Нейтронные звёзды — это сверхплотные остатки массивных звёзд после вспышки (взрыва) сверхновой звезды. Их можно представить как «космические ядра» звезды: вещество там настолько сжато, что обычная физика атомов начинает работать иначе.
Как они появляются
Обычно нейтронные звёзды возникают, когда звезда с достаточно большой массой исчерпывает топливо и коллапсирует. Если масса ядра после завершения термоядерных стадий попадает в «коридор», где коллапс не приводит к образованию чёрной дыры, появляется нейтронная звезда.
Типичный сценарий:
- выгорание топлива → 2) коллапс ядра → 3) катастрофическое сжатие и плотность растёт → 4) механизмы ядерной физики «останавливают» дальнейшее сжатие → 5) формируется нейтронная звезда.
Масса, размер, плотность
Нейтронная звезда обычно имеет:
- массу порядка 1.2–2.0 солнечных (иногда больше)
- радиус примерно 10–13 км.
Переводя это в плотность: атомное вещество сжимается так, что электроны и протоны оказываются преобразованы в нейтроны. В центре может быть ещё более редкая фаза вещества но точный состав — одна из сложных задач астрофизики.
«Внутренняя архитектура»: слои нейтронной звезды
Упрощённо можно думать так (реальные детали сложнее):
- Атмосфера/наружная кора (толщина маленькая по астрономическим меркам): там могут быть тонкие оболочки с обычными элементами, часто с очень сильным магнитным полем.
- Кора: плотность растет, вещество переходит к сильно сжатым формам.
- Внутренняя область: там уже преобладает нейтронная материя;
- Центр: возможны формы с ещё более редким веществом
Магнитные поля и почему они важны
У нейтронных звёзд почти всегда очень сильные магнитные поля:
обычные пульсары: примерно 10¹² Гаус
магнетары: 10¹⁴–10¹⁵ Гаусс
Такие поля:
удерживают плазму в магнитосфере и определяют излучение;
влияют на торможение (потерю энергии);
могут вызывать мощные «звёздотрясения» и всплески гамма и рентгеновского излучения у магнетаров.
Как они излучают
1) Пульсары
Классический образ — пульсар: нейтронная звезда быстро вращается и имеет «горячие зоны «, откуда излучение выходит в разные направления. Если направление излучения проходит через нас, мы видим импульсы с периодом вращения.
Периоды обычно варьируют:
от миллисекунд у «миллисекундных пульсаров»
до долей секунды и больше у молодых.
Почему период со временем меняется?
Пульсар теряет энергию из-за излучения и взаимодействия магнитного поля с плазмой. Это приводит к постепенному увеличению периодов.
Наблюдение в разных диапазонах
Нейтронные звёзды могут быть видны в радиодиапазоне, оптике (оптический телескоп), ультрафиолете, рентгене и гамма-диапазоне — в зависимости от типа объекта и геометрии
Типы нейтронных звёзд
Обычные радиопульсары
Характерны регулярные импульсы в радиодиапазоне.
Рентгеновские пульсары (в бинарных системах)
Часто нейтронная звезда — часть двойной системы. Тогда газ со звезды-компаньона падает на магнитные полюса, формируется область аккреции, и излучение становится ярким (в рентгене)
Миллисекундные пульсары
Нейтронную звезду раскручивает аккреция вещества. Очень «быстро крутящиеся» нейтронные звёзды с периодами вращения порядка 1–10 миллисекунд
Магнетары
Появляются, когда магнитное поле очень сильное. Обычно их можно узнать по:
вспышкам в рентгене/гамма (диапазоне),
особенностям спектра, связанными с магнитными полями и активностью
Сверхтекучесть, «глитчи» и звёздотрясения
Пульсары могут показывать внезапные изменения вращения — «глитчи». А магнетары могут проявлять активность, похожую на «звёздотрясения» из-за напряжений в коре под действием магнитного поля.
Почему нейтронные звёзды — ключ к физике при экстремальных условиях
- плотность выше чем у атомов/обычной материи (плотность в атомных ядрах)
- сильнейшее гравитационное поле
- очень сильные магнитные поля
Нейтронные звёзды — обычно компактные остатки массивных звёзд с радиусом примерно в десяток километров и массой порядка солнечной. Их отличает сверхсжатое нейтронное вещество, огромные магнитные поля и разнообразные проявления активности: от строгих «маяков» пульсаров до бурных вспышек магнетаров.