроизвести материал на Земле в лабораториях, именно так проверяются уравнения состояния для других вещей, таких как идеальные газы. Ближайшая нейтронная звезда находится на расстоянии многих парсеков, а это означает, что нет реального способа изучить ее напрямую. Хотя известно, что нейтронные звезды должны быть похожи на вырожденный газ , их нельзя моделировать строго так (как белые карлики) из-за чрезвычайной гравитации. общую теорию относительности Для уравнения состояния нейтронной звезды необходимо учитывать , поскольку в этих условиях ньютоновской гравитации уже недостаточно. такие эффекты, как квантовая хромодинамика (КХД) , сверхпроводимость и сверхтекучесть Также необходимо учитывать .

При необычайно высокой плотности нейтронных звезд обычная материя сжимается до ядерной плотности. В частности, материя варьируется от ядер, внедренных в море электронов с низкой плотностью во внешней коре, до все более богатых нейтронами структур во внутренней коре, до чрезвычайно богатой нейтронами однородной материи во внешнем ядре и, возможно, экзотических состояний материя с высокой плотностью во внутреннем ядре.

Понимание природы вещества, присутствующего в различных слоях нейтронных звезд, и фазовых переходов, происходящих на границах слоев, является основной нерешенной проблемой фундаментальной физики. Уравнение состояния нейтронной звезды кодирует информацию о структуре нейтронной звезды и, таким образом, говорит нам, как ведет себя материя при экстремальных плотностях, обнаруженных внутри нейтронных звезд. Тогда ограничения на уравнение состояния нейтронной звезды наложат ограничения на то, как работает сильное взаимодействие стандартной модели , что будет иметь глубокие последствия для ядерной и атомной физики. Это делает нейтронные звезды естественными лабораториями для исследования фундаментальной физики.

Например, экзотические состояния, которые можно обнаружить в ядрах нейтронных звезд, представляют собой типы материи КХД . При экстремальных плотностях в центрах нейтронных звезд нейтроны разрушаются, образуя море кварков. Уравнение состояния этой материи регулируется законами квантовой хромодинамики , и поскольку КХД-материя не может быть произведена ни в одной лаборатории на Земле, большая часть текущих знаний о ней носит лишь теоретический характер.

Различные уравнения состояния приводят к разным значениям наблюдаемых величин. Хотя уравнение состояния напрямую связывает только плотность и давление, оно также приводит к вычислению таких наблюдаемых величин, как скорость звука, масса, радиус и числа Лява . Поскольку уравнение состояния неизвестно, существует множество предложенных уравнений, таких как FPS, UU, APR, L и SLy, и это активная область исследований. При создании уравнения состояния можно учитывать различные факторы, например фазовые переходы.

Другой аспект уравнения состояния заключается в том, является ли оно мягким или жестким уравнением состояния. Это связано с тем, какое давление существует при определенной плотности энергии, и часто соответствует фазовым переходам. Когда материал вот-вот претерпит фазовый переход, давление будет увеличиваться, пока он не перейдет в более комфортное состояние материи. Мягкое уравнение состояния будет иметь плавный рост давления в зависимости от плотности энергии, тогда как жесткое уравнение будет иметь более резкий рост давления. В нейтронных звездах физики-ядерщики до сих пор проверяют, должно ли уравнение состояния быть жестким или мягким, и иногда оно меняется внутри отдельных уравнений состояния в зависимости от фазовых переходов внутри модели. Это называется уравнением состояния ужесточения или смягчения, в зависимости от предыдущего поведения. Поскольку неизвестно, из чего состоят нейтронные звезды, в уравнении состояния есть место для изучения различных фаз материи.

Плотность и давление

Нейтронные звезды имеют общую плотность 3,7 × 10. ¹⁷ до 5,9 × 10 ¹⁷ кг/м ³ ( 2.6 × 10 ¹⁴ до 4,1 × 10 ¹⁴ раз превышает плотность Солнца), что сравнимо с приблизительной плотностью атомного ядра 3 × 10 ¹⁷ кг/м ³ . Плотность нейтронной звезды варьируется примерно от 1 × 10 ⁹ кг/м ³ в земной коре — увеличиваясь с глубиной — примерно до 6 × 10 ¹⁷ или 8 × 10 ¹⁷ кг/м ³ (плотнее атомного ядра) глубже внутри. Нейтронная звезда настолько плотна, что одна чайная ложка (5 миллилитров ) ее материала будет иметь массу более 5,5 × 10 ¹² кг , что примерно в 900 раз больше массы Великой пирамиды в Гизе . Вся масса Земли при плотности нейтронной звезды уместилась бы в сферу диаметром 305 м (размер телескопа Аресибо ). Давление увеличивается с 3,2 × 10 ³¹ до 1,6 × 10 ³⁴ Па от внутренней корочки к центру.

Нейтронная звезда обладает некоторыми свойствами атомного ядра , включая плотность (в пределах порядка величины) и то, что она состоит из нуклонов . Поэтому в научно-популярной литературе нейтронные звезды иногда называют «гигантскими ядрами». Однако в других отношениях нейтронные звезды и атомные ядра совершенно разные. Ядро удерживается сильным взаимодействием , тогда как нейтронная звезда удерживается гравитацией . Плотность ядра однородна, а нейтронные звезды, по прогнозам, состоят из нескольких слоев различного состава и плотности.

Текущие ограничения

Поскольку уравнения состояния нейтронных звезд приводят к различным наблюдаемым, например, к разным соотношениям массы и радиуса, существует множество астрономических ограничений на уравнения состояния. В основном они исходят от LIGO , которая является обсерваторией гравитационных волн и NICER , который представляет собой рентгеновский телескоп.

Наблюдения NICER за пульсарами в двойных системах, по которым можно оценить массу и радиус пульсара, могут ограничить уравнение состояния нейтронной звезды. Измерение пульсара PSR J0740+6620 в 2021 году позволило ограничить радиус нейтронной звезды с массой 1,4 Солнца до 12,33 +0,76.
−0,8 км с достоверностью 95%. Эти ограничения массы-радиуса в сочетании с расчетами киральной эффективной теории поля ужесточают ограничения на уравнение состояния нейтронной звезды.

Уравнение ограничений состояния в результате обнаружения гравитационных волн LIGO начинается с исследователей ядерной и атомной физики, которые работают над предложением теоретических уравнений состояния (таких как FPS, UU, APR, L, SLy и другие). Предложенные уравнения состояния затем могут быть переданы исследователям-астрофизикам, которые моделируют слияния двойных нейтронных звезд . Из этих симуляций исследователи могут извлечь формы гравитационных волн , изучая таким образом взаимосвязь между уравнением состояния и гравитационными волнами, испускаемыми слияниями двойных нейтронных звезд. Используя эти соотношения, можно ограничить уравнение состояния нейтронной звезды, когда наблюдаются гравитационные волны от слияний двойных нейтронных звезд. Прошлые численные симуляции слияний двойных нейтронных звезд в рамках теории относительности выявили взаимосвязь между уравнением состояния и частотно-зависимыми пиками сигнала гравитационных волн, которые можно применять для обнаружения LIGO . Например, обнаружение LIGO слияния двойной нейтронной звезды GW170817 позволило ограничить приливную деформацию двух нейтронных звезд, что резко сократило семейство разрешенных уравнений состояния. Будущие сигналы гравитационных волн с детекторами следующего поколения, такими как Cosmic Explorer, могут наложить дополнительные ограничения.

