| << Специфические типы звёзд | | Оглавление | | Чёрные дыры >> |
НЕЙТРОННЫЕ ЗВЁЗДЫ
ИСТОРИЯ открытия и изучения нейтронных звёзд весьма примечательна. Эти объекты были предсказаны Л.Д.Ландау и Р.Оппенгеймером ещё в 1930-е гг., вскоре после открытия нейтрона [Хокинг, 2000]. В.Бааде и Ф.Цвики в 1934 г. предположили, что они могут образовываться при взрывах сверхновых. Однако, скорого открытия нейтронных звёзд никто не ожидал из-за их малого размера и низкой светимости. Тем не менее, уже через три десятилетия они были найдены, причём случайно. В 1967 г. кембриджская аспирантка Джослин Белл нашла объекты, излучающие регулярные импульсы радиоволн. Сначала Белл и его руководитель Энтони Хьюиш решили, что уловили сигналы внеземной цивилизации, и объекты были названы LGM 1-4, где LGM - "Little Green Men", т.е. "зелёные человечки". Вскоре, однако, стало ясно, что это вращающиеся нейтронные звёзды, которые излучают импульсы радиоволн из-за сложного характера взаимодействия их магнитного поля с окружающим веществом [Хокинг, 2000]. Примерно в это же время нейтронные звёзды были открыты в другой своей ипостаси - как источники пульсирующего рентгеновского излучения [Прохоров, Попов, 2003]. Эти объекты стали называться пульсарами. Через 15 лет их было известно 330 [Гонсалес, 1986]. К началу 21 в. число открытых радиопульсаров превысило полторы тысячи [Прохоров, Попов, 2003]. Это наиболее изученная категория нейтронных звёзд. Со временем стали известны и другие категории, а также многие интересные их свойства.
НЕЙТРОННЫЕ ЗВЁЗДЫ находятся в равновесии за счёт равенства сил между гравитацией (фактор сжатия) и давлением вырожденного газа в недрах (фактор расширения). Равновесие не может быть утрачено вследствие действия известных причин. Поэтому время жизни нейтронных звёзд в настоящее время считается бесконечно большим, хотя, конечно, их могут уничтожить какие-нибудь внешние причины (например, добавление вещества до критической массы и превращение в чёрную дыру).
Устойчивая нейтронная звезда имеет массу 1-3 солнечных, радиус около 10 км и плотность 100 000 000 г/куб.см [Гонсалес, 1986]. Она состоит из нескольких слоёв: 1) атмосфера из электронов (несколько сантиметров); 2) кристаллическая кора из атомов железа (несколько километров); 3) промежуточная область из нейтронов; 4) центральное ядро из тяжёлых элементарных частиц. Есть также магнитосфера, способная ускорять частицы,
По размерам нейтронные звёзды должны быть в сотни раз меньше, чем белые карлики. Температура поверхности нейтронной звезды может достигать нескольких миллионов градусов, но из-за малой площади излучающей поверхности в видимом свете нейтронные звёзды излучают очень слабо [Прохоров, Попов, 2003].
КЛАССИФИКАЦИЯ НЕЙТРОННЫХ ЗВЁЗД учитывает такие параметры как:
1) наличие или отсутствие у нейтронной звезды близкого спутника в виде нормальной маломассивной звезды, с которой на нейтронную звезду может перетекать вещество (одиночные нейтронные звёзды и входящие в состав тесной двойной системы);
2) наличие или отсутствие мощного радиоизлучения (радиопульсары и радиотихие нейтронные звёзды);
3) скорость вращения радиопульсара (обыкновенные радиопульсары и миллисекундные радиопульсары);
4) причина отсутствия мощного радиоизлучения, если оно отсутствует (изначально медленно вращающиеся нейтронные звёзды и потухшие радиопульсары);
5) возраст радиопульсара: молодые и старые радиопульсары (старые пульсары, в отличие от молодых, могут очень быстро вращаться, но могут и замедлиться);
6) возможность или невозможность регистрации мощного радиоизлучения радиопульсара из той точки Вселенной, в которой находимся мы (наблюдаемые и ненаблюдаемые радиопульсары; эти категории характеризуют не свойства нейтронной звезды, а только наше положение относительно оси вращения данной звезды);
7) наличие или отсутствие мощного и постоянно пульсирующего рентгеновского излучения (рентгеновские пульсары и прочие нейтронные звёзды; этот параметр связан с первым);
8) наличие или отсутствие редких, но необычайно мощных рентгеновских вспышек (аномальные рентгеновские пульсары, или магнитары, которые противопоставляются обычным рентгеновским пульсарам и прочим нейтронным звёздам);
С учётом этих параметров можно было бы построить сложную систему классификационных соподчинений, но, наверное, проще рассмотреть основные группы нейтронных звёзд, делая упор на физический смысл различий между ними. Что же касается всех возможных сочетаний параметров, то носители не всех таких сочетаний наблюдались к настоящему времени, и читатель сам сможет домыслить, какими свойствами они, наверное, обладают.
