Насколько большой может быть нейтронная звезда? Астрофизики уточнили предельную массу нейтронных звезд.

Конечным продуктом эволюции звезд называют нейтронные звезды. Размерами и массой они просто поражают воображение! Имея размер до 20 км в диаметре, но массой как . Плотность вещества у нейтронной звезды во много раз превышает плотность атомного ядра. Появляются нейтронные звезды во время вспышек сверхновых.

Большинство известных нейтронных звезд имеют вес приблизительно 1,44 массы Солнца и равно пределу массы по Чандрасекара. Но теоретически возможно они могут иметь и до 2,5 масс . Самые тяжелые из открытых на сегодняшний момент имеет вес 1,88 Солнечной массы, и называется она – Vele X-1, и вторая с массой 1,97 Солнечной — PSR J1614-2230. При дальнейшем увеличение плотности звезда превращается уже в кварковую.

Магнитное поле у нейтронных звезд очень сильное и достигает 10 в12 степени Гс , у Земли поле равно 1Гс. Некоторые нейтронные звезды с 1990 года отождествлены как магнетары – это звезды у которых магнитные поля уходят далеко за пределы 10 в 14 степени Гс. При таких критических магнитных полях меняется и физика, появляются релятивистские эффекты (отклонение света магнитным полем), и поляризация физического вакуума. Нейтронные звезды были предсказаны, а уже за тем открыты.

Первые предположения были сделаны Вальтером Бааде и Фрицем Цвикки в 1933 году , они сделали предположение, что нейтронные звезды рождаются в результате взрыва сверхновой. По расчетам излучение этих звезд очень маленькое, его просто невозможно обнаружить. Но в 1967 году аспирантка Хьюиша Джоселин Белл открыла , который испускал регулярные радиоимпульсы.

Такие импульсы получались в результате быстрого вращения объекта, но обычные звезды от столь сильного вращения просто разлетелись бы, и поэтому решили, что это нейтронные звезды.

Пульсары в порядке убывания скорости вращения:

Эжектор это — радиопульсар. Малая скорость вращения и сильное магнитное поле. У такого пульсара магнитное поле и звезда вращается вместе с равной угловой скоростью. В определенный момент линейная скорость поля достигает скорости света и начинает превосходить ее. Дальше уже дипольное поле не может существовать, и линии напряженности поля рвутся. Двигаясь по этим линиям заряженные частицы достигают обрыва и срываются, таким образом они покидают нейтронную звезду и могут улетать на любое расстояние вплоть до бесконечности. Поэтому эти пульсары называют эжекторы (отдавать, извергать)- радиопульсары.

Пропеллер , у него уже нет такой скорости вращения как у эжектора, чтобы разгонять частицы до послесветовой скорости, по-этому быть радиопульсаром он не может. Но скорость вращения у него еще очень высока, вещество, захваченное магнитным полем не может еще упасть на звезду, то есть аккреция не происходит. Такие звезды изучены очень плохо, потому как наблюдать их практически невозможно.

Аккретор это — рентгеновский пульсар. Звезда вращается уже не так быстро и вещество начинает падать на звезду, падая по линия магнитного поля. Падая в районе полюса на твердую поверхность вещество разогревается до десятков миллионов градусов, в результате получается рентгеновское излучение. Пульсации происходя в результате того, что звезда еще вращается, а так как область падения вещества всего около 100 метров, то пятно это периодически пропадает из вида.

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

Дмитрий Трунин. Астрофизики уточнили предельную массу нейтронных звезд (неопр.) . nplus1.ru. Проверено 18 января 2018.
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 .
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 .

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.

С момента открытия нейтронных звезд в 1960-х годах ученые стремились ответить на очень важный вопрос: насколько массивными могут быть нейтронные звезды? В отличие от черных дыр, эти звезды не могут иметь произвольную массу. И вот астрофизикам из университета им. Гёте удалось вычислить верхний предел максимальной массы нейтронных звезд.

Имея радиус около 12 километров, и массу, которая может быть вдвое больше, чем у , нейтронные звезды входят в число самых плотных объектов во Вселенной, создавая гравитационные поля, сравнимые по мощности с полями, генерируемыми . Большинство нейтронных звезд имеют массу примерно в 1,4 раза больше, чем у Солнца, однако также известны примеры, такие как пульсар PSR J0348 + 0432, имеющий 2,01 массы Солнца.