Когда физики-ядерщики пытаются понять вероятность своего уравнения состояния, полезно сравнить эти ограничения и посмотреть, предсказывает ли оно нейтронные звезды с такими массами и радиусами. Есть также недавняя работа по ограничению уравнения состояния скоростью звука с помощью гидродинамики.

Уравнение Толмана-Оппенгеймера-Волкова

Уравнение Толмана -Оппенгеймера-Волкова (TOV) можно использовать для описания нейтронной звезды. Уравнение представляет собой решение уравнений Эйнштейна из общей теории относительности для сферически-симметричной, инвариантной во времени метрики. При заданном уравнении состояния решение уравнения приводит к таким наблюдаемым, как масса и радиус. Существует множество программ, которые численно решают уравнение TOV для данного уравнения состояния, чтобы найти соотношение масса-радиус и другие наблюдаемые для этого уравнения состояния.

Следующие дифференциальные уравнения можно решить численно, чтобы найти наблюдаемые нейтронные звезды:

${\frac {dp}{dr}}=-{\frac {G\epsilon (r)M(r)}{c^{2}r^{2}}}[1+{\frac {p(r)}{\epsilon (r)}}][1+{\frac {4\pi r^{3}p(r)}{M(r)c^{2}}}][1-{\frac {2GM(r)}{c^{2}r}}]$

${\frac {dM}{dr}}={\frac {4\pi r^{2}\epsilon (r)}{c^{2}}}$

где $G$ гравитационная постоянная, $p(r)$ это давление, $\epsilon (r)$ - плотность энергии (найденная из уравнения состояния), а $c$ это скорость света.

Отношение массы к радиусу

Используя уравнения TOV и уравнение состояния, можно найти кривую масса-радиус. Идея состоит в том, что для правильного уравнения состояния каждая нейтронная звезда, которая могла бы существовать, располагалась бы вдоль этой кривой. Это один из способов, с помощью которых уравнения состояния могут быть ограничены астрономическими наблюдениями. Чтобы создать эти кривые, необходимо решить уравнения TOV для разных центральных плотностей. Для каждой центральной плотности вы численно решаете уравнения массы и давления до тех пор, пока давление не достигнет нуля, что соответствует внешней стороне звезды. Каждое решение дает соответствующую массу и радиус для этой центральной плотности.

Кривые масса-радиус определяют, какова максимальная масса для данного уравнения состояния. На большей части кривой масса-радиус каждый радиус соответствует уникальному значению массы. В определенной точке кривая достигнет максимума и начнет снижаться, что приведет к повторению значений массы для разных радиусов. Эта максимальная точка и есть то, что известно как максимальная масса. За пределами этой массы звезда больше не будет стабильной, то есть больше не сможет противостоять силе гравитации, и превратится в черную дыру. Поскольку каждое уравнение состояния приводит к разным кривым масса-радиус, они также приводят к уникальному максимальному значению массы. Максимальное значение массы неизвестно, пока неизвестно уравнение состояния.

Это очень важно, когда дело доходит до ограничения уравнения состояния. Оппенгеймер и Волков пришли к пределу Толмана-Оппенгеймера-Волкова, используя вырожденное уравнение состояния газа с уравнениями TOV, которое составляло ~ 0,7 массы Солнца. Поскольку наблюдаемые нейтронные звезды более массивны, эта максимальная масса была отброшена. Последней наблюдавшейся массивной нейтронной звездой была PSR J0952-0607, масса которой составляла 2,35 ± 0,17 солнечных масс. Любое уравнение состояния с массой меньше этой не могло бы предсказать эту звезду и, следовательно, с гораздо меньшей вероятностью будет правильным.

Интересным явлением в этой области астрофизики, связанным с максимальной массой нейтронных звезд, является так называемый «разрыв масс». Разрыв в массах относится к диапазону масс примерно от 2 до 5 масс Солнца, где наблюдалось очень мало компактных объектов. Этот диапазон основан на текущей предполагаемой максимальной массе нейтронных звезд (~ 2 массы Солнца) и минимальной массе черной дыры (~ 5 масс Солнца). Недавно были обнаружены некоторые объекты, которые попадают в этот массовый разрыв в результате обнаружения гравитационных волн. Если бы истинная максимальная масса нейтронных звезд была известна, это помогло бы охарактеризовать компактные объекты в этом диапазоне масс как нейтронные звезды или черные дыры.

Отношения I-Love-Q

Есть еще три свойства нейтронных звезд, которые зависят от уравнения состояния, но также могут наблюдаться астрономически: момент инерции , квадрупольный момент и число Лява . Момент инерции нейтронной звезды описывает, насколько быстро звезда может вращаться при фиксированном моменте вращения. Квадрупольный момент нейтронной звезды определяет, насколько эта звезда деформируется из своей сферической формы. Число Лява нейтронной звезды показывает, насколько легко или сложно деформировать звезду из-за приливных сил , обычно важных в двойных системах.

Хотя эти свойства зависят от материала звезды и, следовательно, от уравнения состояния, между этими тремя величинами существует связь, независимая от уравнения состояния. Это соотношение предполагает медленно и равномерно вращающиеся звезды и использует общую теорию относительности для вывода этого соотношения. Хотя это соотношение не сможет добавить ограничений к уравнению состояния, поскольку оно не зависит от уравнения состояния, у него есть и другие применения. Если одну из этих трех величин можно измерить для конкретной нейтронной звезды, это соотношение можно использовать для нахождения двух других. Кроме того, это соотношение может быть использовано для преодоления вырождений в регистрации детекторами гравитационных волн квадрупольного момента и спина, позволяя определять средний спин в пределах определенного уровня достоверности.

Температура

Температура внутри вновь образовавшейся нейтронной звезды составляет около 10 ¹¹ до 10 ¹²  Кельвин . Однако огромное количество испускаемых ею нейтрино уносит столько энергии, что температура изолированной нейтронной звезды за несколько лет падает примерно до 10°С. ⁶ Кельвин . При этой более низкой температуре большая часть света, генерируемого нейтронной звездой, приходится на рентгеновские лучи.

Некоторые исследователи предложили систему классификации нейтронных звезд с использованием римских цифр (не путать с классами светимости Йеркса для невырожденных звезд) для сортировки нейтронных звезд по их массе и скорости остывания: тип I для нейтронных звезд с низкой массой и скоростью остывания. , тип II для нейтронных звезд с более высокой массой и скоростью остывания и предлагаемый тип III для нейтронных звезд с еще большей массой, приближающейся к 2 M _☉ , с более высокими скоростями остывания и, возможно, кандидатами в экзотические звезды .

