Нейтронные звёзды и пульсары
Linas JuozėnasПоделиться
Knowledge Ark · Вселенная · Глава 04 / Статья 06
Нейтронные звёзды & импульсы, которые их обнаруживают
Остаток диаметром всего в несколько десятков километров может содержать массу больше солнечной. Его повторяющиеся сигналы позволяют исследовать плотное вещество, отслеживать невидимых компаньонов и проверять поведение гравитации.
Маленькая звезда с огромной историей
Яркая сверхновая - лишь один этап этой истории. Выжившая нейтронная звезда может продолжать вращаться, остывать и взаимодействовать с окружающей средой ещё долго после того, как вспышка угаснет.
Некоторые из этих объектов обнаруживают себя как пульсары. Их повторяющиеся сигналы превращают иначе далёкую неразрешённую звезду в объект, за которым астрономы могут следить с чрезвычайной точностью.[8]
В предыдущей статье рассматривались массивные звёзды: сверхгиганты и сверхновые с коллапсом ядра. Здесь мы проследим за компактным остатком и подсказками, которые несёт его излучение.
Как образуется нейтронная звезда?
Во время коллапса ядра массивной звезды захват электронов ядрами и свободными протонами делает вещество более обогащённым нейтронами и приводит к образованию нейтрино. Коллапс внутренней области длится долю секунды. При очень высокой плотности вещество сопротивляется дальнейшему сжатию, и может сформироваться горячая протонейтронная звезда.[1]
Этот новорождённый объект эволюционирует, теряя тепло и захваченные нейтрино. Давление, возникающее благодаря квантовой физике и сильным ядерным взаимодействиям, может поддерживать стабильную нейтронную звезду, если остаток не станет слишком массивным для своего конкретного состояния.[2]
Железное ядро требуется не во всех случаях: некоторые нейтронные звёзды образуются в результате коллапса кислородно-неоновых ядер с электронным захватом. Коллапс также не начинается при одной универсальной массе ядра. Имеют значение состав и структура умирающей звезды.[1]
Масса
1,4 СолнцаПоказательный пример, а не масса, общая для всех нейтронных звёзд.
Диаметр
24 кмВ этом примере используется радиус 12 км. Не следует путать радиус и диаметр.
Простая средняя плотность
3.8 × 1014 г/см3Рассчитано по массе и сферическому объёму из примера; центральная плотность выше.
Это иллюстративные значения, а не измерения одной конкретной звезды. Масса, радиус и плотность нейтронной звезды связаны физикой плотного вещества.[3]
Какой максимальной массы может достигать нейтронная звезда?
Наблюдения подтверждают существование нейтронных звёзд с массами около двух Солнц. Жизнеспособное описание их внутреннего строения должно допускать как минимум такие измеренные массы; наблюдения не устанавливают одно точное максимальное значение.[4]
Обычно используемая максимальная масса по пределу TOV относится к холодной невращающейся нейтронной звезде для выбранного уравнения состояния. Вращение может поддерживать дополнительную массу. Для горячего быстро меняющегося остатка требуется дополнительное моделирование, поэтому «2,2 солнечной массы» не следует считать универсальной границей между нейтронными звёздами и чёрными дырами.[5]
Что находится внутри нейтронной звезды?
Нейтронная звезда - не однородный шар из нейтронов. Её внешние слои и глубокие внутренние области находятся в совершенно разных физических условиях. Следующая схема - полезная отправная точка для зрелой звезды, хотя в центральной области остаются важные неопределённости.[2], [6], [7]
Внешняя кора
Ядра образуют твёрдую решётку, окружённую электронами. Плотность увеличивается с глубиной, но кора не везде плотнее атомного ядра.[6]
Внутренняя кора
Нейтроны начинают существовать вне отдельных ядер. Эту область занимают ядерные кластеры, эти несвязанные нейтроны и электроны.[6]
Внешнее ядро
Согласно традиционным моделям, внутри находятся главным образом нейтроны, а также протоны, электроны и, при подходящих условиях, мюоны. Состав вещества сложнее, чем можно предположить по его названию.[7]
Самые глубокие внутренние слои
Могут существовать и ещё более необычные составляющие или фазы, включая гипероны или деконфинированные кварки. Их присутствие - вопрос, который исследуют учёные.[7]
У основания коры модели могут показывать вытянутые или похожие на лист структуры, получившие прозвище ядерная паста. Это предполагаемые возможности, а не подтверждённый слой, присутствующий в каждой нейтронной звезде. История аккреции также может изменить состав коры.[6]
Почему пульсар кажется мерцающим?
