Нейтронная звезда

 
msimagelist> msimagelist> msimagelist> msimagelist> msimagelist> msimagelist> msimagelist> msimagelist>
msimagelist> msimagelist> msimagelist> msimagelist> msimagelist> msimagelist> msimagelist> msimagelist> msimagelist> msimagelist> msimagelist> msimagelist> msimagelist> msimagelist> msimagelist> msimagelist> msimagelist>
msimagelist> msimagelist> msimagelist> msimagelist> msimagelist> msimagelist> msimagelist> msimagelist> msimagelist> msimagelist> msimagelist> msimagelist> msimagelist> msimagelist> msimagelist> msimagelist> msimagelist> msimagelist>
msimagelist> msimagelist> msimagelist> msimagelist> msimagelist> msimagelist> msimagelist> msimagelist> msimagelist> msimagelist> msimagelist> msimagelist> msimagelist> msimagelist> msimagelist> msimagelist> msimagelist> msimagelist> msimagelist> msimagelist> msimagelist> msimagelist> msimagelist> msimagelist> msimagelist> msimagelist> msimagelist> msimagelist> msimagelist> msimagelist> msimagelist> msimagelist> msimagelist> msimagelist> msimagelist> msimagelist> msimagelist> msimagelist> msimagelist> msimagelist> msimagelist> msimagelist> msimagelist> msimagelist> msimagelist> msimagelist> msimagelist> msimagelist>
msimagelist> msimagelist> msimagelist> msimagelist> msimagelist> msimagelist> msimagelist> msimagelist> msimagelist>
msimagelist> msimagelist> msimagelist> msimagelist> msimagelist> msimagelist> msimagelist> msimagelist> msimagelist> msimagelist> msimagelist> msimagelist> msimagelist> msimagelist> msimagelist> msimagelist> msimagelist> msimagelist> msimagelist> msimagelist> msimagelist> msimagelist> msimagelist> msimagelist> msimagelist> msimagelist> msimagelist> msimagelist> msimagelist> msimagelist> msimagelist> msimagelist> msimagelist> msimagelist> msimagelist> msimagelist> msimagelist> msimagelist> msimagelist> msimagelist> msimagelist> msimagelist> msimagelist> msimagelist> msimagelist> msimagelist> msimagelist> msimagelist> msimagelist> msimagelist> msimagelist> msimagelist> msimagelist> msimagelist> msimagelist> msimagelist> msimagelist> msimagelist> msimagelist> msimagelist> msimagelist> msimagelist> msimagelist> msimagelist> msimagelist> msimagelist> msimagelist> msimagelist> msimagelist> msimagelist> msimagelist> msimagelist> msimagelist> msimagelist> msimagelist> msimagelist> msimagelist> msimagelist> msimagelist> msimagelist> msimagelist> msimagelist> msimagelist> msimagelist> msimagelist> msimagelist> msimagelist> msimagelist> msimagelist> msimagelist> msimagelist> msimagelist> msimagelist> msimagelist> msimagelist> msimagelist> msimagelist> msimagelist> msimagelist> msimagelist> msimagelist> msimagelist>
Адроны
Альфа-распад
Альфа-частица
Аннигиляция
Антивещество
Антинейтрон
Антипротон
Античастицы
Атом
Атомная единица массы
Атомная электростанция
Барионное число
Барионы
Бета-распад
Бетатрон
Бета-частицы
Бозе – Эйнштейна статистика
Бозоны
Большой адронный коллайдер
Большой Взрыв
Боттом. Боттомоний
Брейта-Вигнера формула
Быстрота
Векторная доминантность
Великое объединение
Взаимодействие частиц
Вильсона камера
Виртуальные частицы
