Нейтронні зорі – історія, властивості та різновиди
- Ігор Сальниченко
- 1 день тому
- Читати 10 хв
Нейтронні зорі – це неймовірно щільні залишки масивних зір, що утворюються після вибухів наднових. Хоча їхні розміри порівняно малі (близько десятка кілометрів у радіусі), вони вміщують масу, більшу за масу Сонця, і мають екстремальні фізичні характеристики. У цій статті розглянемо історію відкриття нейтронних зір (від теоретичних передбачень 1930-х до підтвердження у 1960-х роках), їхні основні властивості (маса, розміри, густина, гравітація, магнітне поле, температура), різновиди нейтронних зір (звичайні нейтронні зорі, пульсари, магнетари), а також наведемо приклади відомих об’єктів цього класу.
Історія відкриття нейтронних зір
Ідея існування нейтронних зір зародилась незабаром після відкриття нейтрона Джеймсом Чедвіком у 1932 році. Вже в грудні 1933 року на засіданні Американського фізичного товариства астрономи Вальтер Бааде та Фріц Цвіккі висунули гіпотезу, що під час спалахів наднових зір звичайні зорі колапсують у надщільні “нейтронні зорі”, складені з тісно упакованих нейтронів. Вони припустили, що гравітаційна енергія ущільнення речовини слугує джерелом колосальної енергії вибуху наднової: «у процесі наднової маса в основному анігілюється». Іншими словами, частина маси (m) перетворюється на енергію (E) згідно з відомою формулою Айнштайна E = mc². На той час ця смілива ідея випереджала можливості спостережень – очікувалося, що нейтронні зорі занадто тьмяні, аби їх виявити безпосередньо. Тож протягом наступних десятиліть концепція нейтронної зорі залишалася гіпотетичною [1].
Ситуація змінилася в 1960-х роках. Джоселін Белл Бернелл, аспірантка Кембриджського університету, 1967 року зафіксувала регулярні радіоімпульси з космосу, які не належали жодному відомому джерелу. Ці сигнали з’являлися з інтервалом ~1,33 секунди і були настільки регулярні, що жартома отримали позначення LGM-1(«Little Green Men 1», тобто «маленькі зелені чоловічки») – натяк на можливий штучний сигнал. Згодом об’єкт офіційно назвали PSR B1919+21 – це був перший відкритий пульсар, швидко обертовий радіоімпульсуючий джерело, як з’ясувалося – нейтронна зоря [2]. Відкриття пульсарів стало першим прямих доказом існування нейтронних зір. Уже в 1968 році був виявлений пульсар у Крабоподібній туманності (залишку історичної наднової 1054 року), що підтвердило природу пульсарів як нейтронних зір. Відтоді дослідження нейтронних зір бурхливо розвивається: наразі відомо кілька тисяч пульсарів та інших нейтронних зір, а самі нейтронні зорі стали об’єктами інтенсивного вивчення в астрономії та фізиці високих енергій [1].
Нейтронні зорі: основні характеристики
Маса і розміри: Нейтронні зорі мають масу порядку 1–2 мас Сонця (M☉), сконцентровану в кулі радіусом R ~10–12 км. Для прикладу, типовою є маса ≈1,4 M☉ при радіусі ~10 км – це приблизно 2–3×10³⁰ кг у сфері діаметром лише 20 км. Максимальна теоретична маса нейтронної зорі (так звана межа Толмена–Оппенгеймера–Волкова) точно не відома і залежить від рівняння стану надщільної матерії, але оцінюється в межах ~2,5–3 M☉. Наймасивніші з відомих нейтронних зір мають масу близько 2,1–2,3 M☉; перевищення цього порогу веде до гравітаційного колапсу зорі в чорну діру. Натомість мінімальна маса нейтронної зорі обмежена ~1,1 M☉ – менші залишки зазвичай дають білих карликів. Незважаючи на зоряну масу, розмір нейтронної зорі дуже малий: її середня густина в мільярди разів перевищує густину звичайної речовини, як розглянемо далі [1].