Мы обнаруживаем нейтронную звезду как пульсар, когда вращение направляет повторяющуюся картину излучения в нашу линию зрения. Знакомая модель маяка иллюстрирует это магнитной осью, наклонённой относительно оси вращения, и радиолучами, связанными с областями магнитных полюсов.[8], [9]
Звезда не включает и не выключает всю свою светимость с каждым импульсом. Картина повторяется по мере её вращения, и профиль может содержать более одного пика за оборот. Если направление нашего наблюдения не пересекает соответствующую область излучения, эту нейтронную звезду могут не обнаружить как пульсар в данном диапазоне длин волн.[8], [9]
Для радиоизлучения, рентгеновских и гамма-лучей нужны разные представления
Магнитосфера — это окружающая область, где магнитное поле звезды организует движение заряженных частиц. Её плазма может порождать излучение несколькими способами и в разных местах. Импульсы высоких энергий могут возникать далеко от поверхности, в том числе в токовых слоях возле светового цилиндра или за его пределами — радиуса, на котором жёсткое совместное вращение потребовало бы движения со скоростью света.
Таким образом, одинаковые узкие лучи прожектора не являются адекватной моделью на всех длинах волн. Детальный механизм, порождающий когерентное радиоизлучение, также пока изучен не полностью.[9]
Сильные магнитные поля играют центральную роль в этом поведении. Их происхождение и эволюция связаны не только со сжатием: важны также усиление в новорождённой звезде, внутреннее развитие и история аккреции. Поля, оцениваемые по замедлению вращения, описывают зависящий от модели крупномасштабный компонент, а не дают полного измерения поля во всех областях.[8], [11]
Для ориентира: обычные радиопульсары часто имеют оценочные дипольные магнитные поля порядка 1012 гаусс, тогда как переработанные миллисекундные пульсары обычно имеют поля порядка 108–109 гаусс. Один гаусс равен 10−4 тесла. Это характерные значения, а не строгие границы классификации.[8], [10]
Что питает излучение?
Пульсирующий сигнал показывает, что яркость регулярно меняется. Чтобы понять объект, нужно также спросить, откуда берётся его энергия. Обнаружение рентгеновского или радиоизлучения само по себе не даёт ответа на этот вопрос.[8]
| Источник энергии | Что обеспечивает энергией? | Полезный пример или различие |
|---|---|---|
| Вращение | Звезда теряет энергию вращения из-за электромагнитных крутящих моментов и потоков частиц. | Пульсары, энергия которых обеспечивается вращением, могут излучать в нескольких диапазонах длин волн. |
| Аккреция | Падающий газ высвобождает гравитационную энергию. | Аккреция, направляемая магнитным полем, может создавать вращающиеся области рентгеновского излучения. |
| Магнитная эволюция | Запасённая магнитная энергия рассеивается. | Это имеет ключевое значение для активности и вспышек магнитаров. |
| Запасённое тепло | Звезда остывает и излучает со своей поверхности. | Неравномерная температура поверхности может вызывать тепловые пульсации в рентгеновском диапазоне. |
Это источники энергии, а не взаимоисключающие обозначения целых объектов. Нейтронная звезда может демонстрировать более одного компонента.[8], [11]
Торможение вращения постепенно расходует энергию вращения
Сжимающееся ядро может вращаться быстрее, поскольку его масса перемещается ближе к оси вращения. Перенос и потери углового момента влияют на то, какое вращение наследует нейтронная звезда. Её последующее вращение отражает как условия рождения, так и дальнейшую эволюцию.[8]
Для изолированного пульсара, энергия которого обеспечивается вращением, долгосрочная тенденция обычно направлена к увеличению периода вращения: на каждый полный оборот требуется больше времени. Измерение периода P и скорости его изменения Ṗ помогает астрономам оценить, как эволюционирует звезда.[10]
Может ли вращение рассказать нам о возрасте звезды?