Водорода атом
Возбуждённые состояния ядер
Волновая функция
Волновое уравнение
Волны де Бройля
Встречные пучки
Гамильтониан
Гамма-излучение
Гамма-квант
Гамма-спектрометр
Гамма-спектроскопия
Гаусса распределение
Гейгера счётчик
Гигантский дипольный резонанс
Гиперядра
Глюоны
Годоскоп
Гравитационное взаимодействие
Дейтрон
Деление атомных ядер
Детекторы частиц
Дирака уравнение
Дифракция частиц
Доза излучения
Дозиметр
Доплера эффект
Единая теория поля
Зарядовое сопряжение
Зеркальные ядра
Избыток массы (дефект массы)
Изобары
Изомерия ядерная
Изоспин
Изоспиновый мультиплет
Изотопов разделение
Изотопы
Ионизирующее излучение
Искровая камера
Квантовая механика
Квантовая теория поля
Квантовые операторы
Квантовые числа
Квантовый переход
Квант света
Кварк-глюонная плазма
Кварки
Коллайдер
Комбинированная инверсия
Комптона эффект
Комптоновская длина волны
Конверсия внутренняя
Константы связи
Конфайнмент
Корпускулярно волновой дуализм
Космические лучи
Критическая масса
Лептоны
Линейные ускорители
Лоренца преобразования
Лоренца сила
Магические ядра
Магнитный дипольный момент ядра
Магнитный спектрометр
Максвелла уравнения
Масса частицы
Масс-спектрометр
Массовое число
Масштабная инвариантность
Мезоны
Мессбауэра эффект
Меченые атомы
Микротрон
Нейтрино
Нейтрон
Нейтронная звезда
Нейтронная физика
Неопределённостей соотношения
Нормы радиационной безопасности
Нуклеосинтез
Нуклид
Нуклон
Обращение времени
Орбитальный момент
Осциллятор
Отбора правила
Пар образование
Период полураспада
Планка постоянная
Планка формула
Позитрон
Поляризация
Поляризация вакуума
Потенциальная яма
Потенциальный барьер
Принцип Паули
Принцип суперпозиции
Промежуточные W-, Z-бозоны
Пропагатор
Пропорциональный счётчик
Пространственная инверсия
Пространственная четность
Протон
Пуассона распределение
Пузырьковая камера
Радиационный фон
Радиоактивность
Радиоактивные семейства
Радиометрия
Расходимости
Резерфорда опыт
Резонансы (резонансные частицы)
Реликтовое микроволновое излучение
Светимость ускорителя
Сечение эффективное
Сильное взаимодействие
Синтеза реакции
Синхротрон
Синхрофазотрон
Синхроциклотрон
Система единиц измерений
Слабое взаимодействие
Солнечные нейтрино
Сохранения законы
Спаривания эффект
Спин
Спин-орбитальное взаимодействие
Спиральность
Стандартная модель
Статистика
Странные частицы
Струи адронные
Субатомные частицы
Суперсимметрия
Сферическая система координат
Тёмная материя
Термоядерные реакции
Термоядерный реактор
Тормозное излучение
Трансурановые элементы
Трек
Туннельный эффект
Ускорители заряженных частиц
Фазотрон
Фейнмана диаграммы
Фермионы
Формфактор
Фотон
Фотоэффект
Фундаментальная длина
Хиггса бозон
Цвет
Цепные ядерные реакции
Цикл CNO
Циклические ускорители
Циклотрон
Чарм. Чармоний
Черенковский счётчик
Черенковсое излучение
Черные дыры
Шредингера уравнение
Электрический квадрупольный момент ядра
Электромагнитное взаимодействие
Электрон
Электрослабое взаимодействие
Элементарные частицы
Ядерная физика
Ядерная энергия
Ядерные модели
Ядерные реакции
Ядерный взрыв
Ядерный реактор
Ядра энергия связи
Ядро атомное
Ядерный магнитный резонанс (ЯМР)
msimagelist>