Густина: Нейтронна зоря настільки щільна, що звичайні уявлення про речовину втрачають сенс. Середня густина можна оцінити як ρ = M⁄V (де V = (4/3)πR³ – об’єм зорі). Підставивши M ~ 2×10³⁰ кг і R ~ 10⁴ м, отримуємо ρ порядку 10¹⁷ кг/м³ – це в десятки трильйонів разів більше, ніж густина води! Інакше кажучи, 1 см³ (кубик зі сторонами 1×1×1 см нейтронної матерії мав би масу приблизно 10¹¹ кг (100 мільйонів тонн) ). Сірникова коробка речовини нейтронної зорі «важить» біля 3 млрд тонн – приблизно стільки ж важить кусок земної кори об’ємом 0,5 км³. Така надзвичайна густина близька до густини атомного ядра; фактично нейтронна зоря – це ядро гігантського радіуса ~10 км, що складається переважно з нейтронів. Внутрішня будова нейтронних зір досі точно не відома: у центрі щільність може сягати кілька 10¹⁸ кг/м³, можливе існування екзотичних фаз матерії (суперфлюїдні нейтрони, домішки кваркової матерії тощо). Але у всіх випадках нейтронна зоря залишається найбільш щільним об’єктом Всесвіту після чорних дір [1,3].
Гравітація: Величезна маса в компактному об’ємі зумовлює надзвичайно сильне гравітаційне поле нейтронної зорі. Прискорення вільного падіння на її поверхні (g) можна обчислити за формулою g = G·M / R², де G – гравітаційна стала. Для типових M та R отримаємо g ~ 10¹²–10¹³ м/с², що більш ніж у 10¹¹ (сто мільярдів) разів перевищує земне тяжіння. Іншими словами, об’єкт масою 1 кг на поверхні нейтронної зорі тиснув би, як вантаж у сто мільярдів кілограмів на Землі. Щоб покинути поверхню нейтронної зорі, потрібна колосальна швидкість: розрахункова друга космічна швидкість становить понад 0,5 від швидкості світла. Жодні звичні об’єкти не витримують такої сили тяжіння – якщо уявити, що людина могла б опинитися на поверхні нейтронної зорі, її вага сягнула б мільярдів тонн, і вона була б миттєво розплющена в тонкий шар атомів. Такі релятивістські ефекти, як гравітаційне викривлення часу і простору, теж проявляються: час на нейтронній зорі йде повільніше (за оцінками, 8 років на поверхні відповідають ~10 рокам на віддаленому спостерігачі) [1,3].
Магнітне поле: Більшість нейтронних зір мають надпотужні магнітні поля. Унаслідок колапсу зорі магнітний потік зберігається («заморожується» в речовині), і при стисканні поля посилюється. Типова нейтронна зоря має поверхневе магнітне поле порядку 10¹² гаусів (Гс) [4], що еквівалентно ~10⁸ тесла (Тл) – для порівняння, найсильніші магніти, створені людиною, досягають лише десятків Тл, а магнітне поле Землі ~0,5 Гс. Існує особливий клас нейтронних зір – магнетари – чий магнетизм у сотні й тисячі разів перевершує звичайний: поля магнетарів досягають 10¹⁵ Гс (10¹¹ Тл) [4,5]. Це настільки сильне поле, що воно може викликати тріщини в корі нейтронної зорі (так звані «зіркотруси») і генерувати спалахи жорсткого рентгенівського та гамма-випромінювання [1]. Нещодавно астрономи виміряли найбільшу на сьогодні напруженість магнітного поля нейтронної зорі – близько 1,6 млрд Тл (що відповідає 1,6×10¹³ Гс) у об’єкта в подвійній системі. Це рекордне поле у 150 млн разів сильніше, ніж поле найпотужнішого лабораторного магніту на Землі Зазвичай пряме вимірювання таких сильних полів утруднене, тому оцінки поля роблять за характеристиками обертання пульсарів або енергією випромінювання. Магнітні поля нейтронних зір поступово зменшуються з часом через випромінювання та втрату енергії, але все ще залишаються надзвичайно високими навіть у «старих» зір [6].