τc = P / (2Ṗ)
Изменяющийся крутящий момент, значительный период вращения при рождении или кажущееся изменение периода, вызванное движением звезды, могут сильно отличать эту оценку от истинного возраста. Характерный возраст — это основанная на модели подсказка, особенно после переработки, а не независимое свидетельство о дате рождения.[22]
Глитчи показывают, что внутренние области могут обмениваться угловым моментом
Некоторые пульсары внезапно начинают вращаться немного быстрее — это событие называется глитчем. Одно из ведущих объяснений предполагает, что более быстро вращающаяся внутренняя нейтронная сверхтекучая жидкость передаёт угловой момент коре и другим связанным с ней компонентам. Причины запуска, участвующие области и восстановление всё ещё исследуются.[12]
Модели также предсказывают условия, при которых может прекратиться образование пар частиц, поддерживающее радиоизлучение. Часто изображаемая линия смерти — это теоретический ориентир, а не чёткая универсальная граница и не гарантия того, что всякое другое излучение исчезнет.[23]
Как перерабатываются миллисекундные пульсары?
Нейтронная звезда в тесной двойной системе может аккрецировать вещество от своего компаньона. Глубокий гравитационный потенциал делает это падение эффективным источником излучения. Газ может поступать через диск или из ветра компаньона — в зависимости от системы.[8]
Если магнитное поле направляет поток на ограниченные области поверхности, вращение может многократно поворачивать эти яркие области к наблюдателю, создавая рентгеновские импульсы. Другие аккрецирующие нейтронные звёзды не демонстрируют легко обнаружимых устойчивых пульсаций.[8]
Аккреция может раскрутить звезду
Продолжительный перенос вещества через диск может ускорить вращение старой нейтронной звезды. После фазы аккреции её можно наблюдать как быстро вращающийся пульсар, черпающий энергию из вращения.[10]
Нынешний компаньон не всегда раскрывает всю историю. Некоторые переработанные пульсары обращаются вокруг белых карликов, тогда как другие становятся изолированными после последующей эволюции двойной системы или взаимодействий. Многие из них демонстрируют исключительно стабильные временные характеристики при длительных наблюдениях, хотя и не полностью свободны от шума.[10]
Как астрономы используют пульсары для проверки теории гравитации?
Модель временных характеристик предсказывает, когда импульсы должны прийти к телескопу. Она учитывает вращение звезды, её положение и движение, возможную двойную орбиту и распространение сигнала через межзвёздную плазму. Разности между измеренным и предсказанным временем прихода называются остаточными отклонениями времени прихода.[8], [10]
Наблюдение за орбитой
Орбитальное движение пульсара изменяет расстояние, которое проходят его сигналы. Возникающий при этом рисунок позволяет обнаруживать компаньонов, в том числе объекты, дающие очень мало света.[8]
Двойной пульсар Халса-Тейлора PSR B1913+16 предоставил доказательства излучения гравитационных волн благодаря постепенному уменьшению размера своей орбиты. Долговременные измерения согласуются с потерей энергии, предсказанной общей теорией относительности, после внесения соответствующих поправок на движение.[14]
Двойной пульсар PSR J0737−3039A/B демонстрирует несколько релятивистских эффектов в одной системе. В анализе 2021 года использовали 16 лет наблюдений для проведения строгих проверок гравитации в присутствии сильно самогравитирующих тел.[15]
Массив часов размером с галактику
Массив синхронизации пульсаров сравнивает точные временные данные от множества миллисекундных пульсаров. Гравитационные волны, проходящие между этими звёздами и Землёй, могут оставлять связанные изменения времени прихода сигналов по всему небу.
В 2023 году NANOGrav сообщила о свидетельствах корреляций, соответствующих модели Хеллингса-Дау́нса, ожидаемой от фона гравитационных волн. Модель зависит от углового расстояния между пульсарами, помогая отличить её от несвязанного шума.[16]
Эти измерения исследуют волны в наногерцовом диапазоне с очень большими периодами. Популяция двойных систем со сверхмассивными чёрными дырами является ведущей интерпретацией сигнала, но одни лишь корреляции не позволяют однозначно определить его источники. Здесь нейтронные звёзды служат часами для обнаружения волн, возникших в других местах.[16]
Что раскрывают рентгеновские лучи и слияния нейтронных звёзд?
Отклонение света помогает ограничить размер звезды
Сильная гравитация отклоняет свет, покидающий поверхность нейтронной звезды. Когда горячие области вращаются, появляясь в поле зрения и исчезая из него, это отклонение изменяет наблюдаемый профиль рентгеновских импульсов. На характер сигнала влияют масса звезды, её радиус, вращение, геометрия наблюдения и излучение поверхности.