 

Нейтронная звезда


Neutron star

    Нейтронная звезда – сверхплотная звезда, образующаяся в результате взрыва Сверхновой. Вещество нейтронной звезды состоит в основном из нейтронов.
    Нейтронная звезда имеет ядерную плотность (1014-1015 г/см3) и типичный радиус 10-20 км. Дальнейшему гравитационному сжатию нейтронной звезды препятствует давление ядерной материи, возникающее за счёт взаимодействия нейтронов. Это давление вырожденного существенно более плотного нейтронного газа в состоянии удерживать от гравитационного коллапса массы вплоть до 3M. Таким образом, масса нейтронной звезды меняется в пределах (1.4-3)M.


Рис. 1. Сечение нейтронной звезды массой 1.5M и радиусом R = 16 км. Указана плотность ρ в г/см3 в различных частях звезды.

    Нейтрино, образующиеся в момент коллапса сверхновой, быстро охлаждают нейтронную звезду. Её температура по оценкам падает с 1011 до 109 К за время около 100 с. Дальше темп остывания уменьшается. Однако он высок по космическим масштабам. Уменьшение температуры с 109 до 108 К происходит за 100 лет и до 106 К – за миллион лет.
    Известно ≈ 1200 объектов, которые относят к нейтронным звёздам. Около 1000 из них расположены в пределах нашей галактики. Структура нейтронной звезды массой 1.5M и радиусом 16 км показана на рис. 1: I – тонкий внешний слой из плотно упакованных атомов. Область II представляет собой кристаллическую решётку атомных ядер и вырожденных электронов. Область III – твёрдый слой из атомных ядер, перенасыщенных нейтронами. IV – жидкое ядро, состоящее в основном из вырожденных нейтронов. Область V образует адронную сердцевину нейтронной звезды. Она, помимо нуклонов, может содержать пионы и гипероны. В этой части нейтронной звезды возможен переход нейтронной жидкости в твёрдое кристаллическое состояние, появление пионного конденсата, образование кварк-глюонной и гиперонной плазмы. Отдельные детали строения нейтронной звезды в настоящее время уточняются.
    Обнаружить нейтронные звёзды оптическими методами сложно из-за малого размера и низкой светимости. В 1967 г. Э. Хьюиш и Дж. Белл (Кембриджский университет) открыли космические источники периодического радиоизлучения – пульсары. Периоды повторения радиоимпульсов пульсаров строго постоянны и для большинства пульсаров лежат в интервале от 10-2 до нескольких секунд. Пульсары – это вращающиеся нейтронные звёзды. Только компактные объекты, имеющие свойства нейтронных звёзд, могут сохранять форму, не разрушаясь при таких скоростях вращения. Сохранение углового момента и магнитного поля при коллапсе сверхновой и образовании нейтронной звезды приводит к рождению быстро вращающихся пульсаров с очень сильным магнитным полем 1010–1014 Гс. Магнитное поле вращается вместе с нейтронной звездой, однако, ось этого поля не совпадает с осью вращения звезды. При таком вращении радиоизлучение звезды скользит по Земле как луч маяка. Каждый раз, когда луч пересекает Землю и попадает на земного наблюдателя, радиотелескоп фиксирует короткий импульс радиоизлучения. Частота его повторения соответствует периоду вращения нейтронной звезды. Излучение нейтронной звезды возникает за счёт того, что заряженные частицы (электроны) с поверхности звезды двигаются вовне по силовым линиям магнитного поля, испуская электромагнитные волны. Таков механизм радиоизлучения пульсара, впервые предложенный Т. Голдом (рис. 2).


Рис. 2. Модель пульсара

    Образование нейтронных звёзд не всегда является следствием вспышки сверхновой. Возможен и другой механизм: в ходе эволюции белых карликов в тесных двойных звёздных системах. Перетекание вещества звезды-компаньона на белого карлика постепенно увеличивает массу белого карлика и по достижении критической массы белый карлик превращается в нейтронную звезду.


Рис. 3. Крабовидная туманность с нейтронной звездой в центре


См. также

  • Белый карлик, нейтронная звезда, черная дыра

  • Конечные этапы эволюции звезд

  • Основные характеристики звезд

  • Искусственная Вселенная

  • Эволюция звезд

  • Нуклеосинтез в сверхновых. Конечные стадии эволюции звезд

НЕЙТРОННАЯ ЗВЕЗДА | Энциклопедия Кругосвет

Содержание статьи
  • Пульсары
  • Рентгеновские двойные.
  • Состав.

НЕЙТРОННАЯ ЗВЕЗДА, звезда, в основном состоящая из нейтронов. Нейтрон – это нейтральная субатомная частица, одна из главных составляющих вещества.

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 1012–1013 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. 4Ч1011 г/см3, 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. 2Ч1014 г/см3 (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.

При еще более высоких плотностях в нейтронной звезде образуются наиболее необычные формы вещества. Может быть, нейтроны и протоны распадаются на еще более мелкие частицы – кварки; возможно также, что рождается много пи-мезонов, которые образуют так называемый пионный конденсат. См. также ЧАСТИЦЫ ЭЛЕМЕНТАРНЫЕ; СВЕРХПРОВОДИМОСТЬ; СВЕРХТЕКУЧЕСТЬ.

Проверь себя!
Ответь на вопросы викторины «Физика»

Что такое изотоп, чему равно число Авогадро и что изучает наука реология?

Пройти тест

Пять экстремальных фактов о нейтронных звездах

Когда массивная звезда умирает, выбросив большую часть своих внутренностей через Вселенную в результате взрыва сверхновой, ее железное сердце, ядро ​​звезды, коллапсирует, создавая самую плотную форму наблюдаемой материи во Вселенной: нейтронная звезда.

Нейтронная звезда в основном представляет собой гигантское ядро, говорит Марк Алфорд, профессор Вашингтонского университета.

«Представьте себе маленькую свинцовую таблетку, окруженную сахарной ватой, — говорит Алфорд. «Это атом. Вся масса находится в маленькой свинцовой таблетке посередине, а вокруг нее большое пушистое облако электронов, похожее на сладкую вату».

В нейтронных звездах все атомы коллапсируют. Все электронные облака были втянуты внутрь, и все это стало единым целым с электронами, бегущими бок о бок с протонами и нейтронами в газе или жидкости.