РАДИОПУЛЬСАРЫ - это нейтронные звёзды, с почти идеальной периодичностью испускающие импульсы в радиодиапазоне. Излучение осуществляется в виде двух сравнительно узких лучей со стороны магнитных полюсов, и мы можем зафиксировать это излучение только в том случае, если находимся на пути одного из этих лучей. Пульсация излучения происходит из-за частичного несовпадения магнитного и вращательного полюсов. Чтобы излучать, звезда должна иметь мощное магнитное поле и быстро вращаться. Среди радиопульсаров различаются обычные и миллисекундные радиопульсары.
ОБЫЧНЫЕ РАДИОПУЛЬСАРЫ характеризуются относительно большим периодом вращения, и наиболее известным из таких объектов является пульсар Крабовидной туманности. Это единственный известный в Нашей Галактике пульсар, связанный с туманностью. Он возник при взрыве сверхновой в 1054 г. и в настоящее время имеет период вращения в 33 миллисекунды, т.е. его частота составляет 30 оборотов в секунду, что очень типично [Гонсалес, 1986]. Соответствующая сверхновая звезда была описана китайцами. Упоминается она также в японских и европейских хрониках [Куликовский, 2002]. При её взрыве возникла волокнистая туманность, скорость расширения которой хорошо согласуется с временем взрыва сверхновой.
Пульсация характеризуется большим постоянством, хотя из-за траты энергии на излучение вращение пульсара равномерно замедляется [Часы-пульсар, 1985; Гонсалес, 1986]. Так, например, пульсар Крабовидной туманности ежегодно увеличивает период пульсации на 13,5 микросекунды [Гонсалес, 1986]. За каждые 100 лет период обращения увеличивается на 1,3 мс и изначально составлял 20 мс [Кувелиоту и др., 2003]. Но иногда вращение пульсаров резко ускоряется: из-за постепенного замедления уменьшается сплюснутость, а это приводит к звёздотрясению, и тогда звезда чуть-чуть сжимается и начинает вращаться быстрее [Гонсалес, 1986].
При изучении пульсаров (и радиопульсаров, и рентгеновских пульсаров) регистрируется также кажущаяся неравномерность, обусловленная теми или иными процессами в межзвёздной и межпланетной среде, а также неравномерностью движения Земли по орбите, т.е. по пульсару можно проверять земные часы, кроме атомных - ещё более точных [Часы-пульсар, 1985].
Пульсары обычно окружены туманностями вроде Крабовидной, но могут быть и не видны внутри таких туманностей: не давать излучения в нашем направлении, уйти при взрыве из туманности, слишком быстро вращаться.
В большинстве своём радиопульсарами являются одиночные нейтронные звёзды, хотя примерно 1% их может входить в состав двойных систем. Кроме того, отдельные пульсары могут обладать спутниками иного рода. В 1991 г. у одного из пульсаров (PSR B1257+12 - см. ниже) была открыта система из двух-трёх экзопланет, причём речь идёт о планетах меньше Юпитера! Периоды их обращения - 67 суток, 98 суток и 1 год (если третья планета действительно есть). Первые две планеты по удалённости от звезды чуть похожи на Меркурий, третья - на Землю. 67/98=2/3, т.е. первые две планеты находятся в резонансе, как Нептун и Плутон. Масса первой планеты - 3,4 земной, второй - 2,8 земной. Орбиты почти круговые. Резонанс должен привести к изменению эксцентриситета в ближайшем будущем, что можно будет наблюдать [Планетная система пульсара, 1992; Сурдин, 1999а]. Этот пример показывает, как легко изучаются пульсары из-за того, что периодически посылают к Земле радиоволны. Впрочем в своей заметке 2004 г. В.Г.Сурдин приводит несколько иные данные о той же планетной системе: периоды - 25, 67 и 98 суток, массы - 0,2, 4,3 и 3,6 земных. Говорится, что было сообщение о четвёртой планете с массой Сатурна и периодом около 170 лет. Значит, сообщение об одной из планет (спорной) не подтвердилось, зато были открыты ещё 1-2 планеты и уточнены данные о массе первых двух планет. Пульсар должен был потерять планеты при взрыве сверхновой. Значит, планеты возникли после взрыва. Предполагается участие в этом процессе другой звезды. У огромного множества других пульсаров ничего подобного найти не удалось, т.е. это нетипичный случай. Правда, у PSR 1620-26 найдена планета-гигант массивнее Юпитера.