Магнитное поле

Напряженность магнитного поля на поверхности нейтронных звезд колеблется в пределах с.   10 ⁴ до 10 ¹¹  Тесла (Т). Это на порядки выше, чем у любого другого объекта: для сравнения, в лаборатории достигнуто непрерывное поле напряженностью 16 Тл, достаточное для левитации живой лягушки за счет диамагнитной левитации . Вариации напряженности магнитного поля, скорее всего, являются основным фактором, позволяющим различать разные типы нейтронных звезд по их спектрам и объясняющим периодичность пульсаров.

Нейтронные звезды, известные как магнетары, обладают самыми сильными магнитными полями — в диапазоне 10 ⁸ до 10 ¹¹ Т , и стали широко принятой гипотезой для мягких гамма-ретрансляторов типа нейтронных звезд (SGR). и аномальные рентгеновские пульсары (AXP). магнитной энергии 10 Плотность ⁸ Поле Т является экстремальным, значительно превышающим плотность массы-энергии обычной материи. Поля такой силы способны поляризовать вакуум до такой степени, что вакуум становится двулучепреломляющим . Фотоны могут сливаться или разделяться на две части, при этом образуются виртуальные пары частица-античастица. Поле изменяет уровни энергии электронов, и атомы сжимаются в тонкие цилиндры. В отличие от обычного пульсара, направление вращения магнетара вниз может напрямую приводиться в действие его магнитным полем, а магнитное поле достаточно сильное, чтобы вызвать напряжение в коре до точки разрушения. Разломы земной коры вызывают звездные землетрясения , наблюдаемые как чрезвычайно яркие миллисекундные сильные гамма-всплески. Огненный шар захватывается магнитным полем и появляется и исчезает из поля зрения при вращении звезды, что наблюдается как периодическое излучение мягкого гамма-ретранслятора (SGR) с периодом 5–8 секунд и которое длится несколько минут.

Происхождение сильного магнитного поля пока неясно. Одна из гипотез заключается в «замораживании потока» или сохранении исходного магнитного потока во время образования нейтронной звезды. Если объект имеет определенный магнитный поток по площади своей поверхности, и эта площадь сжимается до меньшей площади, но магнитный поток сохраняется, то магнитное поле соответственно увеличится. Точно так же коллапсирующая звезда начинается с гораздо большей площади поверхности, чем образовавшаяся нейтронная звезда, и сохранение магнитного потока приведет к гораздо более сильному магнитному полю. Однако это простое объяснение не полностью объясняет силу магнитного поля нейтронных звезд.

Гравитация

См. Также: уравнение Толмана – Оппенгеймера – Волкова и белый карлик § Связь массы и радиуса.

Гравитационное отклонение света нейтронной звезды. Из-за релятивистского отклонения света видна более половины поверхности (каждый участок сетки представляет собой 30 на 30 градусов). В натуральных единицах масса этой звезды равна 1, а ее радиус — 4, что в два раза превышает радиус Шварцшильда .

Гравитационное поле на поверхности нейтронной звезды составляет около 2 × 10 ¹¹ раз сильнее, чем на Земле , примерно в 2,0 × 10 ¹² РС ² . Такое сильное гравитационное поле действует как гравитационная линза и преломляет излучение, испускаемое нейтронной звездой, так что части обычно невидимой задней поверхности становятся видимыми. Если радиус нейтронной звезды 3 Гм / c ² или меньше, тогда фотоны могут быть захвачены на орбите , что делает всю поверхность этой нейтронной звезды видимой с одной точки зрения, а также дестабилизирует орбиты фотонов на расстоянии 1 радиуса звезды или ниже.

Часть массы звезды, коллапсирующей с образованием нейтронной звезды, высвобождается при взрыве сверхновой, в результате которой она образуется (по закону эквивалентности массы и энергии E = mc ² ). Энергия исходит от гравитационной энергии связи нейтронной звезды.

Следовательно, гравитационная сила типичной нейтронной звезды огромна. Если бы объект упал с высоты одного метра на нейтронную звезду радиусом 12 километров, он достиг бы земли со скоростью около 1,4 мегаметра в секунду. Однако еще до удара приливная сила могла вызвать спагеттификацию , превращая любой обычный объект в поток материала.

Из-за огромной гравитации замедление времени между нейтронной звездой и Землей является значительным. Например, на поверхности нейтронной звезды могло пройти восемь лет, а на Земле — десять лет, не считая эффекта замедления времени из-за очень быстрого вращения звезды.

Релятивистские уравнения состояния нейтронной звезды описывают зависимость радиуса от массы для различных моделей. Наиболее вероятные радиусы для данной массы нейтронной звезды заключены в модели AP4 (наименьший радиус) и MS2 (наибольший радиус). E _B — отношение массы энергии гравитационной связи, эквивалентной наблюдаемой гравитационной массе нейтронной звезды M килограммов с радиусом R метров,

$$E_{\text{B}}={\frac {0.60\,\beta }{1-{\frac {\beta }{2}}}}$$

$$\beta \ =G\,M/R\,{c}^{2}$$

Учитывая текущие значения

• $G=6.67408\times 10^{-11}\,{\text{m}}^{3}{\text{kg}}^{-1}{\text{s}}^{-2}$
• $c=2.99792458\times 10^{8}\,{\text{m}}/{\text{s}}$
• $M_{\odot }=1.98855\times 10^{30}\,{\text{kg}}$

и массы звезд «M», обычно называемые кратными одной солнечной массе,

$$M_{x}={\frac {M}{M_{\odot }}}$$

тогда релятивистская дробная энергия связи нейтронной звезды равна

$$E_{\text{B}}={\frac {886.0\,M_{x}}{R_{\left[{\text{in meters}}\right]}-738.3\,M_{x}}}$$

Нейтронная звезда с массой 2 M _☉ не будет более компактной, чем радиус 10 970 метров (модель AP4). Тогда его энергия гравитационной связи массовой доли составит 0,187, -18,7% (экзотермическая). Это далеко не 0,6/2 = 0,3, -30%.

Структура

Поперечное сечение нейтронной звезды. Плотности выражены в терминах ρ _{0 —} плотности насыщения ядерной материи , при которой нуклоны начинают соприкасаться.

Текущее понимание структуры нейтронных звезд определяется существующими математическими моделями, но некоторые детали можно было бы сделать путем изучения колебаний нейтронных звезд . Астеросейсмология , исследование, применяемое к обычным звездам, может раскрыть внутреннюю структуру нейтронных звезд, анализируя наблюдаемые спектры звездных колебаний.