Нейтронные звезды довольно малы по сравнению со звездными объектами. Хотя ученые все еще работают над определением их точного диаметра, по их оценкам, они составляют от 12 до 17 миль в поперечнике, что примерно равно длине Манхэттена. Несмотря на это, их масса примерно в 1,5 раза больше массы нашего Солнца.

Если бы нейтронная звезда была немного плотнее, она бы схлопнулась в черную дыру и исчезла, говорит Алфорд. «Это предпоследняя остановка на линии».

Эти экстремальные объекты предлагают интригующие тесты, которые могут помочь физикам понять фундаментальные силы, общую теорию относительности и раннюю Вселенную. Вот несколько интересных фактов для ознакомления:

1. Всего за первые несколько секунд после того, как звезда начинает превращаться в нейтронную звезду, энергия, уходящая в нейтрино, равна общему количеству света, излучаемого всеми звездами. в наблюдаемой Вселенной.

Обычное вещество содержит примерно равное количество протонов и нейтронов. Но большая часть протонов в нейтронной звезде превращается в нейтроны — нейтронные звезды примерно на 95 процентов состоят из нейтронов. Когда протоны превращаются в нейтроны, они испускают вездесущие частицы, называемые нейтрино.

Нейтронные звезды образуются при взрывах сверхновых, которые представляют собой гигантские нейтринные фабрики. Сверхновая излучает в 10 раз больше нейтрино, чем частиц, протонов, нейтронов и электронов на Солнце.

2. Было высказано предположение, что если бы на нейтронных звездах была жизнь, она была бы двумерной.

Нейтронные звезды обладают одними из самых сильных гравитационных и магнитных полей во Вселенной. Гравитация достаточно сильна, чтобы расплющить почти все на поверхности. Магнитные поля нейтронных звезд могут в миллиард-миллион раз превышать магнитное поле на поверхности Земли.

«В нейтронных звездах все экстремально, — говорит Джеймс Латтимер, профессор Университета Стоуни-Брук. «Это доходит почти до смешного».

Поскольку нейтронные звезды очень плотные, они представляют собой идеальную испытательную площадку для сильного взаимодействия, что позволяет ученым исследовать взаимодействие кварков и глюонов в этих условиях. Многие теории предсказывают, что ядро ​​нейтронной звезды сжимает нейтроны и протоны, высвобождая кварки, из которых они состоят. Ученые создали более горячую версию этой освобожденной «кварковой материи» на Релятивистском коллайдере тяжелых ионов и Большом адронном коллайдере.

Сильная гравитация нейтронных звезд требует от ученых использования общей теории относительности для описания физических свойств нейтронных звезд. На самом деле измерения нейтронных звезд дают нам одни из самых точных тестов общей теории относительности, которые у нас есть в настоящее время.

Несмотря на невероятную плотность и экстремальную гравитацию, нейтронные звезды по-прежнему способны сохранять удивительную внутреннюю структуру, включая кору, океаны и атмосферы. «Они представляют собой странную смесь массы звезды с некоторыми другими свойствами планеты», — говорит Чак Горовиц, профессор Университета Индианы.

Но хотя здесь, на Земле, мы привыкли иметь атмосферу, которая простирается в небо на сотни миль, потому что гравитация нейтронной звезды настолько экстремальна, что ее атмосфера может растянуться менее чем на фут.

3. Самая быстро вращающаяся нейтронная звезда вращается примерно 700 раз в секунду.

Ученые считают, что большинство нейтронных звезд в настоящее время являются или когда-то были пульсарами, звездами, которые излучают лучи радиоволн при быстром вращении. Если на нашу планету направить пульсар, мы увидим, как эти лучи проносятся по Земле, как свет маяка.

Ученые впервые наблюдали нейтронные звезды в 1967 году, когда аспирантка по имени Джоселин Белл заметила повторяющиеся радиоимпульсы, исходящие от пульсара за пределами нашей Солнечной системы. (1974 Нобелевская премия по физике была присуждена ее научному руководителю Энтони Хьюишу за открытие.)

Пульсары могут вращаться от десятков до сотен раз в секунду. Если бы вы стояли на экваторе самого быстрого из известных пульсаров, скорость вращения была бы примерно 1/10 скорости света.

Нобелевская премия по физике 1993 года была присуждена ученым, измерившим скорость, с которой пара нейтронных звезд, вращающихся вокруг друг друга, скручивается по спирали из-за испускания гравитационного излучения — явления, предсказанного общей теорией относительности Альберта Эйнштейна.

В 2016 году ученые из Лазерной интерферометрической гравитационно-волновой обсерватории, или LIGO, объявили, что они впервые напрямую обнаружили гравитационные волны. В будущем можно будет использовать пульсары в качестве гигантских увеличенных версий эксперимента LIGO, пытаясь обнаружить небольшие изменения расстояния между пульсарами и Землей при прохождении гравитационной волны.