ДВОЙНЫЕ РАДИОПУЛЬСАРЫ - это такие же радиопульсары, но входящие в состав двойной системы. К началу 21 в. были известны только два таких объекта. Они интересны тем, что дают возможность подробно их изучать: измерять массу нейтронных звёзд, наблюдать их прецессию, проверять тонкие эффекты, предсказанные общей теорией относительности (например, излучение гравитационных волн). Наблюдения за первой двойной системой пульсаров (PSR B1913+16) проведены в 1974 г. Тогда было открыто сокращение орбиты этой пары, связанное с излучением гравитационных волн, что подтвердило теорию относительности Эйнштейна. Авторы этой работы, Р.А.Халс и Дж.Х.Тейлор, были в 1993 г. удостоены нобелевской премии по физике. Вторая такая пара - PSR J0737-3039A. Члены её ежесуточно сближаются на 7 мм и через 85 миллионов лет должны столкнуться [Двойной радиопульсар, 2005].
Скорость вращения пульсаров связана с их возрастом, что позволяет говорить о молодых и старых пульсарах.
МОЛОДЫЕ ПУЛЬСАРЫ, как считается, не могут вращаться свыше 60 оборотов в секунду, хотя найден объект с 62 оборотами, причём очень молодой (4000 лет) и к тому же изначально делавший 150 оборотов [Рекордное вращение пульсара, 1998]. И всё-таки рекордсменами в этом отношении являются представители другой категории нейтронных звёзд.
МИЛЛИСЕКУНДНЫЕ ПУЛЬСАРЫ - это, как следует из названия, объекты с особенно большой скоростью вращения. Их противопоставляют обычным пульсарам. Они всегда являются членами тесных двойных систем, и успели раскрутиться до больших скоростей за счёт газа, утекающего со спутника и падающего по спирали [Рекордное вращение пульсара, 1998]. Так, например, известен пульсар со скоростью вращения 667 оборотов в секунду [Гонсалес, 1986]. В литературе упоминается также открытый в 1982 г. пульсар PSR 1937+21 с частотой 642 оборота в секунду [Часы-пульсар, 1985]. Другие миллисекундные пульсары (а всего их к началу 21 в. было известно порядка 50) характеризуются чуть меньшей скоростью вращения [Прохоров, Попов, 2003]. Магнитное поле миллисекундных пульсаров значительно слабее, чем у других пульсаров, поэтому энергию вращения они теряют медленно, и время их возможной жизни сопоставимо с возрастом Наблюдаемой Вселенной. Это в свою очередь означает, что миллисекундные пульсары возникают очень редко. Они характерней для шаровых скоплений, где обычная нейтронная звезда может захватить "соседку" [Прохоров, Попов, 2003].
Миллисекундные пульсары являются СТАРЫМИ ПУЛЬСАРАМИ, хотя не все старые пульсары вращаются быстро. Одиночные старые пульсары, двойные пульсары, а также члены любых широких двойных систем не могут раскручиваться, и вращение их со временем только замедляется. Что же касается членов тесных двойных систем, то они обладают многими интересными особенностями и в том числе часто являются рентгеновскими пульсарами.
РЕНТГЕНОВСКИЕ ПУЛЬСАРЫ - это члены тесных двойных систем, в которых второй компаньон является нормальной звездой. С этой нормальной звезды на нейтронную звезду постоянно перетекает вещество, которое разгоняется в мощном гравитационном поле и после удара о поверхность нейтронной звезды светится в рентгеновском диапазоне. Вещество падает по спирали и, кроме того, из-за мощного магнитного поля нейтронной звезды выпадает на поверхность только вблизи магнитных полюсов [Прохоров, Попов, 2003]. т.к. такое выпадение вряд ли является равномерным и, кроме того, может происходить не точно у полюса вращения (например, при его несовпадении с магнитным полюсом) [Ю.Н.], то вращение звезды приводит к наблюдаемым пульсациям рентгеновского излучения [Прохоров, Попов, 2003].
РАДИОТИХИЕ НЕЙТРОННЫЕ ЗВЁЗДЫ - это противоположность радиопульсарам. Пульсирующего излучения может не быть из-за изначально медленного вращения звезды (одиночной или в широкой системе), так как в этом случае не возникнет мощного магнитного поля. По той же причине пульсации может не быть у СТАРОГО ПУЛЬСАРА, успевшего в значительной степени "затормозить". Такие бывшие пульсары называются ПОТУХШИМИ, и их должно быть примерно в тысячу раз больше, чем "работающих" [Прохоров, Попов, 2003].