Плотность этих звезд огромна, она примерно такова, как если бы Гималаи были сжаты до размеров пивной кружки. Однако есть основания полагать, что нейтронная звезда с максимальной массой сожмется до черной дыры, если бы будет добавлен хотя бы один нейтрон.

Вместе со своими учениками Элиасом Мостом и Лукасом Вейхом, профессор Лучиано Реццолла, физик, старший научный сотрудник Франкфуртского института перспективных исследований (FIAS) и профессор теоретической астрофизики в университете имени Гёте во Франкфурте, в настоящее время решили проблему, которая оставалась без ответа в течение 40 лет. Их вывод таков: с вероятностью до нескольких процентов максимальная масса невращающихся не может превышать 2,16 массы Солнца.

Основой для этого результата был подход «универсальных отношений», разработанный во Франкфурте несколько лет назад. Существование «универсальных отношений» подразумевает, что практически все нейтронные звезды «похожи друг на друга», что означает, что их свойства могут быть выражены в терминах безразмерных величин. Исследователи объединили эти «универсальные отношения» с данными о гравитационных волнах и электромагнитном излучении, полученными во время наблюдения в прошлом году двух нейтронных звезд в рамках эксперимента . Это значительно упрощает расчеты, поскольку делает их независимыми от уравнения состояния. Это уравнение является теоретической моделью, используемой для описания плотной материи внутри звезды, которая предоставляет информацию о ее составе на разных глубинах. Поэтому такая универсальная связь сыграла существенную роль в определении новой максимальной массы.

Полученный результат — хороший пример взаимодействия теоретических и экспериментальных исследований. «Прелесть теоретических исследований заключается в том, что она позволяет нам делать прогнозы. Теория, однако, отчаянно нуждается в экспериментах, чтобы сузить некоторые из ее неопределенностей», — говорит профессор Реццолла. «Поэтому весьма примечательно, что наблюдение единственного столкновения нейтронных звезд, произошедшее в миллионах световых лет от нас, в сочетании с универсальными отношениями, открытыми в нашей теоретической работе, позволило нам решить загадку, по поводу которой было так много спекуляций в прошлом».

Результаты были опубликованы в виде письма в астрофизическом журнале (Astrophysical Journal) . Всего несколько дней спустя исследовательские группы из США и Японии подтвердили полученные выводы, несмотря на то, что до сих пор придерживались разных и независимых подходов.

В астрофизике, как, впрочем, и в любой другой отрасли науки, наиболее интересны эволюционные проблемы, связанные с извечными вопросами «что было?» и «что будет?». Что случится со звездной массой, примерно равной массе нашего Солнца, мы уже знаем. Такая звезда, пройдя через стадию красного гиганта , станет белым карликом . Белые карлики на диаграмме Герцшпрунга - Рессела лежат в стороне от главной последовательности.

Белые карлики - конец эволюции звезд солнечной массы. Они являются своеобразным эволюционным тупиком. Медленное и спокойное угасание - конец пути всех звезд с массой, меньше солнечной. А что можно сказать о более массивных звездах? Мы увидели, что их жизнь полна бурными событиями. Но возникает естественный вопрос о том, чем же заканчиваются чудовищные катаклизмы, наблюдаемые в виде вспышек сверхновых?

В 1054 году на небе вспыхнула звезда-гостья. Она была видна на небе даже днем и погасла лишь через несколько месяцев. Сегодня мы видим остатки этой звездной катастрофы в виде яркого оптического объекта, обозначенного в каталоге туманностей Месье под номером M1. Это знаменитая Крабовидная туманность - остаток взрыва сверхновой.

В 40-х годах нашего столетия американский астроном В. Бааде начал изучать центральную часть «Краба» для того, чтобы попытаться отыскать в центре туманности звездный остаток от взрыва сверхновой. Кстати говоря, название «краб» этому объекту дал в XIX веке английский астроном лорд Росс. Бааде нашел кандидата на звездный остаток в виде звездочки 17т.