Современные модели показывают, что материя на поверхности нейтронной звезды состоит из обычных атомных ядер море электронов , сплющенных в твердую решетку, через зазоры между которыми течет . Возможно, что ядра на поверхности состоят из железа железа из-за высокой энергии связи на нуклон. Также возможно, что тяжелые элементы, такие как железо, просто опускаются под поверхность, оставляя только легкие ядра, такие как гелий и водород . Если температура поверхности превышает 10 ⁶ Кельвинов (как в случае молодого пульсара), поверхность должна быть жидкой, а не твердой фазой, которая могла бы существовать в более холодных нейтронных звездах (температура < 10 ⁶ Кельвины ).

Предполагается, что «атмосфера» нейтронной звезды имеет толщину не более нескольких микрометров, а ее динамика полностью контролируется магнитным полем нейтронной звезды. Ниже атмосферы встречается твердая «корка». Эта кора чрезвычайно твердая и очень гладкая (с максимальными неровностями поверхности порядка миллиметров или меньше) из-за сильного гравитационного поля.

Двигаясь внутрь, мы встречаем ядра со все возрастающим числом нейтронов; такие ядра быстро распались бы на Земле, но их стабильность поддерживается огромным давлением. Поскольку этот процесс продолжается на увеличивающейся глубине, поток нейтронов становится подавляющим, и концентрация свободных нейтронов быстро увеличивается.

После сверхновой взрыва звезды- сверхгиганта из остатков рождаются нейтронные звезды. Нейтронная звезда состоит в основном из нейтронов (нейтральных частиц) и содержит небольшую долю протонов (положительно заряженных частиц) и электронов (отрицательно заряженных частиц), а также ядер. В нейтронной звезде с предельной плотностью многие нейтроны являются свободными нейтронами, то есть они не связаны с атомными ядрами и свободно перемещаются внутри плотного вещества звезды, особенно в самых плотных областях звезды — внутренней коре и ядре. В течение жизни звезды по мере увеличения ее плотности энергия электронов также увеличивается, что приводит к образованию большего количества нейтронов.

В нейтронных звездах нейтронная капля является переходной точкой, когда ядра становятся настолько богатыми нейтронами, что больше не могут удерживать дополнительные нейтроны, что приводит к образованию моря свободных нейтронов. Море нейтронов, образовавшееся после капания нейтронов, обеспечивает дополнительную поддержку давления, которая помогает поддерживать структурную целостность звезды и предотвращает гравитационный коллапс. Капание нейтронов происходит во внутренней коре нейтронной звезды и начинается, когда плотность становится настолько высокой, что ядра больше не могут удерживать дополнительные нейтроны.

В начале нейтронной капельки давление в звезде со стороны нейтронов, электронов и общее давление примерно равны. По мере увеличения плотности нейтронной звезды ядра разрушаются, и нейтронное давление звезды становится доминирующим. Когда плотность достигает точки, где ядра соприкасаются и впоследствии сливаются, они образуют жидкость нейтронов с небольшим количеством электронов и протонов. Этот переход отмечает нейтронную каплю, когда доминирующее давление в нейтронной звезде смещается от вырожденных электронов к нейтронам.

При очень высоких плотностях нейтронное давление становится основным давлением, удерживающим звезду, при этом нейтроны нерелятивистские (движутся медленнее скорости света) и чрезвычайно сжаты. Однако при чрезвычайно высоких плотностях нейтроны начинают двигаться с релятивистскими скоростями (близкими к скорости света). Эти высокие скорости значительно увеличивают общее давление звезды, изменяя ее равновесное состояние и потенциально приводя к образованию экзотических состояний материи.

В этой области есть ядра, свободные электроны и свободные нейтроны. Ядра становятся все меньше (гравитация и давление подавляют сильное взаимодействие ), пока не достигается ядро, по определению точка, где существует в основном нейтроны. Ожидаемая иерархия фаз ядерного вещества во внутренней коре была охарактеризована как « ядерная паста » с меньшим количеством пустот и более крупными структурами в сторону более высоких давлений. Состав сверхплотного вещества ядра остается неопределенным. Одна модель описывает ядро ​​как сверхтекучее нейтронно-вырожденное вещество (в основном нейтроны, с небольшим количеством протонов и электронов). Возможны более экзотические формы материи, включая вырожденную странную материю (содержащую странные кварки помимо верхних и нижних кварков высоких энергий , пионы и каоны ), материю, содержащую помимо нейтронов или сверхплотная кварково-вырожденная материя .

Радиация

Продолжительность: 4 секунды. 0:04

Анимация вращающегося пульсара. Сфера в середине представляет нейтронную звезду, кривые указывают линии магнитного поля, а выступающие конусы представляют собой зоны излучения.

Пульсары

Основная статья: Пульсар

Нейтронные звезды обнаруживаются по их электромагнитному излучению . Нейтронные звезды обычно излучают радиоволны и другое электромагнитное излучение, а нейтронные звезды, наблюдаемые с помощью импульсов, называются пульсарами.

Считается, что излучение пульсаров вызвано ускорением частиц вблизи их магнитных полюсов , которые не обязательно должны быть совмещены с осью вращения нейтронной звезды. Считается, что сильное электростатическое поле вблизи магнитных полюсов возникает , приводящее к эмиссии электронов . Эти электроны магнитно ускоряются вдоль силовых линий, что приводит к излучению кривизны , причем излучение сильно поляризовано в направлении плоскости кривизны. Кроме того, фотоны с высокой энергией могут взаимодействовать с фотонами с более низкой энергией и магнитным полем для образования электрон-позитронных пар , что посредством электрон-позитронной аннигиляции приводит к образованию дополнительных фотонов с высокой энергией.

Излучение, исходящее от магнитных полюсов нейтронных звезд, можно описать как магнитосферное излучение , применительно к магнитосфере нейтронной звезды. Его не следует путать с магнитным дипольным излучением , которое испускается из-за того, что магнитная ось не совпадает с осью вращения, с частотой излучения, такой же, как частота вращения нейтронной звезды.

Если ось вращения нейтронной звезды отличается от магнитной оси, внешние наблюдатели будут видеть эти лучи излучения только тогда, когда магнитная ось направлена ​​к ним во время вращения нейтронной звезды. Поэтому наблюдаются периодические импульсы, с той же скоростью, что и вращение нейтронной звезды.

В мае 2022 года астрономы сообщили о сверхдлиннопериодической радиоизлучающей нейтронной звезде PSR J0901-4046 со свойствами вращения, отличными от известных нейтронных звезд. Неясно, как генерируется его радиоизлучение, и это бросает вызов нынешнему пониманию того, как развиваются пульсары.

Непульсирующие нейтронные звезды

Помимо пульсаров, также были идентифицированы непульсирующие нейтронные звезды, хотя они могут иметь незначительные периодические изменения светимости. Похоже, это характерно для источников рентгеновского излучения, известных как центральные компактные объекты в остатках сверхновых (CCO в SNR), которые считаются молодыми, радиотихими изолированными нейтронными звездами.

