Нейтронные звезды состоят из. Нейтронные звёзды. Пограничные слои вблизи компактных объектов

Kevin Gill / flickr.com

Немецкие астрофизики уточнили максимально возможную массу нейтронной звезды, опираясь на результаты измерений гравитационных волн и электромагнитного излучения от . Оказалось, что масса невращающейся нейтронной звезды не может быть больше 2,16 масс Солнца, говорится в статье, опубликованной в Astrophysical Journal Letters .

Нейтронные звезды - это сверхплотные компактные звезды, которые образуются во время вспышек сверхновых. Радиус нейтронных звезд не превышает нескольких десятков километров, а масса может быть сравнима с массой Солнца, что приводит к огромной плотности вещества звезды (порядка 10 17 килограмм на кубический метр). В то же время, масса нейтронной звезды не может превышать определенный предел - объекты с большими массами коллапсируют в черные дыры под действием собственной гравитации.

По различным оценкам, верхняя граница для массы нейтронной звезды лежит в диапазоне от двух до трех масс Солнца и зависит от уравнения состояния вещества, а также от скорости вращения звезды. В зависимости от плотности и массы звезды ученые выделяют несколько различных типов звезд, схематичная диаграмма изображена на рисунке. Во-первых, не вращающиеся звезды не могут иметь массу, большую M TOV (белая область). Во-вторых, когда звезда вращается с постоянной скоростью, ее масса может быть, как меньше M TOV (светло-зеленая область), так и больше (ярко-зеленая), но все же не должна превышать еще один предел, M max . Наконец, нейтронная звезда с переменной скоростью вращения теоретически может иметь произвольную массу (красные области разной яркости). Впрочем, всегда следует помнить, что плотность вращающихся звезд не может быть больше определенной величины, иначе звезда все равно коллапсирует в черную дыру (вертикальная линия на диаграмме отделяет стабильные решения от нестабильных).

Диаграмма различных типов нейтронных звезд в зависимости от их массы и плотности. Крестом отмечены параметры объекта, образовавшегося после слияния звезд двойной системы, пунктирными линиями - один из двух вариантов эволюции объекта

L. Rezzolla et al. / The Astrophysocal Journal

Группа астрофизиков под руководством Лучиано Реццолла (Luciano Rezzolla) установила новые, более точные ограничения на максимально возможную массу не вращающейся нейтронной звезды M TOV . В своей работе ученые использовали данные предыдущих исследований, посвященных процессам, которые происходили в системе двух сливающихся нейтронных звезд и привели к излучению гравитационных (событие GW170817) и электромагнитных (GRB 170817A) волн. Одновременная регистрация этих волн оказалось очень важным событием для науки, подробнее про него можно прочитать в нашей и в материале .

Из предыдущих работ астрофизиков следует , что после слияния нейтронных звезд образовалась гипермассивная нейтронная звезда (то есть ее масса M > M max), которая в дальнейшем развивалась по одному из двух возможных сценариев и через небольшой промежуток времени превратилась в черную дыру (пунктирные линии на диаграмме). Наблюдение за электромагнитной компонентой излучения звезды указывает на первый сценарий , в котором барионная масса звезды остается практически постоянной, а гравитационная масса относительно медленно уменьшается за счет излучения гравитационных волн. С другой стороны, гамма-всплеск от системы пришел практически одновременно с гравитационными волнами (всего на 1,7 секунды позже), а значит, точка превращения в черную дыру должна лежать близко к M max .

Поэтому если проследить эволюцию гипермассивной нейтронной звезды обратно до начального состояния, параметры которого были с хорошей точностью рассчитаны в предыдущих работах, можно найти значение интересующей нас M max . Зная M max , несложно уже найти M TOV , поскольку эти две массы связаны соотношением M max ≈ 1,2 M TOV . В этой статье астрофизики выполнили такие вычисления, используя так называемые «универсальные соотношения» , которые связывают параметры нейтронных звезд различной массы и не зависят от вида уравнения состояния их вещества. Авторы подчеркивают, что их вычисления используют только простые предположения и не опираются на численное моделирование. Конечный результат для максимально возможной массы составил от 2,01 до 2,16 масс Солнца. Нижняя граница для нее была получена раньше в результате наблюдений за массивными пульсарами в двойных системах - проще говоря, максимальная масса не может быть меньше 2,01 масс Солнца, поскольку астрономы в действительности наблюдали нейтронные звезды с такой большой массой.

Ранее мы писали о том, как астрофизики с помощью компьютерных симуляций на массу и радиус нейтронных звезд, слияние которых привело к событиям GW170817 и GRB 170817A.

Дмитрий Трунин

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 (10 14 -10 15 г/см 3) 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/см 3 в различных частях звезды.

Нейтрино, образующиеся в момент коллапса сверхновой, быстро охлаждают нейтронную звезду. Её температура по оценкам падает с 10 11 до 10 9 К за время около 100 с. Дальше темп остывания уменьшается. Однако он высок по космическим масштабам. Уменьшение температуры с 10 9 до 10 8 К происходит за 100 лет и до 10 6 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 10 10 –10 14 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

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.

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.

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.