Но астроному не повезло, у него не было подходящей техники для детального исследования, и поэтому он не смог заметить, что звездочка эта мерцает, пульсирует. Будь период этих пульсаций яркости не 0,033 секунды, а, скажем, несколько секунд, Бааде, несомненно, заметил бы это, и тогда честь открытия первого пульсара принадлежала бы не А. Хьюишу и Д. Белл.

Лет за десять до того, как Бааде направил свой телескоп в центр Крабовидной туманности , физики-теоретики начали исследовать состояние вещества при плотностях, превышающих плотность белых карликов (106 - 107 г/см3). Интерес к этому вопросу возник в связи с проблемой конечных стадий эволюции звезд. Интересно, что одним из соавторов этой идеи был все тот же Бааде, который как раз и связал сам факт существования нейтронной звезды с взрывом сверхновой.

Если вещество сжимается до плотностей больших, чем плотность белых карликов, начинаются так называемые процессы нейтронизации. Чудовищное давление внутри звезды «вгоняет» электроны в атомные ядра. В обычных условиях ядро, поглотившее электроны, будет неустойчивым, поскольку оно содержит избыточное количество нейтронов. Однако в компактных звездах это не так. С увеличением плотности звезды электроны вырожденного газа постепенно поглощаются ядрами, и мало-помалу звезда превращается в гигантскую нейтронную звезду - каплю. Вырожденный электронный газ сменяется вырожденным нейтронным газом с плотностью 1014-1015 г/см3. Другими словами, плотность нейтронной звезды в миллиарды раз больше плотности белого карлика.

Долгое время эта чудовищная конфигурация звезды считалась игрой ума теоретиков. Понадобилось более тридцати лет, чтобы природа подтвердила это выдающееся предсказание. В те же 30-е годы было сделано еще одно важное открытие, которое оказало решающее влияние на всю теорию звездной эволюции. Чандрасекар и Л. Ландау установили, что для звезды, исчерпавшей источники ядерной энергии, существует некоторая предельная масса, когда звезда еще сохраняет устойчивость. При этой массе давление вырожденного газа еще в состоянии противостоять силам гравитации. Как следствие у массы вырожденных звезд (белые карлики, нейтронные звезды) существует конечный предел (предел Чандрасекара), превышение которого вызывает катастрофическое сжатие звезды, ее коллапс.

Отметим, что, если масса ядра звезды заключена между 1,2 М и 2,4 М, конечным «продуктом» эволюции такой звезды должна быть нейтронная звезда. При массе ядра менее 1,2 М эволюция приведет в конце концов к рождению белого карлика.

Что же представляет собой нейтронная звезда? Массу ее мы знаем, знаем также, что она состоит в основном из нейтронов, размеры которых также известны. Отсюда легко определить радиус звезды. Он оказывается близким к... 10 километрам! Определить радиус такого объекта действительно несложно, но очень трудно наглядно представить себе, что массу, близкую к массе Солнца, можно разместить в объекте, диаметр которого чуть больше длины Профсоюзной улицы в Москве. Это гигантская ядерная капля, сверхядро элемента, который не укладывается ни в какие периодические системы и имеет неожиданное, своеобразное строение.

Вещество нейтронной звезды обладает свойствами сверхтекучей жидкости! В этот факт на первый взгляд трудно поверить, но это так. Сжатое до чудовищных плотностей вещество напоминает в какой-то мере жидкий гелий. К тому же не следует забывать, что температура нейтронной звезды - порядка миллиарда градусов, а, как мы знаем, сверхтекучесть в земных условиях проявляется лишь при сверхнизких температурах.

Правда, для поведения самой нейтронной звезды температура особой роли не играет, поскольку устойчивость ее определяется давлением вырожденного нейтронного газа - жидкости. Строение нейтронной звезды во многом напоминает строение планеты. Помимо «мантии», состоящей из вещества с удивительными свойствами сверхпроводящей жидкости, такая звезда имеет тонкую твердую кору толщиной примерно в километр. Предполагается, что кора обладает своеобразной кристаллической структурой. Своеобразной потому, что в отличие от известных нам кристаллов, где строение кристалла зависит от конфигурации электронных оболочек атома, в коре нейтронной звезды атомные ядра лишены электронов. Поэтому они образуют решетку, напоминающую кубические решетки железа, меди, цинка, но, соответственно при неизмеримо более высоких плотностях. Далее идет мантия, о свойствах которой мы уже говорили. В центре нейтронной звезды плотности достигают 1015 граммов в кубическом сантиметре. Другими словами, чайная ложка вещества такой звезды весит миллиарды тонн. Предполагается, что в центре нейтронной звезды происходит непрерывное образование всех известных в ядерной физике, а также еще не открытых экзотических элементарных частиц.