Спектры

Помимо радиоизлучения , нейтронные звезды были обнаружены и в других частях электромагнитного спектра . Сюда входят видимый свет , ближнее инфракрасное , ультрафиолетовое , рентгеновское и гамма-лучи . Пульсары, наблюдаемые в рентгеновских лучах, известны как рентгеновские пульсары, если они питаются от аккреции , а те, которые идентифицируются в видимом свете, известны как оптические пульсары . Большинство обнаруженных нейтронных звезд, в том числе идентифицированных в оптических, рентгеновских и гамма-лучах, также излучают радиоволны; Краб -Пульсар производит электромагнитное излучение во всем спектре. Однако существуют нейтронные звезды, называемые радиотихими нейтронными звездами , у которых не обнаружено радиоизлучения.

Ротация

Нейтронные звезды после своего образования вращаются чрезвычайно быстро из-за сохранения углового момента; По аналогии с вращающимися фигуристами, тянущими руки, медленное вращение ядра исходной звезды ускоряется по мере ее сжатия. Новорожденная нейтронная звезда может вращаться много раз в секунду.

Вращение вниз

P – P -точечная диаграмма известных пульсаров, работающих на вращении (красный), аномальных рентгеновских пульсаров (зеленый), пульсаров с высокоэнергетическим излучением (синий) и двойных пульсаров (розовый).

Со временем нейтронные звезды замедляются, поскольку их вращающиеся магнитные поля фактически излучают энергию, связанную с вращением; более старым нейтронным звездам на каждый оборот может потребоваться несколько секунд. Это называется замедлением вращения . Скорость, с которой нейтронная звезда замедляет свое вращение, обычно постоянна и очень мала.

Периодическое время ( P ) — это период вращения , время одного оборота нейтронной звезды. Скорость замедления вращения, то есть скорость замедления вращения, обозначается символом ${\dot {P}}$( P -dot), производная P . по времени Он определяется как периодическое увеличение времени в единицу времени; это безразмерная величина , но ее можно выразить в единицах с⋅с. ⁻¹ (секунд в секунду).

Скорость замедления вращения ( P -dot) нейтронных звезд обычно находится в пределах 10 ⁻²² до 10 ⁻⁹  s⋅s ⁻¹ , при этом наблюдаемые нейтронные звезды с более коротким периодом (или более быстрым вращением) обычно имеют меньшую P -точку. По мере старения нейтронной звезды ее вращение замедляется (по мере увеличения P ); в конечном итоге скорость вращения станет слишком низкой для обеспечения работы механизма радиоизлучения, и нейтронную звезду больше нельзя будет обнаружить.

P и P -dot позволяют оценить минимальные магнитные поля нейтронных звезд. P и P -dot также можно использовать для расчета характерного возраста пульсара, но они дают оценку, которая несколько превышает истинный возраст, когда она применяется к молодым пульсарам.

P и P нейтронной звезды, -dot также можно объединить с моментом инерции чтобы оценить величину, называемую со спином вниз светимостью , которая обозначается символом ${\dot {E}}$( Е -точка). Это не измеренная светимость, а рассчитанная скорость потери энергии вращения, которая проявляется в виде излучения. Для нейтронных звезд, у которых светимость при уменьшении вращения сравнима с фактической светимостью , нейтронные звезды называются « приводимыми в движение вращением ». Наблюдаемая светимость Крабовидного Пульсара сравнима со светимостью со спином вниз, что подтверждает модель, согласно которой кинетическая энергия вращения приводит к излучению от него. В случае нейтронных звезд, таких как магнетары, действительная светимость которых превышает светимость со спином вниз примерно в сто раз, предполагается, что светимость обеспечивается за счет магнитной диссипации, а не за счет вращения.

P и P -dot также можно нанести на графики нейтронных звезд, чтобы создать диаграмму P – P -dot. ее сравнивают с диаграммой Герцшпрунга-Рассела . В ней закодирован огромный объем информации о популяции пульсаров и ее свойствах, и по ее важности для нейтронных звезд

Раскрутиться

Компьютерное моделирование, изображающее нейтронную звезду с аккреционным диском, излучающую рентгеновские лучи через магнитную ось.

Основная статья: Раскрутка нейтронной звезды

Скорость вращения нейтронной звезды может увеличиваться — процесс, известный как раскрутка. Иногда нейтронные звезды поглощают вращающееся по орбите вещество звезд-компаньонов, увеличивая скорость вращения и превращая нейтронную звезду в сплюснутый сфероид . Это вызывает увеличение скорости вращения нейтронной звезды более чем в сто раз в секунду в случае миллисекундных пульсаров.

Самая быстро вращающаяся на сегодняшний день нейтронная звезда, PSR J1748-2446ad , вращается со скоростью 716 оборотов в секунду. В статье 2007 года сообщалось об обнаружении рентгеновского всплеска колебаний, который обеспечивает косвенное измерение вращения, частотой 1122 Гц от нейтронной звезды XTE J1739-285 . предполагая 1122 оборота в секунду. Однако в настоящее время этот сигнал был замечен только один раз, и его следует рассматривать как предварительный, пока он не будет подтвержден еще одним всплеском от этой звезды.

Глюки и звездотрясения

Представление художника НАСА о « звездотрясении » или «звездном землетрясении».

Иногда нейтронная звезда испытывает сбой , внезапное небольшое увеличение скорости вращения или раскрутки. Считается, что сбои являются эффектом звездотрясения : когда вращение нейтронной звезды замедляется, ее форма становится более сферической. Из-за жесткости «нейтронной» коры это происходит дискретными событиями, когда кора разрывается, создавая звездное землетрясение, подобное землетрясениям. После звездотрясения звезда будет иметь меньший экваториальный радиус, а поскольку угловой момент сохраняется, скорость ее вращения увеличится.

Звездотрясения, происходящие в магнетарах и вызывающие в результате сбои, являются основной гипотезой источников гамма-излучения, известных как мягкие гамма-ретрансляторы.

Однако недавние исследования показывают, что звездотрясение не выделит достаточно энергии для сбоя нейтронной звезды; Было высказано предположение, что вместо этого сбои могут быть вызваны переходами вихрей в теоретическом сверхтекучем ядре нейтронной звезды из одного метастабильного энергетического состояния в более низкое, тем самым высвобождая энергию, которая проявляется в увеличении скорости вращения.

Антиглюки

Также сообщалось об анти-сбое, внезапном небольшом уменьшении скорости вращения или замедлении вращения нейтронной звезды. Это произошло в магнетаре 1E 2259+586 , что в одном случае привело к увеличению рентгеновской светимости в 20 раз и значительному изменению скорости вращения вниз. Современные модели нейтронных звезд не предсказывают такого поведения. Если причина была внутренней, это предполагает различное вращение твердой внешней коры и сверхтекучего компонента внутренней структуры магнетара.

и

В настоящее время известно около 3200 нейтронных звезд в Млечном Пути и Магеллановых Облаках , большинство из которых обнаружено как радиопульсары. Нейтронные звезды в основном сконцентрированы вдоль диска Млечного Пути, хотя разброс перпендикулярно диску велик, поскольку процесс взрыва сверхновой может придать вновь образовавшейся нейтронной звезде высокие поступательные скорости (400 км/с).

