Как образуются нейтронные звёзды?

В данной публикации мы предельно подробно разберем механизм возникновения нейтронных звёзд, поскольку научно-популярные трактовки обычно сводятся к банальной формулировке «коллапс массивного светила». Любопытно, что в этом контексте гораздо чаще фигурируют нейтрино, а не сами нейтроны.

Совершим виртуальное путешествие в глубины космоса в поисках звезды-гиганта, чья масса превышает восемь солнечных (

Формула электронного захвата или, проще говоря, процесс рождения нейтронов.

Спойлер: финалом этой драмы неизбежно станет грандиозный взрыв сверхновой. Общепризнано, что фундаментальную роль в этом катаклизме играют именно нейтрино (см. ниже).

Нейтрино представляют собой элементарные частицы, лишённые электрического заряда и обладающие пренебрежимо малой массой (порядка 1,92 × 10⁻²⁰ Дж в энергетическом эквиваленте). Они практически не взаимодействуют с веществом, беспрепятственно пронизывая целые планеты без единого столкновения с атомами. Каждую секунду сквозь человеческий организм проходят триллионы солнечных нейтрино.

Далее разворачивается поистине грандиозное зрелище: сжатие ядра сопровождается колоссальным высвобождением энергии — около 3 × 10⁴⁶ Дж. Для понимания масштаба: это приблизительно десятая часть всей энергии покоя будущей нейтронной звезды. Примечательно, что около 99% этого гигантского потока энергии уносится в космическое пространство нейтрино и антинейтрино. На кинетическое движение внешних оболочек, сметенных взрывом, приходится лишь порядка 1%, тогда как доля светового излучения оказывается еще в сто раз меньше (около 0,01%).

Если вы ранее слышали, что взрывы сверхновых служат мощнейшими генераторами нейтрино, — поздравляем, теперь масштаб этого явления стал гораздо очевиднее.

В процессе коллапса центральная зона ядра достигает ядерной плотности (соответствующей плотности внутриатомных ядер), превращая субстанцию в практически несжимаемую среду. На стыке внутреннего и внешнего ядер зарождается ударная волна, устремляющаяся навстречу падающим внешним слоям вещества. Схематически это выглядит следующим образом:

Тем не менее, энергии этого фронта не хватает для моментального уничтожения светила. Преодолев дистанцию в 100–200 километров от центра, волна теряет импульс и замирает.

В этот критический момент потоки нейтрино, вырывающиеся из раскаленного ядра, передают часть своей энергии материи по ту сторону ударного фронта, реанимируя его и возвращая способность к движению. Дополнительную поддержку этому процессу оказывают вращательные моменты, конвективные потоки и магнитные поля.

В течение последующих сотен миллисекунд нейтринный разогрев реанимирует ударную волну, заставляя её стремительно продвигаться к периферии и рассеивать внешнюю оболочку звезды в космосе. Наблюдателям этот катаклизм виден как вспышка сверхновой II типа.

Пока ударная волна размещает внешние слои по космическому пространству, в самом эпицентре остается протонейтронная звезда — раскаленный, сверхплотный объект, перенасыщенный лептонами (см. ниже). Его состав изобилует электронами и электронными нейтрино, а габариты и температуры значительно превышают параметры будущей нейтронной звезды.

Лептоны составляют один из двух фундаментальных классов элементарных частиц (вторым являются кварки). В отличие от кварков, лептоны не участвуют в сильных взаимодействиях, а потому не формируют адроны, включая протоны и нейтроны.

В дальнейшем протонейтронная звезда начинает планомерно остывать. Нейтрино, рождающиеся в её глубинах, снова уносят львиную долю внутренней энергии. Это приводит к ослаблению теплового давления (см. ниже), под воздействием которого гравитация сжимает объект ещё интенсивнее.

Тепловое давление — это сила, порождаемая хаотичным и высокоскоростным движением микрочастиц в экстремально нагретой среде.