Температура поверхні: Новонароджена нейтронна зоря надзвичайно гаряча – її внутрішня температура може сягати 10¹¹–10¹² K, а поверхня відразу після колапсу розігрівається понад 10⁷. (десять мільйонів) градусів Кельвіна. Однак, на відміну від звичайних зір, у нейтронній зорі вже не відбуваються термоядерні реакції, що підтримували б високу температуру. Тому зоря швидко охолоджується, інтенсивно випромінюючи енергію у вигляді нейтрино впродовж перших років. Протягом кількох сотень років температура поверхні падає до ~1 млн K. Надалі нейтронна зоря повільно остигає протягом століть і тисячоліть: у віці ~100 тис. років вона має поверхневу температуру порядку 10⁵ K. Для прикладу, одна з найближчих і добре вивчених ізольованих нейтронних зір, RX J1856.5−3754, має температуру ≈4,3×10⁵ K.
Це «холодна» нейтронна зоря віком кілька мільйонів років, що випромінює переважно в ультрафіолеті та м’якому рентгені. Водночас молоді пульсари (наприклад, у Крабоподібній туманності, віком менше тисячі років) все ще мають температуру поверхні ~1–2 млн K і випромінюють значну частину енергії у вигляді рентгенівських променів. Для порівняння, поверхня Сонця має температуру всього ~5,8×10³ K – нейтронна зоря навіть через сотні тисяч років залишається на порядки гарячішою. З часом нейтронна зоря може остигнути до рівня, за якого основним джерелом випромінювання буде залишатися тільки залишкове теплове випромінювання її поверхні. Проте в деяких випадках додаткове нагрівання забезпечують інші процеси – наприклад, розпад магнітного поля у магнетарів або акреція речовини від компаньйона в подвійній системі [1].
Типи нейтронних зір
За способом прояву та спостереження виділяють декілька типів нейтронних зір. Фізично всі вони є схожими об’єктами – компактними нейтронними ядрами – але різняться магнітними полями, швидкістю обертання та навколишніми умовами, що впливає на їхнє випромінювання.
Звичайні нейтронні зорі: Це нейтронні зорі, які не проявляють себе ані як яскраві радіопульсари, ані як магнетари. Вони можуть бути ізольованими та відносно «тихими» в електромагнітному діапазоні. Такі зорі випромінюють переважно слабке теплове випромінювання з нагрітої поверхні і їх важко виявити на великих відстанях. Деякі з них спостерігаються як слабкі рентгенівські джерела або в оптичному діапазоні при достатньо малій відстані – прикладом є згадана ізольована нейтронна зоря RX J1856.5−3754, що знаходиться на відстані ~400 св. років. Більшість нейтронних зір у Всесвіті, ймовірно, належать до цього «тихого» типу і залишаються непоміченими, якщо тільки не знаходяться відносно близько до нас або не входять до складу подвійних систем. Оцінки показують, що в нашій Галактиці може існувати близько мільярда нейтронних зір, але абсолютна більшість з них холодні й слабкі, тому й не зареєстровані телескопами [1].
Пульсари: Пульсарами називають нейтронні зорі, що швидко обертаються і випромінюють вузькі пучки радіохвиль (а іноді і в інших діапазонах), які, подібно до променів маяка, періодично потрапляють в поле зору земних спостерігачів. Якщо вісь магнітного поля зорі не співпадає з віссю обертання, то при обертанні нейтронна зоря випромінює два протилежно спрямовані конуси радіовипромінювання. Коли такий конус проходить по напрямку до Землі, ми реєструємо короткий імпульс сигналу – пульс. Період обертання пульсарів лежить в діапазоні від часток секунди до кількох секунд. Наприклад, перший відкритий пульсар (PSR B1919+21) має період ~1,337 сек , тоді як найшвидші відомі – так звані мілісекундні пульсари – обертаються сотні разів за секунду [7]. Рекордсменом є пульсар PSR J1748–2446ad з частотою обертання 716 об/с (період ~1,4 мілісекунди). У такого об’єкта лінійна швидкість точок на екваторі сягає ~0,24 c (24% швидкості світла)!