Некоторые из ближайших известных нейтронных звезд — это RX J1856.5-3754, которая находится на расстоянии около 400 световых лет от Земли, и PSR J0108-1431 на расстоянии около 424 световых лет. RX J1856.5-3754 — член тесной группы нейтронных звезд под названием «Великолепная семерка» . Другую близлежащую нейтронную звезду, которая была обнаружена транзитом на фоне созвездия Малой Медведицы, ее канадские и американские первооткрыватели прозвали Кальверой в честь злодея из фильма 1960 года «Великолепная семерка» . Этот быстро движущийся объект был обнаружен с помощью ROSAT каталога ярких источников .

Нейтронные звезды можно обнаружить с помощью современных технологий только на самых ранних стадиях их жизни (почти всегда менее 1 миллиона лет), и их численность значительно превосходит более старые нейтронные звезды, которые можно было бы обнаружить только благодаря их излучению черного тела и гравитационному воздействию на другие звезды.

Системы двойных нейтронных звезд

Цирцин X-1 : рентгеновские световые кольца двойной нейтронной звезды (24 июня 2015 г.; рентгеновская обсерватория Чандра )

Около 5% всех известных нейтронных звезд являются членами двойной системы . Образование и эволюция двойных нейтронных звезд и двойные нейтронные звезды может быть сложным процессом. Нейтронные звезды наблюдались в двойных системах с обычными звездами главной последовательности , красными гигантами , белыми карликами и другими нейтронными звездами. Согласно современным теориям эволюции двойных систем, ожидается, что нейтронные звезды существуют также в двойных системах с черными дырами-компаньонами. Слияние двойных систем, содержащих две нейтронные звезды или нейтронную звезду и черную дыру, наблюдалось посредством излучения гравитационных волн .

Рентгеновские двойные системы

Основная статья: Рентгеновская двойная система

Двойные системы, содержащие нейтронные звезды, часто излучают рентгеновские лучи, которые испускаются горячим газом, когда он падает на поверхность нейтронной звезды. Источником газа является звезда-компаньон, внешние слои которой могут быть сорваны гравитационной силой нейтронной звезды, если две звезды находятся достаточно близко. По мере того как нейтронная звезда аккумулирует этот газ, ее масса может увеличиваться; если накопится достаточная масса, нейтронная звезда может коллапсировать в черную дыру.

двойных нейтронных звезд

Основная статья: Слияние нейтронных звезд

Четыре снимка компьютерного моделирования слияния нейтронных звезд. По часовой стрелке, сверху слева:

1. Две нейтронные звезды впервые встретились
2. Огромные приливные силы начинают разрушать внешние слои нейтронных звезд
3. Нейтронные звезды полностью разрушены приливом
4. Образуется черная дыра, окруженная аккреционным диском

Наблюдается сокращение расстояния между двумя нейтронными звездами в тесной двойной системе по мере гравитационных волн . испускания В конечном итоге нейтронные звезды вступят в контакт и сольются. Слияние двойных нейтронных звезд — одна из ведущих моделей происхождения коротких гамма-всплесков . Убедительными доказательствами этой модели послужили наблюдения килоновой звезды, связанной с кратковременным гамма-всплеском GRB 130603B. и было окончательно подтверждено обнаружением гравитационной волны GW170817 и короткого GRB 170817A с помощью LIGO , Virgo и 70 обсерваторий, охватывающих электромагнитный спектр, наблюдающих за этим событием. Считается, что свет, излучаемый килоновой, возникает в результате радиоактивного распада материала, выброшенного при слиянии двух нейтронных звезд. Этот материал может быть ответственным за производство многих химических элементов , помимо железа . в отличие от нуклеосинтеза сверхновых .

Планеты

Основные статьи: Планета Пульсар и обитаемость нейтронных звездных систем

Нейтронные звезды могут содержать экзопланеты . Они могут быть первоначальными, околоземными , захваченными или результатом второго раунда формирования планет. Пульсары также могут отрывать атмосферу от звезды, оставляя остаток планетарной массы, который можно понимать как хтоническую планету или звездный объект в зависимости от интерпретации. Что касается пульсаров, то такие планеты-пульсары можно обнаружить с помощью метода определения времени пульсара , который обеспечивает высокую точность и позволяет обнаруживать гораздо меньшие планеты, чем другие методы. Две системы были окончательно подтверждены. Первыми когда-либо обнаруженными экзопланетами были три планеты Драугр, Полтергейст и Фобетор вокруг PSR B1257+12 , открытые в 1992–1994 годах. Из них Драугр — самая маленькая из когда-либо обнаруженных экзопланет, ее масса в два раза больше массы Луны. Другая система - PSR B1620-26 , в которой околозвездная планета вращается вокруг двойной системы нейтронная звезда-белый карлик. Также есть несколько неподтвержденных кандидатов. Планеты-пульсары получают мало видимого света, но получают огромное количество ионизирующей радиации и высокоэнергетического звездного ветра, что делает их довольно враждебной средой для жизни, как ее понимают в настоящее время.

История открытий

Первое прямое наблюдение изолированной нейтронной звезды в видимом свете. Нейтронная звезда — RX J1856.5−3754.

На заседании Американского физического общества в декабре 1933 г. (материалы были опубликованы в январе 1934 г.) Вальтер Бааде и Фриц Цвикки предположили существование нейтронных звезд, менее чем через два года после открытия нейтрона Джеймсом Чедвиком . В поисках объяснения происхождения сверхновых они предварительно предположили, что при взрывах сверхновых обычные звезды превращаются в звезды, состоящие из чрезвычайно плотно упакованных нейтронов, которые они назвали нейтронными звездами. Бааде и Цвикки тогда правильно предположили, что высвобождение гравитационной энергии связи нейтронных звезд приводит в действие сверхновую: «В процессе сверхновой масса в массе уничтожается». Считалось, что нейтронные звезды слишком слабы, чтобы их можно было обнаружить, и над ними велось мало работ до ноября 1967 года, когда Франко Пачини отметил, что если нейтронные звезды вращаются и имеют большие магнитные поля, то будут излучаться электромагнитные волны. Без его ведома радиоастроном Энтони Хьюиш и его аспирантка Джоселин Белл в Кембридже вскоре должны были обнаружить радиоимпульсы от звезд, которые, как теперь полагают, представляют собой сильно намагниченные, быстро вращающиеся нейтронные звезды, известные как пульсары.

В 1965 году Энтони Хьюиш и Сэмюэл Окойе обнаружили «необычный источник высокой радиояркостной температуры в Крабовидной туманности ». Этим источником оказался Крабовидный Пульсар, возникший в результате великой сверхновой 1054 года .

В 1967 году Иосиф Шкловский исследовал рентгеновские и оптические наблюдения Скорпиона Х-1 и правильно пришел к выводу, что излучение исходит от нейтронной звезды на стадии аккреции .

