Измерено гравитационное красное смещение у поверхности нейтронной звезды

В вырожденных звездах (белые и бурые карлики, нейтронные звезды) давление вещества зависит только от плотности. Когда эта зависимость (уравнение состояния) известна, то можно предсказать, как радиус звезды R зависит от ее массы M. Проще всего устроены белые карлики, так как вырожденная плазма в них идеальна – предсказания теории для R(M) неплохо согласуются с наблюдениями (Нобелевская премия С.Чандрасекара 1983 год).

Положение с нейтронными звездами гораздо хуже: внутри них нуклоны уже соприкасаются, плазма совершенно неидеальна. Неясно даже, какой язык адекватен: описание плазмы в виде свободных нуклонов или же кварков. Из-за неопределенности констант эффективных взаимодействий нельзя сказать, происходят ли внутри нейтронных звезд фазовые переходы, образуются ли конденсаты пионов или каонов и т.д. Массы нейтронных звезд в двойных системах иногда удается хорошо оценить, однако радиус с трудом поддается прямому измерению: в случае радиопульсаров поверхность вообще не видна(за исключением нескольких молодых, например, Vela), а в случае аккрецирующих нейтронных звезд светит (в рентгеновском диапазоне) только некая доля поверхности.

Очень полезное ограничение можно было бы получить, если обнаружить спектральные линии, образованные вблизи поверхности нейтронной звезды. Длины волн этих линий должны быть сильно смещены от своих лабораторных значений из-за замедления времени в сильном гравитационном поле (эффект гравитационного красного смещения Эйнштейна). Если красное смещение z измерено, то для сферической звезды сразу получаем R_g/R=[1-1/(1+z)²], где R_g – это радиус Шварцшильда. А выразив последний через массу, имеем: M/R = (c²/2G) [1-(1+z)^-2].

Впервые об обнаружении достоверных линий нейтронной звезды было сообщено в работе [1]. На обсерватории “Чандра” наблюдалась нейтронная звезда 1E 1207.4-5209 в центре остатка сверхновой PKS 1209-51/52. Были найдены линии поглощения на 0.7 кэВ и 1.4 кэВ, но надежно отождествить их не удалось – видимо, на этой звезде огромное магнитное поле, которое до неузнаваемости меняет спектры атомов.

Нейтронная звезда (синий цвет) аккрецирует вещество со спутника – обычной звезды Credit: ESA/Medialab

В журнале Nature от 7 ноября сообщается очень интересный результат (авторы J.Cottam, F.Paerels, США и M.Mendez, Голландия). Наблюдения вспыхивающего рентгеновского источника EXO0748-676 на космической рентгеновской обсерватории XMM-Newton позволили обнаружить и отождествить спектральные линии, образованные вблизи поверхности нейтронной звезды.

Всего источник в двойной рентгеновской системе EXO0748-676 наблюдался почти полмиллиона секунд в феврале-апреле 2000 г. При этом было зарегистрировано 28 вспышек в рентгене общей продолжительностью 3200 с – почти час (примерно по две минуты на вспышку). При вспышке поверхность нейтронной звезды резко нагревается и ее свечение забивает свечение аккрецирующего (падающего) газа. Газ, более холодный, чем поверхность звезды, поглощает излучение поверхности – образуются линии поглощения, как в классических звездных атмосферах. Струи газа, оттекающие от звезды могут давать эмиссионные линии – как классический звездный ветер.

Спектры источника EXO0748-676 для 28 рентгеновских вспышек, полученные XMM-Ньютон.

Как видно из рисунка, авторам удалось отождествить основные детали в спектре в основном с почти полностью “ободранными” ионами железа Fe XXVI и XXV с переходами n = 2 - 3, а также кислорода O VII и VIII, n = 1 - 2. Длины волн этих линий действительно смещены в красную сторону. Измеренное красное смещение z = 0.35 одинаково для всех отождествленных линий. Отсюда следует, что радиус этой нейтронной звезды всего лишь 2.2 радиуса Шварцшильда, т.е. отношение радиуса R (км) к массе M (в массах Солнца) есть R/M=6.6.

К сожалению, масса этой нейтронной звезды неизвестна. Если она нормальная, как у большинства пульсаров, т.е. около 1.4 масс Солнца, то цифры R/M=6.6 вполне вписываются в модели обычного нейтронного вещества, без привлечения фазовых переходов в пионный или каонный конденсат или в кварк-глюонную плазму. Если же масса меньше, если M<1.1 массы Солнца, то радиус оказывается слишком мал (он должен расти с уменьшением массы), и без экзотики в уравнении состояния не обойтись. Поэтому для проверки теории нужно мерить массу M.

Литература

1. Sanwal, D., Pavlov, G. G., Zavlin, V. E. & Teter, M. A. Discovery of absorption features in the X-ray spectrum of an isolated neutron star. Astrophys. J. 574, L61-L64 (2002)