Пульсари поступово сповільнюють обертання через втрату енергії на випромінювання: молоді пульсари (тисячі років) можуть мати періоди в десятки мілісекунд, а старі (мільйони років) – вже секунди. Впродовж цього процесу магнітне поле слабшає, а інтенсивність імпульсів зменшується. З часом пульсар може «вимкнутися», переставши випромінювати помітні радіоімпульси, та перетворитися на звичайну нейтронну зорю. Більшість наразі відомих нейтронних зір саме і були відкриті як радіопульсари (станом на 2010 рік відомо ~2000 пульсарів). Окрім радіопульсарів, є також пульсари, що випромінюють в рентгенівському та гамма-діапазонах (наприклад, аномальні рентгенівські пульсари), механізм живлення яких може бути пов’язаний з акрецією речовини або з магнітним полем (як у магнетарів) [1].
Магнетари: Магнетар (або магнітар) – це нейтронна зоря з надзвичайно сильним магнітним полем, зазвичай 10³ (тисячу) разів сильнішим за поле звичайного пульсара. Магнетари, як правило, мають дещо повільніше обертання: періоди обертання в діапазоні 2–12 секунд , що пов’язано з тим, що вони швидко втрачають обертальну енергію через випромінювання [4]. Існування магнетарів як окремого класу було теоретично передбачено у 1992 році астрофізиками Робертом Дунканом та Крістофером Томпсоном, коли вони намагалися пояснити загадкові космічні джерела – джерела м’яких гамма-сплесків (SGR) і аномальні рентгенівські пульсари (AXP) [8] . Наразі вважається, що SGR та AXP – це прояви магнетарів. Найсильніші магнітні поля магнетарів призводять до унікальних явищ: зіркотрусів та колосальних спалахів енергії. Періодично в корі магнетара накопичується напруга від деформації магнітним полем, і відбувається «землетрусоподібний» розрив – зіркотрус. У результаті магнітне поле перебудовується, і частина накопиченої енергії вивільняється у вигляді потужного спалаху рентгенівських та гамма-променів тривалістю від часток секунди до кількох хвилин . Такі спалахи називають гігантськими сплесками магнетарів [1].
Найвідоміший випадок стався 27 грудня 2004 року: магнетар SGR 1806−20 випустив надпотужний гамма-сплеск, що став найяскравішою подією, будь-коли зареєстрованою на Землі за межами Сонячної системи. За 0,1 секунди магнетар вивільнив енергію ~10⁴⁰ джоулів, що еквівалентно енерговиділенню Сонця за 150 тисяч років! Це випромінювання навіть помітно іонізувало верхні шари земної атмосфери, продемонструвавши руйнівний потенціал магнетарів на космічних відстанях. На щастя, найближчий до нас магнетар розташований на відстані ~9000 св. років. Магнетари є відносно рідкісними об’єктами: відомо лише кілька десятків кандидатів у магнетари. Вони живуть “яскравим, але коротким” життям – за кілька десятків тисяч років їхнє магнітне поле суттєво слабшає, і магнетар може еволюціонувати в звичайний повільний пульсар або згаснути до невидимої нейтронної зорі [5].
Приклади відомих нейтронних зір
PSR B1919+21 — перший відкритий пульсар. Він був виявлений Дж. Белл у 1967 році як регулярні радіоімпульси з періодом 1,3373 секунди. PSR B1919+21 є ізольованою нейтронною зорею в сузір’ї Лисички, що обертається навколо своєї осі ~0,75 раза на секунду. Ширина кожного радіоімпульсу становить лише ~0,04 секунди. Через високу регулярність сигналів об’єкт спочатку неформально називали «LGM-1» (жартівливо припустивши сигнал штучного походження – від інопланетян). Надалі його ідентифікували як нейтронну зорю. Відкриття PSR B1919+21 започаткувало нову еру в астрофізиці нейтронних зір, адже стало зрозуміло, що пульсари – це реальні об’єкти, що підтверджують існування нейтронних зір. Нині PSR B1919+21 випромінює доволі слабко (йому близько 16 млн років), проте залишається історично значущим об’єктом. Цікаво, що графік його радіоімпульсів став культовим зображенням – його використовували як обкладинку альбому “Unknown Pleasures” (1979) гурту Joy Division [7].