4.

Неправильная нейтронная звезда может нанести ущерб Земле.

Нейтронные звезды могут быть опасны из-за их сильных полей. Если нейтронная звезда войдет в нашу Солнечную систему, она может вызвать хаос, сбив орбиты планет и, если она подойдет достаточно близко, даже вызвать приливы, которые разорвут планету на части.

Но ближайшая известная нейтронная звезда находится примерно в 500 световых годах от нас. А учитывая, что Проксима Центавра, ближайшая к Земле звезда, находящаяся на расстоянии чуть более 4 световых лет, не имеет никакого отношения к нашей планете, маловероятно, что мы почувствуем эти катастрофические последствия в ближайшее время.

Вероятно, еще более опасным было бы излучение магнитного поля нейтронной звезды. Магнитары — нейтронные звезды с магнитными полями в тысячу раз сильнее, чем чрезвычайно сильные поля «обычных» пульсаров. Внезапная перестройка этих полей может вызвать вспышки, похожие на солнечные, но гораздо более мощные.

27 декабря 2004 г. ученые наблюдали гигантскую вспышку гамма-излучения от Magnetar SGR 1806-20, расстояние до которой оценивается примерно в 50 000 световых лет. За 0,2 секунды вспышка излучила столько энергии, сколько Солнце производит за 300 000 лет. Вспышка перегрузила многие детекторы космических аппаратов и вызвала заметные возмущения в ионосфере Земли.

К счастью, нам неизвестно о каких-либо близлежащих магнетарах, достаточно мощных, чтобы причинить какой-либо ущерб.

5. Несмотря на крайности нейтронных звезд, у исследователей все еще есть способы их изучения.

Мы многого не знаем о нейтронных звездах, в том числе о том, сколько их существует, говорит Горовиц. «Мы знаем о примерно 2000 нейтронных звезд в нашей собственной галактике, но мы ожидаем, что их будет еще миллиарды. Так что большинство нейтронных звезд даже в нашей собственной галактике совершенно неизвестны».

Многие радио-, рентгеновские и оптические телескопы используются для исследования свойств нейтронных звезд. Предстоящая миссия НАСА по исследованию внутренней композиции нейтронной звезды (NICER), которую планируется прикрепить к борту Международной космической станции в 2017 году, — это одна из миссий, посвященная изучению этих экстремальных объектов. NICER будет изучать рентгеновские лучи, исходящие от вращающихся нейтронных звезд, чтобы попытаться более точно определить их массу и радиусы.

Мы также можем изучать нейтронные звезды, регистрируя гравитационные волны. Ученые LIGO надеются обнаружить гравитационные волны, возникающие при слиянии двух нейтронных звезд. Изучение этих гравитационных волн может подсказать ученым свойства чрезвычайно плотной материи, из которой состоят нейтронные звезды.

Изучение нейтронных звезд может помочь нам выяснить происхождение тяжелых химических элементов, включая золото и платину, в нашей Вселенной. Существует вероятность того, что при столкновении нейтронных звезд не все поглощается более массивной нейтронной звездой или черной дырой, а вместо этого какая-то часть выбрасывается и образует эти тяжелые ядра.

«Если вы хотите использовать лабораторию 24-го или 25-го века, — говорит Роджер Романи, профессор Стэнфордского университета, — тогда изучение нейтронных звезд — это способ взглянуть на условия, которые мы не можем создать в лабораториях на Земле».

Наступил золотой век физики нейтронных звезд

Послушайте аудиоверсию этой истории

Ваш браузер не поддерживает аудио элементы.

Скачать MP3

Когда массивная звезда умирает в сверхновой, взрыв — это только начало конца. Большая часть звездного вещества разбрасывается далеко и широко, но наполненное железом сердце звезды остается позади. Это ядро ​​обладает массой, равной массе двух Солнц, и быстро сжимается до сферы, которая охватывает всю длину Манхэттена. Сокрушительное внутреннее давление, достаточное, чтобы сжать гору Эверест до размера кусочка сахара, превращает субатомные протоны и электроны в нейтроны.

Астрономы многое знают о том, как рождаются нейтронные звезды. Но что именно происходит потом внутри этих сверхплотных ядер, остается загадкой. Некоторые исследователи предполагают, что нейтроны могут доминировать вплоть до центра. Другие предполагают, что невероятное давление уплотняет материал в более экзотические частицы или состояния, которые сжимаются и деформируются необычным образом.

Теперь, после десятилетий спекуляций, исследователи приближаются к разгадке загадки, отчасти благодаря прибору на Международной космической станции под названием «Исследователь внутреннего состава нейтронной звезды» (NICER).

