Гипотезу о существовании нейтронных звезд выдвинули астрономы В.Бааде и Ф.Цвикки сразу после открытия нейтрона в 1932. Но подтвердить эту гипотезу наблюдениями удалось лишь после открытия пульсаров в 1967.

Нейтронные звезды образуются в результате гравитационного коллапса нормальных звезд с массами в несколько раз больше солнечной. Плотность нейтронной звезды близка к плотности атомного ядра, т.е. в 100 млн. раз выше плотности обычного вещества. Поэтому при своей огромной массе нейтронная звезда имеет радиус всего ок. 10 км.

Из-за малого радиуса нейтронной звезды сила тяжести на ее поверхности чрезвычайно велика: примерно в 100 млрд. раз выше, чем на Земле . От коллапса эту звезду удерживает «давление вырождения» плотного нейтронного вещества, не зависящее от его температуры. Однако если масса нейтронной звезды станет выше примерно 2 солнечных, то сила тяжести превысит это давление и звезда не сможет противостоять коллапсу .

У нейтронных звезд очень сильное магнитное поле, достигающее на поверхности 10 12 –10 13 Гс (для сравнения: у Земли ок. 1 Гс). С нейтронными звездами связывают небесные объекты двух разных типов.

Пульсары

(радиопульсары). Эти объекты строго регулярно излучают импульсы радиоволн. Механизм излучения до конца не ясен, но считают, что вращающаяся нейтронная звезда излучает радиолуч в направлении, связанном с ее магнитным полем, ось симметрии которого не совпадает с осью вращения звезды. Поэтому вращение вызывает поворот радиолуча, периодически направляющегося на Землю.

Рентгеновские двойные.

С нейтронными звездами, входящими в двойную систему с массивной нормальной звездой, связаны также пульсирующие рентгеновские источники. В таких системах газ с поверхности нормальной звезды падает на нейтронную звезду, разгоняясь до огромной скорости. При ударе о поверхность нейтронной звезды газ выделяет 10–30% своей энергии покоя, тогда как при ядерных реакциях этот показатель не достигает и 1%. Нагретая до высокой температуры поверхность нейтронной звезды становится источником рентгеновского излучения. Однако падение газа не происходит равномерно по всей поверхности: сильное магнитное поле нейтронной звезды захватывает падающий ионизованный газ и направляет его к магнитным полюсам, куда он и падает, как в воронку. Поэтому сильно нагреваются только районы полюсов, которые на вращающейся звезде становятся источниками рентгеновских импульсов. Радиоимпульсы от такой звезды уже не поступают, поскольку радиоволны поглощаются в окружающем ее газе.

Состав.

Плотность нейтронной звезды растет с глубиной. Под слоем атмосферы толщиной всего несколько сантиметров находится жидкая металлическая оболочка толщиной несколько метров, а ниже – твердая кора километровой толщины. Вещество коры напоминает обычный металл, но гораздо плотнее. В наружной части коры это в основном железо; с глубиной в его составе увеличивается доля нейтронов. Там, где плотность достигает ок. 4Ч 10 11 г/см 3 , доля нейтронов увеличивается настолько, что некоторые из них уже не входят в состав ядер, а образуют сплошную среду. Там вещество похоже на «море» из нейтронов и электронов, в которое вкраплены ядра атомов. А при плотности ок. 2Ч 10 14 г/см 3 (плотность атомного ядра) вообще исчезают отдельные ядра и остается сплошная нейтронная «жидкость» с примесью протонов и электронов. Вероятно, нейтроны и протоны ведут себя при этом как сверхтекучая жидкость, подобная жидкому гелию и сверхпроводящим металлам в земных лабораториях.

Вещества такого объекта в несколько раз превышает плотность атомного ядра (которая для тяжёлых ядер составляет в среднем 2,8⋅10 17 кг/м³). Дальнейшему гравитационному сжатию нейтронной звезды препятствует давление ядерной материи, возникающее за счёт взаимодействия нейтронов.

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

Общие сведения

Среди нейтронных звёзд с надёжно измеренными массами большинство попадает в интервал от 1,3 до 1,5 масс Солнца , что близко к значению предела Чандрасекара . Теоретически же допустимы нейтронные звёзды с массами от 0,1 до примерно 2,16 солнечных масс. 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 J1614–2230 en (с оценкой массы 1,97±0,04 солнечных) , и PSR J0348+0432 en (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 звёзд в кварковые .