В 1967 году Джоселин Белл Бернелл и Энтони Хьюиш обнаружили регулярные радиоимпульсы от PSR B1919+21 . Позже этот пульсар был интерпретирован как изолированная вращающаяся нейтронная звезда. Источником энергии пульсара является энергия вращения нейтронной звезды. Большинство известных нейтронных звезд (около 2000 по состоянию на 2010 год) были открыты как пульсары, излучающие регулярные радиоимпульсы.

В 1968 году Ричард В. Е. Лавлейс и его коллеги открыли период. $P\!\approx 33$ мс пульсара в Крабе с использованием обсерватории Аресибо . После этого открытия учёные пришли к выводу, что пульсары — это вращающиеся нейтронные звёзды . До этого многие учёные считали, что пульсары — это пульсирующие белые карлики .

В 1971 году Риккардо Джаккони , Герберт Гурски, Эд Келлог, Р. Левинсон, Э. Шрайер и Х. Тананбаум обнаружили пульсации длительностью 4,8 секунды в источнике рентгеновского излучения в созвездии Центавра , Cen X-3 . Они интерпретировали это как результат вращения горячей нейтронной звезды. Источник энергии является гравитационным и возникает в результате дождя газа, падающего на поверхность нейтронной звезды из звезды-компаньона или межзвездной среды .

В 1974 году Энтони Хьюиш был удостоен Нобелевской премии по физике «за решающую роль в открытии пульсаров» без Джоселин Белл в этом открытии. участия

В 1974 году Джозеф Тейлор и Рассел Халс открыли первый двойной пульсар, PSR B1913+16 , который состоит из двух нейтронных звезд (одна из которых рассматривается как пульсар), вращающихся вокруг своего центра масс. Альберта Эйнштейна предсказывает Общая теория относительности , что массивные объекты на коротких двойных орбитах должны излучать гравитационные волны и, таким образом, их орбита должна со временем затухать. Это действительно наблюдалось, именно так, как предсказывает общая теория относительности, и в 1993 году Тейлор и Халс были удостоены Нобелевской премии по физике за это открытие.

В 1982 году Дон Бэкер и его коллеги обнаружили первый миллисекундный пульсар PSR B1937+21 . Этот объект вращается со скоростью 642 раза в секунду, что накладывает фундаментальные ограничения на массу и радиус нейтронных звезд. Позже было обнаружено множество миллисекундных пульсаров, но PSR B1937+21 оставался самым быстровращающимся известным пульсаром в течение 24 лет, пока не был открыт PSR J1748-2446ad (который вращается примерно 716 раз в секунду).

В 2003 году Марта Бургай и ее коллеги обнаружили первую систему двойной нейтронной звезды, в которой оба компонента обнаруживаются как пульсары, PSR J0737-3039 . Открытие этой системы позволяет провести в общей сложности 5 различных тестов общей теории относительности, некоторые из них с беспрецедентной точностью.

В 2010 году Пол Деморест и его коллеги измерили массу миллисекундного пульсара PSR J1614-2230, равную 1,97 ± 0,04   M _☉ , используя задержку Шапиро . Это было значительно выше, чем любая ранее измеренная масса нейтронной звезды (1,67 M _☉ , см. PSR J1903+0327 ), и накладывает серьезные ограничения на внутренний состав нейтронных звезд.

В 2013 году Джон Антониадис и его коллеги с помощью спектроскопии белых карликов измерили массу PSR J0348+0432 как 2,01 ± 0,04   M _☉ . Это подтвердило существование таких массивных звезд другим методом. Кроме того, это позволило впервые провести проверку общей теории относительности с использованием такой массивной нейтронной звезды.

В августе 2017 года LIGO и Virgo впервые обнаружили гравитационные волны, создаваемые сталкивающимися нейтронными звездами ( GW170817 ). что привело к дальнейшим открытиям нейтронных звезд.

В октябре 2018 года астрономы сообщили, что GRB 150101B , событие гамма-всплеска, обнаруженное в 2015 году, может быть напрямую связано с историческим GW170817 и связано со слиянием двух нейтронных звезд . Сходство между этими двумя событиями с точки зрения гамма- , оптического и рентгеновского излучения, а также природы связанных с ними галактик- хозяев «поразительно», что позволяет предположить, что оба отдельных события могут быть результатом слияния. обе нейтронные звезды могут быть килоновыми , которые могут быть более распространены во Вселенной, чем считалось ранее. По мнению исследователей,

В июле 2019 года астрономы сообщили, что новый метод определения постоянной Хаббла и устранения несоответствия более ранних методов был предложен на основе слияний пар нейтронных звезд после обнаружения слияния нейтронных звезд GW170817. Их измерение постоянной Хаббла составляет 70,3 +5,3 .
−5,0 (км/с)/Мпк.

Исследование, проведенное в 2020 году аспирантом Саутгемптонского университета Фабианом Гиттинсом, показало, что неровности поверхности («горы») могут иметь высоту всего лишь доли миллиметра (около 0,000003% диаметра нейтронной звезды), что в сотни раз меньше, чем прогнозировалось ранее. последствия необнаружения гравитационных волн от вращающихся нейтронных звезд.

от 23 февраля 2024 года, с помощью JWST астрономы идентифицировали нейтронную звезду среди остатков сверхновой 1987А, звездного взрыва Согласно Science статье пытаясь сделать это в течение 37 лет. Новые данные JWST меняют парадигму и обеспечивают неуловимое прямое подтверждение наличия нейтронных звезд в остатках сверхновых, а также более глубокое понимание процессов, происходящих в остатках SN 1987A.

Подтипы

Различные типы нейтронных звезд

Компьютерные изображения нейтронной звезды с аккреционным диском и проецируемыми линиями магнитного поля, на которых видны всплески мощного рентгеновского излучения . Моделирование взято из данных 2017 года обсерваторий NuSTAR и Swift НАСА, а также обсерваторий XMM-Newton ЕКА.