В декабре прошлого года эта космическая обсерватория НАСА предоставила астрономам одни из самых точных измерений массы и радиуса нейтронной звезды 1 , 2 , а также неожиданные данные о ее магнитном поле 1 , 3 . Команда NICER планирует опубликовать результаты о большем количестве звезд в ближайшие несколько месяцев. Другие данные поступают из гравитационно-волновых обсерваторий, которые могут наблюдать, как нейтронные звезды искажаются, когда они сталкиваются друг с другом. С помощью этих объединенных наблюдений исследователи готовы сосредоточиться на том, что заполняет внутренности нейтронной звезды.

Как взорвать звезду

Для многих специалистов эти результаты знаменуют собой поворотный момент в изучении некоторых из самых загадочных объектов Вселенной. «Это начало золотого века физики нейтронных звезд», — говорит Юрген Шаффнер-Билих, физик-теоретик из Университета Гёте во Франкфурте, Германия.

Запущенный в 2017 году на борту ракеты SpaceX Falcon 9 телескоп NICER стоимостью 62 миллиона долларов США находится за пределами космической станции и собирает рентгеновские лучи, исходящие от пульсаров — вращающихся нейтронных звезд, которые излучают заряженные частицы и энергию в виде огромных столбов, которые движутся вокруг, как лучи. с маяка. Рентгеновские лучи исходят из горячих точек с температурой в миллионы градусов на поверхности пульсара, где мощное магнитное поле отрывает заряженные частицы от поверхности и швыряет их обратно к противоположному магнитному полюсу.

NICER обнаруживает эти рентгеновские лучи с помощью 56 телескопов с золотым покрытием и фиксирует время их прибытия с точностью до 100 наносекунд. Благодаря этой возможности исследователи могут точно отслеживать горячие точки, когда нейтронная звезда вращается со скоростью до 1000 раз в секунду. Горячие точки видны, когда они перемещаются по объекту. Но нейтронные звезды так сильно искажают пространство-время, что NICER также обнаруживает свет от горячих точек, обращенных в сторону от Земли. Общая теория относительности Эйнштейна дает способ рассчитать отношение массы звезды к радиусу через величину отклонения света. Это и другие наблюдения позволяют астрофизикам определять массы и радиусы умерших звезд. Эти два свойства могут помочь в определении того, что происходит в ядрах.

Глубокая, темная тайна

Нейтронные звезды становятся все более сложными, чем глубже. Считается, что под тонкой атмосферой, состоящей в основном из водорода и гелия, остатки звезд могут похвастаться внешней корой толщиной всего в сантиметр или два, которая содержит атомные ядра и свободно перемещающиеся электроны. Исследователи считают, что ионизированные элементы уплотняются в следующем слое, создавая решетку во внутренней коре. Еще ниже давление настолько велико, что почти все протоны объединяются с электронами, превращаясь в нейтроны, но то, что происходит дальше, в лучшем случае туманно (см. «Плотная материя»).

«Одно дело знать ингредиенты», — говорит Джоселин Рид, астрофизик из Калифорнийского государственного университета в Фуллертоне. «Другое дело — понять рецепт и то, как эти ингредиенты будут взаимодействовать друг с другом».

Физики имеют некоторое представление о том, что происходит благодаря ускорителям частиц на Земле. На таких объектах, как Брукхейвенская национальная лаборатория в Аптоне, штат Нью-Йорк, и Большой адронный коллайдер ЦЕРН недалеко от Женевы, Швейцария, исследователи столкнули вместе тяжелые ионы, такие как ионы свинца и золота, чтобы создать короткие коллекции монументально плотного материала. Но эти кинетические эксперименты генерируют вспышки в миллиарды или даже триллионы градусов, в которых протоны и нейтроны растворяются в суп из составляющих их кварков и глюонов. Земным приборам трудно исследовать относительно мягкие условия в миллионы градусов внутри нейтронных звезд.

Есть несколько вариантов того, что может произойти. Возможно, кварки и глюоны свободно перемещаются. Или экстремальные энергии могут привести к созданию частиц, называемых гиперонами. Подобно нейтронам, эти частицы содержат три кварка. Но в то время как нейтроны содержат самые основные кварки с самой низкой энергией, известные как верхние и нижние кварки, в гипероне по крайней мере один из них заменен экзотическим «странным» кварком. Другая возможность состоит в том, что центр нейтронной звезды представляет собой конденсат Бозе-Эйнштейна, состояние вещества, в котором все субатомные частицы действуют как единая квантово-механическая сущность. А теоретики выдумали и еще более диковинные перспективы.