К 2015 году открыто более 2500 нейтронных звёзд. Порядка 90 % из них - одиночные. Всего же в нашей Галактике могут существовать 10 8 -10 9 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 этой ситуации видна с Земли в разных спектральных диапазонах, включая оптический, на который приходится около 0,003 % излучаемой энергии (соответствует 10 звёздной величине) .

Строение

В нейтронной звезде можно выделить пять слоёв: атмосфера, внешняя кора, внутренняя кора, внешнее ядро и внутреннее ядро.

Атмосфера нейтронной звезды - очень тонкий слой плазмы (от десятков сантиметров у горячих звёзд до миллиметров у холодных), в ней формируется тепловое излучение нейтронной звезды .

Внешняя кора состоит из ионов и электронов, её толщина достигает нескольких сотен метров. Тонкий (не более нескольких метров) приповерхностный слой горячей нейтронной звезды содержит невырожденный электронный газ, более глубокие слои - вырожденный электронный газ, 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 нескольких километров .

Внешнее ядро состоит из нейтронов с небольшой примесью (несколько процентов) протонов и электронов. У маломассивных нейтронных звёзд внешнее ядро может простираться до центра звезды .

У массивных нейтронных звёзд есть и внутреннее ядро. Его радиус может достигать нескольких километров, плотность в центре ядра может превышать плотность атомных ядер в 10-15 раз. Состав и уравнение состояния внутреннего ядра достоверно неизвестны: существует несколько гипотез, три наиболее вероятные из которых - 1) кварковое ядро, в котором нейтроны разваливаются на составляющие их верхние и нижние кварки; 2) гиперонное ядро из барионов включающих в себя странные кварки; и 3) каонное ядро состоящее из двухкварковых мезонов, включающих в себя странные (анти)кварки. Однако в настоящее время невозможно подтвердить или опровергнуть какую-либо из этих гипотез .

Свободный нейтрон, в обычных условиях, не являясь частью атомного ядра, обычно имеет время жизни около 880 секунд, но гравитационное воздействие нейтронной звезды не позволяет нейтрону распадаться, поэтому нейтронные звёзды являются одними из самых стабильных объектов во Вселенной. [ ]

Остывание нейтронных звёзд

В момент рождения нейтронной звезды (в результате вспышки сверхновой), её температура очень высока - порядка 10 11 K (то есть на 4 порядка выше температуры в центре Солнца), но она очень быстро падает за счёт нейтринного охлаждения . Всего за несколько минут температура падает с 10 11 до 10 9 K, за месяц - до 10 8 K. Затем нейтринная светимость резко снижается (она очень сильно зависит от температуры), и охлаждение происходит гораздо медленнее за счёт фотонного (теплового) излучения поверхности. Температура поверхности известных нейтронных звёзд, у которых её удалось измерить, составляет порядка 10 5 -10 6 K (хотя ядро, видимо, гораздо горячее) .

История открытия

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

Впервые мысль о существовании звёзд с увеличенной плотностью ещё до открытия нейтрона, сделанного Чедвиком в начале февраля 1932 года, высказал известный советский учёный Лев Ландау . Так, в своей статье «О теории звёзд» , написанной в феврале 1931 года и по неизвестным причинам запоздало опубликованной 29 февраля 1932 года (более чем через год), он пишет: «Мы ожидаем, что всё это [нарушение законов квантовой механики] должно проявляться, когда плотность материи станет столь большой, что атомные ядра придут в тесный контакт, образовав одно гигантское ядро».

«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 настолько, что веществу теперь ничего не препятствует 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 её 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, поэтому наблюдаются 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 работает в магнитосфере Земли , из-за чего данный тип нейтронных звёзд и получил своё название.

Примечания

1. Дмитрий Трунин. Астрофизики уточнили предельную массу нейтронных звезд (неопр.) . nplus1.ru. Проверено 18 января 2018.
2. H. Quaintrell и др. The mass of the neutron star in Vela X-1 and tidally induced non-radial oscillations in GP Vel // Astronomy and Astrophysics. - апрель 2003. - № 401 . - С. 313-323 . - arXiv :astro-ph/0301243 .
3. P. B. Demorest, T. Pennucci, S. M. Ransom, M. S. E. Roberts & J. W. T. Hessels. A two-solar-mass neutron star measured using Shapiro delay (англ.) // Nature. - 2010. - Vol. 467 . - P. 1081-1083 .

Введение

На протяжении всей своей истории человечество не прекращало попыток познать вселенную. Вселенной называют совокупность всего существующего, всех материальных частиц пространства между этими частицами. По современным представлениям возраст Вселенной составляет около 14 миллиардов лет.