Исследователи использовали наблюдения NICER, чтобы подобрать физические модели этих профилей и ограничить значения масс и радиусов. Излучение атмосферы, фоновое излучение и геометрию горячих областей необходимо моделировать очень тщательно. В результате получают оценку с неопределённостями, а не фотографию поверхности с разрешением.[17]
Например, анализы массивного пульсара PSR J0740+6620 объединяют данные рентгеновских наблюдений с информацией о радиовремени́. Такие измерения проверяют, могут ли предложенные уравнения состояния описывать звёзды с наблюдаемым сочетанием массы и размера.[4]
GW170817 связал гравитацию со светом
За сигналом гравитационных волн от сближения двойной системы нейтронных звёзд последовали короткий гамма-всплеск и оптический-инфракрасный транзиент, называемый килоновой. Затем обсерватории наблюдали за изменяющимся источником во всём электромагнитном спектре.[18]
Свет килоновой исходил от расширяющегося выброса, нагретого радиоактивным распадом. Богатое нейтронами вещество, покидающее место слияния, могло образовывать более тяжёлые ядра посредством быстрого захвата нейтронов, r-процесса.[19]
Более поздний анализ выявил в спектрах стронций, предоставив свидетельство наличия вещества, захваченного нейтронами и связанного со слиянием. Для определения полного содержания каждого тяжёлого элемента недостаточно обнаружить одну спектральную особенность.[20]
Сигнал гравитационных волн может ограничить степень деформации звёзд под действием гравитации друг друга. Последствия слияния также зависят от их масс и уравнения состояния: остаток может немедленно коллапсировать в чёрную дыру или оставаться нейтронной звездой в течение некоторого времени. Наблюдения GW170817 не выявили однозначным образом непосредственно наблюдаемый конечный остаток.[3], [19]
Как нейтронная звезда влияет на своё окружение?
Пульсар, энергия которого поддерживается вращением, может создавать релятивистский ветер из частиц и электромагнитной энергии. Когда этот поток ограничен окружающей средой, он может раздувать туманность пульсарного ветра. Туманность Крабовидная - знакомый пример.
Энергичные частицы излучают, проходя через магнитные поля, создавая синхротронное излучение. Они также могут повышать энергию фотонов с низкой энергией посредством обратного комптоновского рассеяния. Поэтому туманность показывает, как энергия вращающейся звезды достигает гораздо большего объёма пространства.[21]
Туманность пульсарного ветра отличается от расширяющегося выброса и ударно нагретого газа исходного остатка сверхновой, хотя они могут взаимодействовать. Это не особая стадия, которая начинается только после того, как пульсар перестаёт испускать радиоимпульсы. Её эволюция зависит от ветра, окружающего остатка и движения пульсара.[21]
Что ещё предстоит понять?
Самая глубокая материя
Какие частицы и фазы присутствуют в центральных областях и как они определяют давление и максимальную массу?[2], [7]
Радиоизлучение
Как плазма магнитосферы организуется, создавая наблюдаемые когерентные импульсы и меняющиеся формы?[9]
Изменяющийся спин
Что вызывает сбои вращения и насколько сильно связаны между собой различные внутренние компоненты звезды?[12]
Каждое наблюдение исследует отдельную часть одного и того же объекта. Тайминг отслеживает его вращение и движение; спектры и профили импульсов позволяют определить свойства его излучения; слияния исследуют его реакцию на экстремальную гравитацию. Вместе они позволяют астрономам изучать материю в условиях, далеко выходящих за пределы доступных в лаборатории.[3]
Импульсы несут больше, чем просто ритм.
Нейтронные звёзды сохраняют плотные остатки коллапса звёзд. Когда их излучение снова и снова проходит через нашу линию зрения, этот ритм становится способом исследовать внутреннее строение звезды, её компаньонов и пространство-время между ней и Землёй.
Далее изучите, что происходит, когда магнитная энергия выходит на первый план: Магнетары: экстремальные магнитные поля.
Источники и дополнительная литература
Научные статьи и обзоры авторов. Диаграммы схематичны; пример массы, размера и плотности носит иллюстративный характер. Наблюдательные выводы и неопределённая физика внутреннего строения различаются в тексте.
- Burrows (2013) — Коллоквиум: перспективы теории сверхновых с коллапсом ядраНеустойчивость ядра, нейтронизация, отскок и формирование горячего компактного остатка.
- Lattimer & Prakash (2016) — Уравнение состояния горячего плотного вещества и нейтронные звёздыДавление, состав и устойчивость плотного звёздного вещества.
- Lattimer (2021) — Нейтронные звёзды и уравнение состояния ядерной материиКак масса, радиус и наблюдения нейтронных звёзд ограничивают свойства ядерной материи.