Нейтронные звезды довольно быстро остывают. Оценки показывают, что за первые десять - сто тысяч лет температура падает от нескольких миллиардов до сотен миллионов градусов. Нейтронные звезды быстро вращаются, и это приводит к целому ряду очень интересных следствий. Кстати говоря, именно малые размеры звезды позволяют ей при быстром вращении оставаться целой. Будь ее диаметр не 10, а, скажем, 100 километров, она была бы просто разорвана центробежными силами.

Мы уже говорили об интригующей истории открытия пульсаров. Сразу же была высказана мысль, что пульсар - быстро вращающаяся нейтронная звезда, поскольку из всех известных звездных конфигураций лишь она одна могла бы остаться устойчивой, вращаясь с большой.скоростью. Именно изучение пульсаров позволило прийти к замечательному выводу о том, что открытые «на кончике пера» теоретиками нейтронные звезды действительно существуют в природе и возникают они в результате вспышек сверхновых. Трудности их обнаружения в оптическом диапазоне очевидны, поскольку из-за малого диаметра большинство нейтронных звезд нельзя увидеть в самые мощные телескопы, хотя, как мы видели, здесь есть и исключения - пульсар в Крабовидной туманности .

Итак, астрономы открыли новый класс объектов - пульсары , быстро вращающиеся нейтронные звезды. Возникает естественный вопрос: что является причиной столь быстрого вращения нейтронной звезды, почему, собственно говоря, она должна крутиться вокруг своей оси с огромной скоростью?

Причина этого явления проста. Мы хорошо знаем, как может увеличить скорость вращения фигурист, когда прижимает руки к телу. При этом он использует закон сохранения момента количества движения. Этот закон не нарушается никогда, и именно он при взрыве сверхновой во много раз увеличивает скорость вращения ее остатка - пульсара.

Действительно, в процессе коллапса звезды ее масса (то, что осталось после взрыва) не меняется, а радиус уменьшается примерно в сто тысяч раз. Но момент количества движения, равный произведению экваториальной скорости вращения на массу и на радиус, остается прежним. Масса не меняется, следовательно, скорость должна увеличиваться в те же сто тысяч раз.

Рассмотрим простой пример. Наше Солнце довольно медленно вращается вокруг собственной оси. Период этого вращения составляет примерно 25 суток. Так вот, если бы Солнце вдруг стало нейтронной звездой, период его вращения уменьшился бы до одной десятитысячной доли секунды.

Второе важное следствие из законов сохранения состоит в том, что нейтронные звезды должны быть очень сильно намагничены. В самом деле, в любом природном процессе мы не можем просто так взять и уничтожить магнитное поле (если оно уже существует). Магнитные силовые линии навсегда связаны с обладающим прекрасной электропроводностью веществом звезды. Величина магнитного потока на поверхности звезды равна произведению величины напряженности магнитного поля на квадрат радиуса звезды. Эта величина строго постоянна. Вот почему при сжатии звезды магнитное поле должно очень сильно увеличиться. Остановимся на этом явлении несколько подробнее, поскольку именно оно обусловливает многие удивительные свойства пульсаров.

На поверхности нашей Земли можно измерить напряженность магнитного поля. Мы получим небольшую величину около одного гаусса. В хорошей физической лаборатории можно получить магнитные поля величиной в миллион гаусс. На поверхности белых карликов напряженность магнитного поля достигает ста миллионов гаусс. Вблизи поля еще сильнее - до десяти миллиардов гаусс. Но на поверхности нейтронной звезды природа достигает абсолютного рекорда. Здесь напряженность поля может составлять сотни тысяч миллиардов гаусс. Пустота в литровой банке, содержащей внутри себя такое поле, весила бы около тысячи тонн.