Размеры видимой части вселенной составляют примерно 14 миллиардов световых лет (один световой год - это расстояние, которое проходит свет в вакууме за один год). По оценкам некоторых ученных протяженность вселенной составляет 90 миллиардов световых лет. Для того, чтобы было удобно оперировать такими огромными расстояниями используют величину названую Парсек. Парсек - это такое расстояние, с которого средний радиус земной орбиты, перпендикулярный лучу зрения, виден под углом одной угловой секунды. 1 парсек = 3,2616 световых лет.

Во вселенной находится огромное число различных объектов, название которых у многих на слуху, такие как планеты и спутники, звезды, черные дыры и др. Звезды очень разнообразны по своей яркости, размерам, температуре, и другим параметрам. К звездам относят такие объекты как белые карлики, нейтронные звезды, гиганты и сверх гиганты, квазары и пульсары. Особый интерес вызывают центры галактик. По современным представлениям, на роль объекта, находящегося в центре галактики подходит черная дыра. Черные дыры - это уникальное по своим свойствам продукты эволюции звезд. Экспериментальная достоверность существования черных дыр зависит от справедливости общей теории относительности.

Кроме галактик вселенную наполняют туманности (межзвездные облака, состоящие из пыли, газа и плазмы), реликтовое излучение, пронизывающие всю вселенную, и другие малоизученные объекты.

Нейтронные звезды

Нейтронная звезда -- астрономический объект, являющийся одним из конечных продуктов 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 составляет лишь 10-20 километров. Поэтому средняя плотность вещества такой звезды в несколько раз превышает плотность атомного ядра (которая для тяжёлых ядер составляет в среднем 2,8*1017 кг/м?). 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. Считается, что нейтронные звезды рождаются во время вспышек сверхновых звёзд.

Силы тяготения в нейтронных звёздах уравновешиваются 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 того, что при ещё большем увеличении плотности возможно перерождение нейтронных звезд в кварковые.

Магнитное поле на поверхности нейтронных звёзд достигает значения 1012--1013 Гс (Гс- Гаусс - единица измерения магнитной индукции) , 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 поля (превышающие «критическое» значение 4,414·1013 Гс, при котором энергия взаимодействия электрона с магнитным полем превышает его энергию покоя) привносят качественно новую физику, так как становятся существенны специфические релятивистские эффекты, поляризация физического вакуума и т. д.

Классификация нейтронных звёзд

Два основных параметра, характеризующих взаимодействие нейтронных звёзд с окружающим веществом и, как следствие, их наблюдательные проявления -- период вращения и величина магнитного поля. Со временем звезда расходует свою вращательную энергию, и её период вращения увеличивается. Магнитное поле тоже ослабевает. По этой причине нейтронная звезда за время своей жизни может менять свой тип.

Эжектор (радиопульсар) - сильные магнитные поля и малый период вращения. В простейшей модели магнитосферы, магнитное поле вращается твердотельно, то есть с той же угловой скоростью, что и сама нейтронная звезда. 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 линий магнитного поля, через такие обрывы могут покидать нейтронную звезду и улетать на бесконечность. Нейтронная звезда данного типа эжектирует (извергает, выталкивает) релятивистские заряженные частицы, которые излучают в радиодиапазоне. Для наблюдателя эжекторы выглядят как радиопульсары.

Пропеллер - скорость вращения уже недостаточна для эжекции частиц, поэтому такая звезда не может быть радиопульсаром. Однако она 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 такой степени, что веществу теперь ничего не мешает падать на такую нейтронную звезду. Плазма, падая, движется по линиям магнитного поля и ударяется о твёрдую поверхность в районе полюсов нейтронной звезды, разогреваясь до десятков миллионов градусов. Вещество, нагретое до столь высоких температур, светится в рентгеновском диапазоне. Область, в которой происходит столкновение падающего вещества с поверхностью звезды, очень мала -- всего около 100 метров. Это горячее пятно из-за вращения звезды периодически пропадает из вида, что наблюдатель воспринимает как пульсации. Такие объекты 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 срабатывает в магнитосфере Земли, из-за чего данный тип и получил своё название.

Остаток сверхновой Корма-А, в центре которой находится нейтронная звезда

Нейтронные звезды являются остатками массивных звезд, которые достигли конца своего эволюционного пути во времени и пространстве.

Эти интересные объекты, рождаются от некогда массивных гигантов, которые в четыре-восемь раз больше нашего Солнца. Происходит это во вспышке сверхновой.