- Dittmann и др. (2024) — Более точное измерение радиуса PSR J0740+6620 с использованием обновлённых данных NICERИсследование массы и радиуса нейтронной звезды с измеренной массой около двух солнечных масс.
- Breu & Rezzolla (2016) — Максимальная масса, момент инерции и компактность релятивистских звёздРазличие между максимальной массой невращающейся звезды и дополнительной опорой, обеспечиваемой вращением.
- Chamel & Haensel (2008) — Физика кор нейтронных звёздВнешняя и внутренняя коры, нейтронный дрейп, ядерная «паста» и влияние аккреции.
- Baym и др. (2018) — От адронов к кваркам в нейтронных звёздах: обзорОбычная ядерная материя, возможные более глубокие фазы и неопределённости во внутреннем ядре.
- Kaspi & Kramer (препринт 2016 года) — Радиопульсары: популяция нейтронных звёзд и фундаментальная физикаПопуляции пульсаров, источники энергии, эволюция двойных систем и применение высокоточного тайминга.
- Philippov & Kramer (2022) — Магнитосферы пульсаров и их излучениеПлазма, области радио- и высокоэнергетического излучения и нерешённые вопросы о излучении пульсаров.
- Lorimer (2008) — Двойные и миллисекундные пульсарыПереработка, замедление вращения, характерный возраст и интерпретация тайминга пульсаров.
- Kaspi & Beloborodov (2017) — МагнетарыМагнитная энергия, эволюция поля и связь между магнетарами и другими нейтронными звёздами.
- Haskell & Melatos (2015) — Модели глитчей пульсаровВнезапные изменения скорости вращения и модели, предусматривающие передачу углового момента от внутренней сверхтекучей среды.
- Galloway & Keek (2021) — Термоядерные рентгеновские вспышкиНеустойчивое горение аккрецированного топлива на поверхностях нейтронных звёзд; препринт впервые был размещён в 2017 году.
- Weisberg & Huang (2016) — Релятивистские измерения по синхронизации двойного пульсара PSR B1913+16Орбитальное сближение и другие релятивистские измерения в двойном пульсаре Халса — Тейлора.
- Kramer et al. (2021) — Проверки гравитации в сильном поле с помощью двойного пульсараПрецизионные проверки релятивистской гравитации с использованием PSR J0737−3039A/B.
- Agazie et al. / NANOGrav (2023) — 15-летний набор данных NANOGrav: свидетельства существования фона гравитационных волнКоррелированные вариации времени прихода импульсов пульсара с угловой структурой, ожидаемой от фона гравитационных волн.
- Bogdanov et al. (2021) — Ограничение соотношения массы и радиуса нейтронной звезды и уравнения состояния плотной материи с помощью NICER. III. Описание модели и проверка кодов оценки параметровКак модели профиля рентгеновских импульсов ограничивают массу и радиус и как эти модели проверяются.
- Abbott et al. (2017) — Мультимессенджерные наблюдения слияния двойной системы нейтронных звёздНаблюдения гравитационных волн и электромагнитного излучения, связанные с GW170817.
- Metzger (2019) — КилоновыеРадиоактивный нагрев выброса при слиянии, изменение блеска килоновой и связи с плотной материей.
- Watson et al. (2019) — Обнаружение стронция при слиянии двух нейтронных звёздСпектроскопические свидетельства свежего образования вещества, созданного в результате захвата нейтронов, в килоновой GW170817.
- Gaensler & Slane (2006) — Эволюция и структура туманностей пульсарного ветраРелятивистские ветры, синхротронное и обратное комптоновское излучение, а также изменение туманности вокруг пульсара.
- Kızıltan & Thorsett (2010) — Возраст миллисекундных пульсаров: следствия эволюции двойных систем и предельного периода вращенияПочему характерный возраст по замедлению вращения может значительно отличаться от фактического возраста, особенно после переработки.
- Beskin & Istomin (2022) — Пересмотр линии смерти пульсаров — II. «Долина смерти»Зависимость границ, связанных с рождением пар и радиоизлучением, от модели.
Все статьи в этой главе
- Молекулярные облака и протозвёзды
- Звёзды главной последовательности: синтез водорода
- Пути ядерного синтеза
- Звёзды малой массы: красные гиганты и белые карлики
- Массивные звёзды: сверхгиганты и сверхновые с коллапсом ядра
- Нейтронные звёзды и пульсары — вы здесь
- Магнетары: экстремальные магнитные поля
- Звёздные чёрные дыры
- Нуклеосинтез: элементы тяжелее железа
- Двойные звёзды и экзотические явления