Столь сильные магнитные поля не могут не повлиять (разумеется, в сочетании с гравитационным полем) на характер взаимодействия нейтронной звезды с окружающим веществом. Ведь мы пока еще не говорили о том, почему пульсары обладают огромной активностью, почему они излучают радиоволны. Да и не только радиоволны. На сегодняшний день астрофизикам хорошо известны рентгеновские пульсары, наблюдающиеся только в двойных системах, гамма-источники с необычными свойствами, так называемые рентгеновские барстеры.

Чтобы представить себе различные механизмы взаимодействия нейтронной звезды с веществом, обратимся к общей теории медленного изменения режимов взаимодействия нейтронных звезд с окружающей средой. Рассмотрим вкратце основные этапы такой эволюции. Нейтронные звезды - остатки вспышек сверхновых - вначале очень быстро вращаются с периодом 10 -2 - 10 -3 секунды. При таком быстром вращении звезда испускает радиоволны, электромагнитное излучение, частицы.

Одним иа наиболее удивительных свойств пульсаров является чудовищная мощность их излучения, в миллиарды раз превосходящая мощность излучения звездных недр. Так, например, мощность радиоизлучения пульсара в «Крабе» достигает 1031 эрг/сек, в оптике- 1034 эрг/сек, что гораздо больше, чем мощность излучения Солнца. Еще больше излучает этот пульсар в рентгеновском и гамма-диапазонах.

Как же устроены эти природные генераторы энергии? Все радиопульсары обладают одним общим свойством, которое и послужило ключом к разгадке механизма их действия. Это свойство заключается в том, что период излучения импульсов не остается постоянным, он медленно, увеличивается. Стоит отметить, что и это свойство вращающихся нейтронных звезд было сначала предсказано теоретиками, а затем очень быстро подтверждено экспериментально. Так, в 1969 году было установлено, что период излучения импульсов пульсара в «Крабе» растет на 36 миллиардных долей секунды в день.

Не будем сейчас говорить, каким образом измеряются столь малые промежутки времени. Для нас важен сам факт увеличения периода между импульсами, который, кстати говоря, дает возможность оценивать и возраст пульсаров. Но все-таки почему пульсар излучает импульсы радиоизлучения? Полностью это явление не объяснено в рамках какой-либо законченной теории. Но качественную картину явления можно тем не менее обрисовать.

Все дело в том, что ось вращения нейтронной звезды не совпадает с ее магнитной осью. Из электродинамики хорошо известно, что если вращать в вакууме магнит вокруг оси, которая не совпадает с магнитной, то возникнет электромагнитное излучение как раз на частоте вращения магнита. Одновременно будет тормозиться скорость вращения магнита. Это понятно из общих соображений, поскольку, если бы торможения не происходило, мы имели бы просто-напросто вечный двигатель.

Таким образом, наш передатчик черпает энергию радиоимпульсов из вращения звезды, а магнитное поле ее является как бы приводным ремнем машины. Реальный процесс намного сложнее, поскольку вращающийся в вакууме магнит лишь частично является аналогом пульсара. Ведь нейтронная звезда вращается отнюдь не в вакууме, она окружена мощной магнитосферой, плазменным облаком, а это хороший проводник, вносящий свои коррективы в нарисованную нами простую и довольно схематичную картину. В результате взаимодействия магнитного поля пульсара с окружающей его магнитосферой и образуются узкие пучки направленного излучения, которое при благоприятном «расположении светил» может наблюдаться в различных участках галактики, в частности на Земле.

Быстрое вращение радиопульсара в начале его жизни вызывает не только радиоизлучение. Значительная часть энергии уносится также релятивистскими частицами. По мере уменьшения скорости вращения пульсара давление излучения падает. До этого излучение отбрасывало плазму от пульсара. Теперь же окружающее вещество начинает падать на звезду и гасит ее излучение. Этот процесс может быть особенно эффективен, если пульсар входит в двойную систему. В такой системе, особенно если она достаточно тесная, пульсар перетягивает на себя вещество «нормального» компаньона.