После такого взрыва внешние слои выбрасываются в космос, ядро остается, но она больше не в состоянии поддерживать ядерный синтез. Без внешнего давления от вышележащих слоев, она коллапсирует и катастрофически сжимается.

Несмотря на свой малый диаметр — около 20 км, нейтронные звезды могут похвастаться в 1,5 раза большей массой нежели чем у нашего Солнца. Таким образом, они являются невероятно плотными.

Маленькая ложка вещества звезды на Земле будет весить около ста миллионов тонн. В ней протоны и электроны объединяются в нейтроны – этот процесс называется нейтронизацией.

Состав

Состав их неизвестен, предполагают, что они могут состоять из сверхтекучей нейтронной жидкости. Они обладают чрезвычайно сильным гравитационным притяжением, гораздо больше, чем у Земли и даже у Солнца. Это гравитационные силы особенно впечатляют, поскольку она имеет небольшой размер.
Все они вращаются вокруг оси. При сжатии, угловой момент вращения сохраняется, а из-за уменьшения размеров, скорость вращения возрастает.

Из-за огромной скорости вращения, внешняя поверхность, представляющая собой твердую «кору» периодически трескается и происходят «звездотрясения», которые замедляют скорость вращения и сбрасывают «излишки» энергии в космос.

Ошеломляющее давление, которое существуют в ядре, может быть похоже на то, которое существовало в момент большого взрыва, но к сожалению, его нельзя смоделировать на Земле. Поэтому эти объекты являются идеальными природными лабораториями, где мы можем наблюдать энергии недоступные на Земле.

Радиопульсары

Радиоульсары были открыты в конце 1967 г. аспирантом Jocelyn Bell Burnell как радиоисточники, которые пульсируют на постоянной частоте.
Радиация, испускаемая звездой, видна как пульсирующий источник излучения или пульсар.

Схематическое изображение вращения нейтронной звезды

Радиопульсары (или просто пульсар) — это вращающиеся нейтронные звезды, струи частиц которых, движутся почти со скоростью света, как вращающийся луч маяка.

После непрерывного вращения, в течение нескольких миллионов лет, пульсары теряют свою энергию и становятся нормальными нейтронными звездами. На сегодня известно только около 1000 пульсаров, хотя их могут быть сотни в галактике.

Радиопульсар в Крабовидной туманности

Некоторые нейтронные звезды испускают рентгеновское излучение. Знаменитая Крабовидная туманность — хороший пример такого объекта, образовавшейся во время взрыва сверхновой. Эта вспышка сверхновой наблюдалась в 1054 году нашей эры.

Ветер от Пульсара, видео телескопа Чандра

Радиопульсар в Крабовидной туманности, сфотографированный с помощью космического телескопа Хаббла через фильтр 547nm (зеленый свет) с 7 августа 2000 года по 17 апреля 2001 года.

Магнетары

Нейтронные звезды имеют магнитное поле в миллионы раз сильнее, чем самое сильное магнитное поле, производимое на Земле. Они также известны как магнетары.

Планеты у нейтронных звезд

На сегодня известно, что у четырех есть планеты. Когда она находится в двойной системе, то возможно измерить ее массу. Из числа таких двоичных систем в радио или рентгеновском диапазоне, измеренные массы нейтронных звезд были примерно в 1.4 раза больше массы Солнца.

Двойные системы

Совсем иной тип пульсаров виден в некоторых рентгеновских двойных системах. В этих случаях, нейтронная звезда и обычная образуют двойную систему. Сильное гравитационное поле тянет материал из обычной звезды. Материал, падающий на нее в процессе аккреции, нагревается так сильно, что производит рентгеновские лучи. Импульсные рентгеновские лучи видны, когда горячие пятна на вращающемся пульсаре проходят через луч зрения с Земли.

Для бинарных систем, содержащих неизвестный объект, эта информация помогает отличить: является ли он нейтронной звездой, или например черной дырой, потому что черные дыры куда более массивные.

Объекты, о которых пойдет речь в статье, были открыты случайно, хотя ученые Ландау Л. Д. и Оппенгеймер Р. предсказали их существование еще в 1930 году. Речь идет о нейтронных звездах. О характеристиках и особенностях этих космических светил и пойдет речь в статье.

Нейтрон и одноименная звезда

После предсказания в 30-х годах XX столетия о существовании нейтронных звезд и после того, как был открыт нейтрон (1932 г.), Бааде В. вместе с Цвики Ф. в 1933 году на съезде физиков в Америке заявили о возможности образования объекта под названием нейтронная звезда. Это космическое тело, возникающее в процессе взрыва сверхновых.