Столкновение звезд вызывает стремление разгадать космические тайны

Важно отметить, что каждая возможность будет характерным образом отталкиваться от колоссальной гравитации нейтронной звезды. Они будут создавать различное внутреннее давление и, следовательно, больший или меньший радиус для данной массы. Например, нейтронная звезда с центром конденсата Бозе-Эйнштейна, вероятно, будет иметь меньший радиус, чем звезда, состоящая из обычного материала, такого как нейтроны. Тот, у которого ядро ​​из податливой гиперонной материи, может иметь еще меньший радиус.

«Типы частиц и силы между ними влияют на то, насколько мягким или упругим будет материал», — говорит Анна Уоттс, член команды NICER в Университете Амстердама.

Различия между моделями потребуют точных измерений размера и массы нейтронных звезд, но исследователи еще не смогли довести свои методы до достаточно точного уровня, чтобы сказать, какая возможность наиболее вероятна. Обычно они оценивают массы, наблюдая нейтронные звезды в двойных парах. Поскольку объекты вращаются вокруг друг друга, они гравитационно притягиваются друг к другу, и астрономы могут использовать это для определения их масс. Таким образом были измерены массы примерно 35 звезд, хотя цифры могут содержать планки погрешностей до одной солнечной массы. Радиусы были рассчитаны всего для дюжины или около того, но во многих случаях методы не могут определить это значение с точностью до нескольких километров — до одной пятой размера нейтронной звезды.

Метод горячих точек NICER использовался в рентгеновской обсерватории XMM-Newton Европейского космического агентства, запущенной в 1999 году и работающей до сих пор. NICER в четыре раза более чувствителен и имеет в сотни раз лучшее временное разрешение, чем XMM-Newton. В течение следующих двух-трех лет команда рассчитывает использовать NICER для определения масс и радиусов еще полудюжины целей, определяя их радиусы с точностью до полукилометра. С такой точностью группа сможет приступить к построению так называемого уравнения состояния нейтронной звезды, которое связывает массу с радиусом или, что то же самое, внутреннее давление с плотностью.

Если ученым особенно повезет и природа предоставит особенно хорошие данные, NICER может помочь устранить некоторые версии этого уравнения. Но большинство физиков считают, что сама по себе обсерватория скорее сузит, чем полностью исключит модели того, что происходит в ядрах загадочных объектов.

«Это все равно будет огромным шагом вперед по сравнению с тем, где мы сейчас находимся», — говорит Уоттс.

Линии поля

Первой целью NICER был J0030+0451, изолированный пульсар, который вращается примерно 200 раз в секунду и находится на расстоянии 337 парсеков (1100 световых лет) от Земли в созвездии Рыб.

Две группы — одна из Университета Амстердама 1 , а другая под руководством исследователей из Университета Мэриленда в Колледж-Парке 2 — по отдельности просеяли 850 часов наблюдений, проверяя друг друга.

Горячие точки вращаются по двум сценариям для пульсара J0030+0451, основанным на анализе данных NICER. Предоставлено: Центр космических полетов имени Годдарда НАСА / Лаборатория

CI.

Поскольку кривые блеска горячих точек настолько сложны, группам понадобились суперкомпьютеры для моделирования различных конфигураций и определения того, какие из них лучше всего соответствуют данным. Но оба получили схожие результаты, обнаружив, что масса J0030 в 1,3 или 1,4 раза больше массы Солнца, а радиус составляет примерно 13 километров.

Эти результаты не являются окончательными: их можно использовать для поддержки как мирских, так и потусторонних предсказаний того, что находится внутри внутренностей нейтронных звезд. «Пока нет требований к чему-то необычному, сумасшедшему или экзотическому», — говорит Эндрю Штайнер, астрофизик-ядерщик из Университета Теннесси в Ноксвилле.

Исследователи получили еще больший сюрприз, когда узнали о форме и положении горячих точек. В каноническом виде нейтронные звезды имеют силовые линии магнитного поля, похожие на линии, окружающие стержневой магнит, с северной и южной сторонами, выходящими из круглых пятен на противоположных концах звезды. Напротив, голландское суперкомпьютерное моделирование показало, что обе горячие точки J0030 находятся в его южном полушарии, и что одна из них длинная и имеет форму полумесяца.0087 1 . Команда из Мэриленда также предложила решение с тремя горячими точками: две южные овальной формы и последний круг возле вращающегося южного полюса 3 .

«Похоже, они впервые обнаружили пульсар, лучи которого не разнесены на 180 градусов», — говорит Натали Уэбб, астрофизик из Института исследований астрофизики и планетологии в Тулузе, Франция, которая смоделировала такие возможности. «Это фантастика, если это правда».