Если пульсар молод и полон сил, его радиоизлучение еще в состоянии «пробиться» к наблюдателю. Но старый пульсар уже не в состоянии бороться с аккрецией, и она «тушит» звезду. По мере замедления вращения пульсара начинают проявляться и другие замечательные процессы. Поскольку гравитационное поле у нейтронной звезды очень мощное, при аккреции вещества выделяется значительное количество энергии в виде рентгеновского излучения. Если в двойной системе нормальный компаньон отдает пульсару заметное количество материи, примерно 10 -5 - 10 -6 М в год, нейтронная звезда будет наблюдаться не как радиопульсар, а как рентгеновский пульсар.

Но это еще не все. В некоторых случаях, когда магнитосфера нейтронной звезды находится близко к ее поверхности, вещество начинает там накапливаться, образуя своего рода оболочку звезды. В этой оболочке могут создаться благоприятные условия для прохождения термоядерных реакций, и тогда мы можем увидеть на небе рентгеновский барстер (от английского слова burst - «вспышка»).

Собственно говоря, этот процесс не должен выглядеть для нас неожиданным, мы уже говорили о нем применительно к белым карликам. Однако условия на поверхности белого карлика и нейтронной звезды сильно отличаются, и поэтому рентгеновские барстеры однозначно связываются именно с нейтронными звездами. Термо ядерные взрывы наблюдаются нами в виде рентгеновских вспышек и, быть может, гамма-всплесков. И действительно, некоторые гамма-всплески могут быть, по всей видимости, обусловлены термоядерными взрывами на поверхности нейтронных звезд.

Но вернемся к рентгеновским пульсарам. Механизм их излучения, естественно, совершенно иной, нежели у барстеров. Ядерные источники энергии здесь уже не играют никакой роли. Кинетическая энергия самой нейтронной звезды также не может быть согласована с данными наблюдений.

Возьмем для примера рентгеновский источник Центавр Х-1. Его мощность составляет 10 эрг/сек. Стало быть, запаса этой энергии могло бы хватить только на один год. Кроме того, вполне очевидно, что период вращения звезды в этом случае должен был бы увеличиваться. Однако у многих рентгеновских пульсаров в отличие от радиопульсаров период между импульсами со временем уменьшается. Значит, здесь дело не в кинетической энергии вращения. Как же работают рентгеновские пульсары?

Мы помним, что проявляются они в двойных системах. Именно там процессы аккреции особенно эффективны. Скорость падения вещества на нейтронную звезду может достигать одной трети скорости света (100 тысяч километров в секунду). Тогда один грамм вещества выделит энергию 1020 эрг. А чтобы обеспечить энерговыделение в 1037 эрг/сек, необходимо, чтобы поток вещества на нейтронную звезду составлял 1017 граммов в секунду. Это, в общем-то, не очень много, около одной тысячной массы Земли в год.

Поставщиком материала может быть оптический компаньон. С части поверхности его по направлению к нейтронной звезде будет непрерывно течь струя газа. Она и будет снабжать и энергией, и веществом аккреционный диск, образующийся вокруг нейтронной звезды.

Поскольку у нейтронной звезды огромное магнитное поле, газ будет «стекать» по магнитным силовым линиям к полюсам. Именно там, в сравнительно небольших «пятнах» размером порядка всего лишь одного километра, разыгрываются грандиозные по своим масштабам процессы рождения мощнейшего рентгеновского излучения. Излучают рентген релятивистские и обычные электроны, движущиеся в магнитном поле пульсара. Падающий на него газ может и «подпитывать» его вращение. Поэтому-то именно у рентгеновских пульсаров наблюдается в ряде случаев уменьшение периода вращения.

Рентгеновские источники, входящие в двойные системы,- одно из самых замечательных явлений в космосе. Их немного, вероятно, не более сотни в нашей Галактике, но значение их огромно не только с точки зрения , в частности для понимания I типа. Двойные системы обеспечивают наиболее естественный и эффективный путь перетекания вещества от звезды к звезде, и именно здесь (за счет сравнительно быстрого изменения массы звезд) мы можем столкнуться с различными вариантами «ускоренной» эволюции.

Еще одно интересное соображение. Мы знаем, как трудно, практически невозможно оценить массу одиночной звезды. Но поскольку нейтронные звезды входят в двойные системы, может оказаться, что рано или поздно удастся эмпирически (а это чрезвычайно важно!) определить предельную массу нейтронной звезды, а также получить прямую информацию о ее происхождении.