Однако все выкладки были только теоретическими, так как доказать на практике такую теорию не представлялось возможным из-за отсутствия соответствующего астрономического оборудования и слишком малых размеров нейтронной звезды. Но в 1960 году стала развиваться рентгеновская астрономия. Тогда, совершенно неожиданно, нейтронные звезды были открыты благодаря радионаблюдениям.

Открытие

1967 год стал знаменательным в этой области. Белл Д., будучи аспиранткой Хьюиша Э., смогла открыть космический объект - нейтронную звезду. Это испускающее постоянное излучение радиоволновых импульсов тело. Феномен сравнили с космическим радиомаяком из-за узкой направленности радиолуча, который исходил от вращающегося очень быстро объекта. Дело в том, что любая другая стандартная звезда не смогла бы сохранить свою целостность при такой высокой вращательной скорости. На это способны только нейтронные звёзды, среди которых первой открытой стал пульсар PSR B1919+21.

Судьба массивных звезд очень отличается от маленьких. В таких светилах наступает момент, когда давление газа уже не уравновешивает гравитационные силы. Такие процессы приводят к тому, что звезда начинает неограниченно сжиматься (коллапсировать). При массе звезды, превышающей солнечную в 1,5-2 раза, коллапс будет неизбежным. В процессе сжатия газ внутри звездного ядра нагревается. Поначалу все происходит очень медленно.

Коллапс

Достигая определенной температуры, протон способен превратится в нейтрино, которые сразу покидают звезду, унося с собой энергию. Коллапс будет усиливаться, пока все протоны не перейдут в нейтрино. Таким образом образуется пульсар, или нейтронная звезда. Это коллапсирующее ядро.

Внешняя оболочка при образовании пульсара получает энергию сжатия, которая после будет со скоростью не в одну тысячу км/сек. выброшена в пространство. При этом образуется ударная волна, способная привести к новому звездообразованию. У такой в миллиарды раз превысит первоначальную. После такого процесса, в течение времени от одной недели до месяца, звезда излучает свет в количестве, превышающем целую галактику. Такое небесное светило называют сверхновой звездой. Ее взрыв приводит к образованию туманности. В центре туманности находится пульсар, или нейтронная звезда. Это так называемый потомок звезды, которая взорвалась.

Визуализация

В глубинах всего пространства космоса происходят удивительные события, среди которых - столкновение звезд. Благодаря сложнейшей математической модели ученым НАСА удалось визуализировать буйство огромного количества энергии и вырождение материи, задействованной в этом. Перед глазами наблюдателей разыгрывается невероятно мощная картина космического катаклизма. Вероятность того, что произойдет столкновение нейтронных звезд, - очень велика. Встреча двух таких светил в пространстве начинается с их запутывания в гравитационных полях. Обладая огромной массой, они, так сказать, обмениваются объятиями. При столкновении происходит сильнейший взрыв, сопровождающийся невероятно мощным выбросом гамма-излучения.

Если рассматривать нейтронную звезду отдельно, то это остатки после взрыва сверхновой, у которой жизненный цикл заканчивается. Масса доживающей свой век звезды превышает солнечную в 8-30 раз. Вселенная часто озаряется взрывами сверхновых светил. Вероятность того, что нейтронные светила встретятся во вселенной, достаточно высока.

Встреча

Интересно, что при встрече двух звезд развитие событий нельзя предвидеть однозначно. Один из вариантов описывает математическая модель, предложенная учеными НАСА из Центра космических полетов. Процесс начинается с того, что две нейтронные звезды располагаются друг от друга в космическом пространстве на расстоянии, приблизительно равном 18 км. По космическим меркам нейтронные звезды с массой в 1,5-1,7 раз больше солнечной считаются крошечными объектами. Их диаметр колеблется в пределах 20 км. Благодаря такому несоответствию объема и массы нейтронная звезда является обладательницей сильнейшего гравитационного и магнитного поля. Только представьте себе: чайная ложка материи нейтронного светила весит как вся гора Эверест!

Вырождение

Невероятно высокие гравитационные волны нейтронной звезды, действующие вокруг нее, являются причиной того, что материя не может находиться в виде отдельных атомов, которые начинают разрушаться. Сама же материя переходит в вырожденную нейтронную, в которой строение самих нейтронов не даст возможности перейти звезде в сингулярность и затем - в черную дыру. Если же масса вырожденной материи начнет увеличиваться по причине добавления к ней, то гравитационные силы будут в состоянии преодолеть сопротивление нейтронов. Тогда ничто не будет препятствовать разрушению структуры, образовавшейся в результате столкновения нейтронных звездных объектов.