Однако нейтрино не могут покинуть недра мгновенно: окружающая материя настолько плотна, что частицы непрерывно рассеиваются (совершая бесчисленные столкновения, меняющие их траектории — наподобие нетрезвого пешехода, пробирающегося сквозь плотную толпу), и крайне медленно дрейфуют к периферии. Весь этот этап занимает около десяти секунд.

Сперва поток нейтрино не столько охлаждает, сколько дополнительно разогревает внутренние регионы. Температурные показатели ядра достигают 50 МэВ (что эквивалентно примерно 6 × 10¹¹ кельвинов). Но по истечении десятков секунд ситуация кардинально меняется: протонейтронная звезда остывает, средняя энергия нейтрино падает, а вероятность их взаимодействия с веществом сокращается.

Длина их свободного пробега увеличивается, и примерно через 50 секунд нейтрино обретают способность преодолевать дистанции, сопоставимые с радиусом светила или превосходящие его. С этого момента объект становится для них практически прозрачным, а основная фаза нейтринного охлаждения завершается.

Так раскаленная протонейтронная звезда трансформируется в полноценную нейтронную звезду — компактный реликт массивного светила, состоящий преимущественно из нейтронов. Впрочем, подобный сценарий реализуется далеко не всегда.

Для нейтронных звёзд существуют строгие нижние и верхние пределы массы. Теоретический минимум для новорожденной протонейтронной звезды составляет около , однако объекты, рождающиеся при взрывах сверхновых, обладают более солидным весом. Богатые лептонами протонейтронные структуры не могут сохранять гравитационную стабильность при массе ниже одной солнечной.

Точное значение предельно допустимой массы остается предметом дискуссий и зависит от уравнения состояния сверхплотного вещества (параметра, определяющего степень сопротивления материи дальнейшему сжатию). Тем не менее, ученые сходятся на том, что этот рубеж лежит в диапазоне от двух до трех солнечных масс. В частности, исследование, легшее в основу этого материала, оценивает максимум в пределах (хотя нижняя граница в две массы Солнца видится исследователям более реалистичной). Итак, если масса компактного остатка превышает данный порог, давление более не способно противостоять гравитации, и вместо нейтронной звезды формируется черная дыра. Этот процесс может развиваться по двум сценариям.

Первый вариант реализуется практически сразу после рождения протонейтронной звезды: окружающие слои продолжают падать на неё, стремительно наращивая общую массу. Когда она переходит критическую отметку (зависящую от температуры, вращения и уравнения состояния, но обычно составляющую около ), давление уже не способно остановить коллапс. Объект схлопывается в черную дыру, не успев ни остыть, ни завершить формирование в качестве нейтронной звезды.

Второй сценарий разворачивается не мгновенно. Пока протонейтронная звезда сохраняет экстремальный нагрев и изобилует нейтрино, внутреннее давление помогает компенсировать натиск гравитации. Благодаря этому временно удерживается масса, с которой остывший объект справиться бы уже не смог.

Увы, со временем нейтрино покидают недра, а температура падает. Внутреннее давление ослабевает, и поддержание прежней массы становится невозможным. Протонейтронная звезда теряет стабильность и обращается в черную дыру. Иными словами, этот путь представляет собой лишь временную отсрочку неизбежного коллапса.

Не исключено, что именно по такому сценарию развивались события при взрыве сверхновой SN 1987A. Десятисекундный всплеск нейтринного излучения подтвердил, что в результате катаклизма действительно образовалась и некоторое время существовала протонейтронная звезда.

Прежде астрономы допускали, что этот реликт впоследствии мог утратить стабильность и превратиться в черную дыру.

Однако недавнее изучение центральной зоны туманности выявило следы мощной ионизации материи, источником которой, вероятнее всего, выступает уцелевшая молодая нейтронная звезда или туманность, подпитываемая пульсарным ветром (подробнее об этом — в следующей публикации). Сама же нейтронная звезда и её пульсации пока напрямую не зафиксированы.

В следующей статье мы подробно обсудим внутреннее устройство и классификацию нейтронных звёзд. Телеграм-канал автора: @alicewritesaboutspace

 

Источник