Андрей Мартьянов - Конкистадоры Гермеса

Сразу после открытия нейтрона советский физик Л.Д.Ландау (1908—1968) показал, что возможны макрообъекты, состоящие в основном из нейтронов — нейтронные звезды. Такие объекты устойчивы благодаря давлению вырожденного газа. Но это не газ электронов, как в случае белых карликов, а газ нейтронов. Так как нейтроны почти в 2000 раз тяжелее электронов, то длина их волны де Бройля намного меньше, и для достижения вырождения необходимы большие плотности. Поэтому примерно при той же массе (порядка солнечной) нейтронные звезды в тысячу раз меньше белых карликов и имеют размеры около 10 км. Эти параметры соответствуют плотности около 1014 г/см 3 , что порядка плотности атомного ядра.

В 1934 г. Вальтер Бааде (1893—1960) и Фриц Цвикки (1898—1974) предсказали, что нейтронные звезды могут рождаться во вспышках сверхновых. Однако в целом предсказания были малообещающими с астрономической точки зрения: светимость, связанная с тепловым излучением нейтронной звезды, ничтожно мала, и в середине XX века не было никакой надежды обнаружить нейтронные звезды.

Нейтронные звезды были неожиданно открыты как радиопульсары в 1967 г. в Англии. Радиопульсары — источники периодических всплесков радиоизлучения. В ходе исследований мерцаний космических радиоисточников Джоселин Белл, работавшая под руководством Энгони Хьюиша, обнаружила строго периодический радиосигнал. После того как была отброшена гипотеза об искусственном происхождении сигнала (его связывали с внеземной цивилизацией), наблюдения были рассекречены, и в течение очень короткого времени радиопульсары были отождествлены с нейтронными звездами. За это открытие и вклад в радиоастрономию в целом Э.Хьюиш получил Нобелевскую премию по физике.

Излучение радиопульсаров связано с мощным магнитным полем нейтронных звезд (около 1012 гаусс) и быстрым вращением (периоды радиопульсаров лежат в дипазоне от 0,0015 до примерно 8 секунд). Вращающийся магнит излучает, если магнитная ось и ось вращения не совпадают. Чем больше магнитное поле и скорость вращения, тем больше мощность излучения.

Однако оказалось, что еще за пять лет до открытия радиопульсаров нейтронные звезды уже наблюдались, но не в радио, а в рентгеновском диапазоне. В 1962 г. с помощью детектора, установленного на ракете (рентгеновские лучи поглощаются атмосферой), был открыт источник в созвездии Скорпиона. В 1970-е гг. было открыто множество подобных источников. Исследования показали, что рентгеновское излучение приходит от нейтронной звезды, входящей в тесную двойную систему.

Когда двойные звезды достаточно близки друг к другу, возможен перенос вещества с одной звезды на другую. Этот процесс называется аккрецией. Если аккреция идет на нейтронную звезду, то выделяет большое количество энергии. Это связано с компактностью нейтронных звезд, благодаря чему падающее вещество приобретает гигантскую скорость (близкую к скорости света). Кинетическая энергия падающего вещества после столкновения с поверхностью (или в диске вокруг звезды) переходит в тепло. И оно излучается в рентгеновском диапазоне, т.к. температура достигает нескольких миллионов градусов.

Если на нейтронную звезду выпадет слишком много вещества, то она может превратиться в черную дыру, т. к. ничто (в том числе и давление вырожденного нейтронного газа) не сможет противостоять гравитации.

Нейтронные звезды образуются из массивных звезд с массами от 8—10 до 30—40 солнечных масс. Из более массивных звезд образуются черные дыры. Образование нейтронной звезды сопровождается вспышкой сверхновой — колоссальным взрывом ядра массивной проэволюционировавшей звезды. После взрыва кроме нейтронной звезды остается разлетающееся вещество — остаток сверхновой. Один из самых известных — Крабовидная туманность в созвездии Тельца. Остатки сверхновых излучают в основном в радио-, оптическом и рентгеновском диапазонах спектра. Излучение связано с движением электронов и имеет нетепловую природу.

Молодая нейтронная звезда может наблюдаться как радиопульсар, а также как слабый источник в оптическом и рентгеновском диапазонах. Это возможно, т. к. молодая нейтронная звезда очень горяча, ее температура порядка сотен тысяч градусов.

Оценки показывают, что в нашей Галактике должно быть несколько сотен миллионов нейтронных звезд. Большинство из них старые одиночные объекты. Они не излучают радиоволны (стадия пульсара для одиночной звезды длится 107—108 лет). Единственная возможность увидеть их — аккреция межзвездного вещества. Но это очень слабые объекты рентгеновского диапазона. Кроме того, исследования показывают, что лишь несколько процентов старых нейтронных звезд находятся на стадии аккреции. Поэтому большинство объектов этого типа недоступны для наших наблюдений.

В последнее время большое развитие получили исследования слияния двойных нейтронных звезд. Если в состав тесной двойной системы входит два компактных объекта (нейтронные звезды или черные дыры), то они будут довольно быстро сближаться за счет излучения гравитационных волн, предсказанных общей теорией относительности. В случае достаточно тесной системы слияние произойдет за время, меньшее возраста Вселенной. В 1970-е гг. была открыта первая такая система, состоящая из двух нейтронных звезд. За это открытие Р.Халс и Дж.Тейлор в 1993 г. получили Нобелевскую премию по физике. Эта система сольется через несколько сотен миллионов лет.

При таком слиянии выделяется колоссальное количество энергии (больше, чем при взрыве сверхновой). Слияния связывают с космическими источниками гамма-всплесков. Кроме этого, заканчивается строительство нескольких крупных детекторов гравитационных волн, которые позволят зафиксировать гравитационно-волновой всплеск при слиянии двойных компактных объектов. Это позволит получить много новых данных по физике нейтронных звезд.

В Приложении использованы выдержки из работ С.Попова (ГАИШМГУ) и И.Губанова (СПбГУ).

Что и требовалось доказать (лат).

Да здравствует Германия, да здравствует наш Народ, да здравствует наш преданный союзник — Российская Империя! (нем.) .

Воинство Божье (лат) .