Математическая модель

Изучая эти небесные объекты, ученые пришли к выводу, что плотность нейтронной звезды сравнима с плотностью вещества в ядре атома. Ее показатели находятся в рамках от 1015 кг/м³ до 1018 кг/м³. Таким образом, самостоятельное существование электронов и протонов невозможно. Вещество звезды практически состоит из одних нейтронов.

Созданная математическая модель демонстрирует, как мощные периодические гравитационные взаимодействия, возникающие между двумя нейтронными звездами, прорывают тонкую оболочку двух звезд и выбрасывают в пространство, окружающее их, огромное количество излучения (энергии и материи). Процесс сближения происходит очень быстро, буквально за доли секунды. В результате столкновения образуется тороидальное кольцо материи с новорожденной черной дырой в центре.

Важное значение

Моделирование таких событий имеет важное значение. Благодаря им ученые смогли понять, как образуются нейтронная звезда и черная дыра, что происходит при столкновении светил, каким образом зарождаются и умирают сверхновые и многие другие процессы космического пространства. Все эти события являются источником появления самых тяжелых химических элементов во Вселенной, еще более тяжелых, чем железо, неспособных образоваться иным путем. Это говорит об очень важном значении нейтронных звезд во всей Вселенной.

Вращение небесного объекта огромного объема вокруг своей оси поражает. Такой процесс вызывает коллапс, но при всем этом масса нейтронной звезды практически остается прежней. Если представить себе, что звезда будет продолжать сжиматься, то, согласно закону сохранения момента вращения, угловая скорость вращения звезды увеличится до невероятных значений. Если для полного оборота звезде нужно было примерно 10 суток, то в результате она будет проделывать тот же оборот за 10 миллисекунд! Это невероятные процессы!

Развитие коллапса

Ученые занимаются исследованием таких процессов. Возможно, мы станем свидетелями новых открытий, которые пока для нас кажутся фантастикой! Но что может быть, если представить себе развитие коллапса дальше? Чтобы легче было представить, возьмем для сравнения пару нейтронная звезда/земля и их гравитационные радиусы. Так вот, при непрерывном сжатии звезда может дойти до такого состояния, когда нейтроны начнут превращаться в гипероны. Радиус небесного тела станет настолько маленьким, что перед нами окажется комок сверхпланетного тела с массой и полем тяготения звезды. Это можно сравнить с тем, как если бы земля стала по размерам равной мячику для пинг-понга, а гравитационный радиус нашего светила, Солнца, был бы равен 1 км.

Если представить, что маленький комок звездного вещества обладает притяжением огромной звезды, то он способен удержать возле себя целую планетарную систему. Но и плотность у такого небесного тела слишком высока. Через него постепенно перестают пробиваться лучи света, тело как бы потухает, оно перестает быть видимым для глаза. Не меняется лишь поле тяготения, которое предупреждает о том, что здесь находится гравитационная дыра.

Открытия и наблюдения

Впервые от слияния нейтронных звезд были зафиксированы совсем недавно: 17 августа. Два года назад было зарегистрировано слияние черных дыр. Это настолько важное событие в области астрофизики, что наблюдения одновременно вели 70 космических обсерваторий. Ученые смогли убедиться в правоте гипотез о гамма-всплесках, удалось наблюдать описанный ранее теоретиками синтез тяжелых элементов.

Такое повсеместное наблюдение за гамма-всплеском, гравитационными волнами и видимым светом дало возможность определить область на небе, в которой произошло знаменательное событие, и галактику, где были эти звезды. Это NGC 4993.

Безусловно, астрономы давно наблюдают за короткими Но до сих пор они не могли точно сказать об их происхождении. За основной теорией была версия слияния нейтронных звезд. Теперь она подтвердилась.

Для описания нейтронной звезды с помощью математического аппарата ученые обращаются к уравнению состояния, связывающему плотность с давлением вещества. Однако таких вариантов целое множество, и ученые просто не знают, какой же из существующих будет правильным. Есть надежда, что гравитационные наблюдения помогут разрешить этот вопрос. На данный момент сигнал не дал однозначного ответа, но уже помогает оценить форму звезды, зависящую от гравитационного притяжения ко второму светилу (звезде).