Рентгенівське зображення нейтронної зірки RX J1856.5-3754.Авторство: NASA/SAO/CXC/J.Drake et al, https://commons.wikimedia.org/w/index.php?curid=4527903 SGR 1806−20 — один з найяскравіших представників магнетарів, джерело м’яких гамма-сплесків у сузір’ї Стрільця. SGR 1806-20 (скорочено від Soft Gamma Repeater, «джерело м’яких гамма-сплесків з координатами18ʰ06ᵐ, −20°») знаходиться на відстані ~42 тисяч світлових років від Землі. Це нейтронна зоря діаметром не більше 20 км, яка здійснює один оберт за ~7,5 секунд. SGR 1806-20 відома як об’єкт з найпотужнішим магнітним полем, виміряним у Всесвіті на цей час – понад 10¹⁵ гаусів. 27 грудня 2004 року цей магнетар привернув увагу всього світу, коли стався гігантський гамма-спалах: зірка пережила так званий “зіркотрус”, і через ~42 тис. років (час польоту світла) імпульс гамма-променів досягнув Землі. Спалах тривав частки секунди, але за цей час викинув колосальну енергію (порядку 10⁴⁶ ерг, або 10⁴⁰ J). На мить об’єкт став настільки яскравим у гамма-діапазоні, що його абсолютна зоряна величина в гамма-променях оцінена ~−29 – це яскравіше, ніж будь-яке інше позасонячне явище, спостережене в історії (яскравішим відтоді був лише гамма-сплеск GRB 080319B). Вибух магнетара SGR 1806-20 вплинув навіть на Землю: він викликав підвищення іонозації верхніх шарів атмосфери та короткочасне розширення іоносфери. SGR 1806-20 наочно продемонстрував, яку силу мають магнетари. На щастя, він розташований досить далеко; якщо б подібний спалах стався на відстані кількох світлових років, наслідки для земного життя були б катастрофічними (знищення озонового шару тощо). SGR 1806-20 залишається об’єктом пильних досліджень, а його спалах 2004 року досі вважається однією з найвидатніших подій в астрономії початку XXI століття [5].
Висновок
Нейтронні зорі – одні з найбільш екстремальних і загадкових об’єктів у Всесвіті. Від їхнього теоретичного передбачення Бааде і Цвіккі до сучасних спостережень пульсарів, магнетарів та злиттів нейтронних зір (джерел гравітаційних хвиль) – ці космічні “лабораторії” дозволяють перевіряти фундаментальні фізичні теорії в умовах, недосяжних на Землі. Дослідження нейтронних зір триває, відкриваючи все нові явища: рекордні магнітні поля, надшвидкі обертання, загадкові сплески і навіть екзотичні стани матерії в їхніх ядрах. Вивчаючи нейтронні зорі, вчені не лише розкривають таємниці еволюції масивних зір та вибухів наднових, але й заглиблюються у закони природи за межами земних умов – на межі можливостей сучасної фізики.
Список використаних джерел:
Neutron star // Wikipedia: the free encyclopedia. URL: Neutron star - Wikipedia
PSR B1919+21 // Wikipedia: the free encyclopedia. URL: • PSR B1919+21 - Wikipedia
An Earth-Rocking Cosmic Explosion Turns 20 // Scientific American. URL: An Earth-Rocking Cosmic Explosion Turns 20 | Scientific American
Що таке магнетар // Футуро. URL: Що таке магнетар | Футуро
SGR 1806−20 // Wikipedia: the free encyclopedia. URL: SGR 1806−20 - Wikipedia
Нейтронна зоря встановила рекорд Всесвіту // Футуро. URL: Нейтронна зоря встановила рекорд Всесвіту
PSR B1919+21 // Wikipedia: the free encyclopedia. URL: PSR B1919+21 - Wikipedia
Магнетар // Вікіпедія: вільна енциклопедія. URL: Магнетар - Вікіпедія
Comments