Существует несколько типов объектов, которые состоят из нейтронной звезды или содержат ее:

• Изолированная нейтронная звезда (ИНС): не в двоичной системе.
  • Пульсар с вращательным приводом (РПП или «радиопульсар»): нейтронные звезды, которые через определенные промежутки времени излучают направленные к нам импульсы излучения (из-за сильных магнитных полей).
    • Вращающийся радиопереходный процесс (RRAT): Считается, что это пульсары, которые излучают более спорадически и/или с более высокой изменчивостью от импульса к импульсу, чем основная часть известных пульсаров.
  • Магнетар : нейтронная звезда с чрезвычайно сильным магнитным полем (в 1000 раз больше, чем у обычной нейтронной звезды) и длительными периодами вращения (от 5 до 12 секунд).
    • Мягкий гамма-повторитель (SGR).
    • Аномальный рентгеновский пульсар (AXP).
  • Радиоспокойные нейтронные звезды .
    • Рентгеновские тусклые изолированные нейтронные звезды.
    • Центральные компактные объекты в остатках сверхновых (CCO в SNR): молодые радиотихие непульсирующие источники рентгеновского излучения, которые считаются изолированными нейтронными звездами, окруженными остатками сверхновых.
• Рентгеновские пульсары или «пульсары, работающие на аккреции»: класс рентгеновских двойных систем .
  • Маломассивные рентгеновские двойные пульсары: класс маломассивных рентгеновских двойных систем (LMXB), пульсар со звездой главной последовательности, белым карликом или красным гигантом.
    • Миллисекундный пульсар (MSP) («переработанный пульсар»).
      • «Паук-пульсар», пульсар, спутником которого является полувырожденная звезда.
        • Пульсар «Чёрная вдова» — пульсар, подпадающий под «пульсар-паук», если спутник имеет чрезвычайно малую массу (менее 0,1 M _☉ ).
        • «Редспинный» пульсар, если спутник более массивный.
      • Субмиллисекундный пульсар.
    • Рентгеновский барстер : нейтронная звезда с двойной двойной компаньоном малой массы, из которой происходит аккреция вещества, что приводит к нерегулярным выбросам энергии с поверхности нейтронной звезды.
  • Рентгеновские двойные пульсары промежуточной массы: класс рентгеновских двойных систем промежуточной массы (IMXB), пульсар со звездой промежуточной массы.
  • Рентгеновские двойные пульсары большой массы: класс рентгеновских двойных систем большой массы (HMXB), пульсар с массивной звездой.
  • Двойные пульсары : пульсар с двойным компаньоном , часто белым карликом или нейтронной звездой.
  • Рентгеновский третичный (теоретический).

Существует также ряд теоретических компактных звезд с похожими свойствами, которые на самом деле не являются нейтронными звездами.

• Протонейтронная звезда (ПНС), теоретически
• Экзотическая звезда
  • Объект Торна – Житкова : в настоящее время гипотетическое слияние нейтронной звезды со звездой красного гиганта.
  • Кварковая звезда : в настоящее время гипотетический тип нейтронной звезды, состоящей из кварковой материи или странной материи . По состоянию на 2018 год есть три кандидата.
  • Электрослабая звезда : в настоящее время гипотетический тип чрезвычайно тяжелой нейтронной звезды, в которой кварки преобразуются в лептоны посредством электрослабого взаимодействия, но гравитационному коллапсу нейтронной звезды предотвращается радиационное давление. По состоянию на 2018 год доказательств их существования нет.
  • Преоновая звезда : в настоящее время гипотетический тип нейтронной звезды, состоящей из преонной материи . нет По состоянию на 2018 год доказательств существования преонов .

Примеры нейтронных звезд

Представление художника о планете-пульсаре PSR B1257+12 C с яркими полярными сияниями.

См. Также: Пульсар § Значительные пульсары

• Пульсар Черной Вдовы - очень массивный миллисекундный пульсар.
• PSR J0952-0607 – самая тяжелая нейтронная звезда с массой 2,35 +0,17.
  −0,17   M _☉ , разновидность Пульсара Черной Вдовы.
• LGM-1 (теперь известный как PSR B1919+21) – первый признанный радиопульсар. Его обнаружила Джоселин Белл Бернелл в 1967 году.
• PSR B1257+12 (также известная как Лич) – первая нейтронная звезда, обнаруженная вместе с планетами (миллисекундный пульсар).
• PSR B1509−58 - источник фотографии «Рука Бога», сделанной рентгеновской обсерваторией Чандра.
• RX J1856.5−3754 — ближайшая нейтронная звезда.
• Великолепная семерка — группа близлежащих изолированных нейтронных звезд с рентгеновской тусклостью.
• PSR J0348+0432 – самая массивная нейтронная звезда с хорошо ограниченной массой, 2,01 ± 0,04   M _☉
• SWIFT J1756.9-2508 - миллисекундный пульсар со спутником звездного типа с массой планетарного диапазона (ниже коричневого карлика)
• Swift J1818.0-1607 – самый молодой из известных магнетаров.

Галерея

• Нейтронные звезды, содержащие 500 000 масс Земли в сфере диаметром 25 километров (16 миль)
• Столкновение нейтронных звезд
• Коллизия нейтронной звезды
• 
  Впечатление художника от нейтронной звезды, преломляющей свет

См. также

• Яйцо Дракона
• « Нейтронная звезда » Ларри Нивена
• Слияние нейтронных звезд
• Нейтроний
• Преон-вырожденная материя
• Вращающийся радиопереходный процесс
• Маленькие зеленые человечки
• IRAS 00500+6713 (через 10 000 лет)
• Планковская звезда

Ссылки

Источники

• «Следующие замечания высказал Р. Н. Манчестер (Science 2004, 304:542)» . сайт scienceweek.com . Астрофизика: О наблюдаемых пульсарах. 2004. Архивировано из оригинала 14 июля 2007 года . Проверено 6 августа 2004 г.
• Гленденнинг, Норман К.; Киппенхан, Р.; Аппенцеллер, И.; Борнер, Г.; Харвит, М. (2000). Компактные звезды (2-е изд.).
• Каарет, П.; Прискорн, З.; ин 'т Занд, JJM; Брандт, С.; Лунд, Н.; Мерегетти, С.; и другие. (2006). «Доказательства колебаний рентгеновского всплеска частотой 1122 Гц в результате рентгеновского транзиента нейтронной звезды XTE J1739-285». Астрофизический журнал . 657 (2): L97. arXiv : astro-ph/0611716 . Бибкод : 2007ApJ...657L..97K . дои : 10.1086/513270 . S2CID   119405361 .

Внешние ссылки

• Hessels, Jason W. T; Ransom, Scott M; Stairs, Ingrid H; Freire, Paulo C. C; Kaspi, Victoria M; Camilo, Fernando (2003). "Neutron Stars for Undergraduates". American Journal of Physics. 72 (2004): 892–905. arXiv:nucl-th/0309041. Bibcode:2004AmJPh..72..892S. doi:10.1119/1.1703544. S2CID 27807404.
  • Silbar, Richard R; Reddy, Sanjay (2005). "Erratum: "Neutron stars for undergraduates" [Am. J. Phys. 72 (7), 892–905 (2004)]". American Journal of Physics. 73 (3): 286. arXiv:nucl-th/0309041. Bibcode:2005AmJPh..73..286S. doi:10.1119/1.1852544.
• NASA on pulsars
• "NASA Sees Hidden Structure Of Neutron Star In Starquake". SpaceDaily.com. April 26, 2006
• "Mysterious X-ray sources may be lone neutron stars" David Shiga. New Scientist. 23 June 2006
• "Massive neutron star rules out exotic matter". New Scientist. According to a new analysis, exotic states of matter such as free quarks or BECs do not arise inside neutron stars.
• "Neutron star clocked at mind-boggling velocity". New Scientist. A neutron star has been clocked traveling at more than 1500 kilometers per second.