Одиночные нейтронные звёзды, если они не относятся к категории пульсаров (см. ниже), заметить довольно трудно. Но на рубеже тысячелетий одну такую звезду удалось наблюдать. Она быстро двигалась, поглощая по пути межзвёздный газ, в результате чего чуть-чуть светилась в рентгеновском диапазоне [Одиночная нейтронная звезда..., 2001]. Кроме того, в некоторых остатках сверхновых рентгеновская аппаратура видит точечные источники излучения. Вероятно, это молодые и горячие нейтронные звёзды, не ставшие радиопульсарами [Прохоров, Попов, 2003].
Мы не наблюдаем пульсацию в радиодиапазоне и в том случае, когда не попадаем в луч пульсара. Радиопульсаров, излучающих "мимо нас", должно быть в 2-3 раза больше, чем "попадающих", но к началу 21 в. их было известно только два. Первый из них - Геминга - необычный гамма-источник в созвездии Лебедя. Второй объект очень похож на первый, но открыт позднее. Оба объекта обладают слабым пульсирующим излучением в рентгеновском и гамма-диапазонах, что, наверное, связано с тем, что в этих диапазонах луч пульсара шире, чем в радиодиапазоне.
Мы не до конца понимаем процессы, происходящие в нейтронных звёздах. Так, например, одна из таких звёзд (X-1 в Скорпионе) в июне 1999 г. испустила мощные струи раскалённых газов, причём струи не были однородными, а состояли из сгустков, разлетавшихся со скоростью около 95% от скорости света. Выбросу предшествовал всплеск рентгеновского излучения. Через несколько часов сгустки попали в скопления уже остывшего вещества, выброшенного предыдущими взрывами ["Фонтанирует" нейтронная звезда, 2002]. Особая и не до конца изученная категория нейтронных звёзд - это магнитары (иногда это слово пишут через "е" - магнетары). См. ниже также описание микроквазаров.
МАГНИТАРЫ - это нейтронные звёзды с магнитным полем более мощным, чем любой известный науке объект во Вселенной. Их магнитное поле может быть в 1.000.000.000.000.000 раз мощнее земного [Магнетар взорвался, 1999]. Магнитары отличаются от обычных пульсаров более длинным периодом вращения (например, 8 с), испусканием более мощного рентгеновского излучения, отсутствием радиоизлучения (хотя по теории должны излучать!), смещённостью от центра родительской сверхновой звезды (иногда) и, конечно, редкими, но очень мощными вспышками гамма-излучения. Вероятно, в момент образования магнитары очень быстро вращались вокруг оси, в результате чего возникло мощное самоусиливающееся магнитное поле, которое к настоящему времени притормозило нейтронную звезду [Кувелиоту и др., 2003]. Временами магнитное поле прорывает тонкую твёрдую железную кору звезды, и тогда во время звёздотрясения выделяется много энергии. Мы можем зарегистрировать этот момент, даже если не знаем данную звезду как пульсар (если не попадаем в его луч). Задним числом выяснилось, что первый зафиксированный всплеск гамма-излучения, который обусловлен активностью магнитара, произошёл 5 марта 1979 г. Он был зарегистрирован многими земными и космическими аппаратами, оказался в 100 раз мощнее всех известных ранее всплесков, длился 0,2 с, после чего последовал поток мягкого рентгеновского и гамма-излучения, пульсировавшего с периодом 8 с и затухшего через 3 минуты. Тряслась звезда в Большом Магеллановом облаке [Кувелиоту и др., 2003]. Существование магнитаров было предсказано в 1992 г., а в 1998 г. первый объект подобного рода был открыт [Магнетар взорвался, 1999], по другим данным, это 4-й открытый магнитар [Кувелиоту и др., 2003]. 27 августа 1998 г. произошёл всплеск гамма- и рентгеновского излучения, который "зашкалил" приборы нескольких искусственных спутников Земли. Всплеск был зарегистрирован также станцией "Near", находившейся вблизи орбиты Марса, и станцией "Ulysses", сближавшейся тогда с орбитой Юпитера. Это, как полагают некоторые авторы, тряслась нейтронная звезда SGR 1900+14 в созвездии Орла в 20 тысячах световых лет от нас [Магнетар взорвался, 1999]. За 5 минут звезда излучила столько энергии, сколько Солнце излучает за 300 лет [Звездотрясение магнетара, 1998]. И всё-таки приходится напомнить, что причина не всех гамма-всплесков выяснена. В последнее время их вроде бы объясняют взаимодействием ударной волны сверхновой с веществом расширяющейся звёздной оболочки (см. разделы о гамма-всплесках и коллапсе с образованием чёрной дыры).
| << Специфические типы звёзд | | Оглавление | | Чёрные дыры >> |
|
Публикации с ключевыми словами:
звезды - звездообразование
Публикации со словами: звезды - звездообразование | |
См. также:
Все публикации на ту же тему >> | |