Результаты подкрепят предыдущие наблюдения и теории, предполагающие, что магнитные поля нейтронных звезд, которые в триллион раз сильнее, чем у Солнца, могут быть более сложными, чем принято считать. Считается, что после своего первого формирования пульсары замедляют свое вращение в течение миллионов лет. Но если вокруг них вращается звезда-компаньон, они могут украсть материал и угловой момент у этого партнера, разогнав свое вращение до сверхбыстрых скоростей. По мере того, как вещество оседает на внешней стороне звезды, некоторые теоретики предполагают, что оно может воздействовать на жидкий слой подповерхностных нейтронов, создавая гигантские вихри, которые закручивают магнитное поле нейтронной звезды в странные структуры. Компаньон может в конечном итоге быть поглощен или потерять столько массы, что станет гравитационно свободным и улетит, как это могло быть в случае с ныне одиноким J0030.

Идет работа

NICER продолжает наблюдать за J0030 для дальнейшего повышения точности измерений радиуса. В то же время команда начинает анализировать данные со второй цели, немного более тяжелого пульсара с компаньоном в виде белого карлика. Другие астрономы использовали наблюдения за орбитальным танцем этой пары для определения массы пульсара, что означает, что у исследователей NICER есть независимое измерение, которое они могут использовать для проверки своих выводов.

NICER, который улавливает рентгеновские лучи с помощью 56 телескопов с золотым покрытием, установлен снаружи Международной космической станции. Фото: НАСА 9.0003

Среди целей NICER команда планирует включить как минимум пару пульсаров большой массы, в том числе нынешнего рекордсмена самой массивной нейтронной звезды — бегемота с массой в 2,14 раза больше массы Солнца. Это должно позволить исследователям определить верхний предел: точку, в которой нейтронная звезда коллапсирует в черную дыру. Теоретикам сложно объяснить даже объект с массой 2,14 солнечной. Несколько исследователей также предположили, что NICER сможет найти две нейтронные звезды с одинаковой массой, но разными радиусами. Это предполагает наличие точки перехода, в которой небольшие различия создают два отдельных ядра. Например, один может содержать в основном нейтроны, а другой может состоять из более экзотического материала.

Хотя NICER находится в авангарде, это не единственный инструмент, исследующий глубины пульсаров. В 2017 году Американская лазерно-интерферометрическая гравитационно-волновая обсерватория (LIGO) вместе с детектором Virgo в Италии уловили сигнал от столкновения и слияния двух нейтронных звезд 4 . Когда объекты перед столкновением вращались друг вокруг друга, они излучали гравитационные волны, которые содержали информацию о размере и структуре звезд. Колоссальное гравитационное влияние каждой звезды тянуло и деформировало своего партнера, превращая их из сфер в каплевидные формы. Количество искажений в эти последние моменты дает физикам ключ к пониманию податливости материала внутри нейтронных звезд.

Объект LIGO в Ливингстоне, штат Луизиана, зафиксировал второе столкновение нейтронной звезды в апреле прошлого года, и в любой момент можно будет обнаружить другие события. До сих пор два слияния только намекали на свойства недр нейтронных звезд, предполагая, что они не особенно деформируемы. Но нынешнее поколение установок не может наблюдать решающие финальные моменты, когда искривление было бы наибольшим и наиболее четко отображало бы внутренние условия.

Детектор гравитационных волн Камиока в Хида, Япония, как ожидается, будет введен в эксплуатацию в конце этого года, а Индийская инициатива по наблюдению за гравитационными волнами около Аунда Наганатха, Маратвада, в 2024 году. В сочетании с LIGO и Virgo они повысят чувствительность , потенциально даже фиксируя детали моментов, предшествовавших аварии.

Японский детектор присоединится к охоте за гравитационными волнами

Заглядывая в будущее, несколько запланированных инструментов могут проводить наблюдения, которые ускользают от NICER и современных обсерваторий гравитационных волн. Ожидается, что в 2027 году будет запущен китайско-европейский спутник под названием «Усовершенствованная рентгеновская синхронизация и поляриметрия», или eXTP, который будет изучать как изолированные, так и двойные нейтронные звезды, чтобы помочь определить их уравнение состояния. Исследователи также предложили космическую миссию, которая может полететь в 2030-х годах, под названием Spectroscopic Time-Resolving Observatory for Broadband Energy X-rays или STROBE-X. Он будет использовать метод горячих точек NICER, определяя массы и радиусы как минимум еще 20 нейтронных звезд с еще большей точностью.

Сердца нейтронных звезд, наверное, всегда будут хранить какие-то тайны. Но теперь физики, похоже, находятся в лучшем положении, чтобы начать снимать слои.