Tankūs, greitai besisukantys likučiai, susiformuojantys po tam tikrų supernovų sprogimų, skleidžiantys spinduliuotės pluoštus
Kai masyvios žvaigždės pasiekia savo gyvenimo pabaigą per branduolio griūvimo supernovą, jų branduoliai gali susitraukti iki itin tankių objektų, vadinamų neutroninėmis žvaigždėmis. Šie likučiai pasižymi tankiais, viršijančiais atominės branduolio tankį, sutalpindami Saulės masę maždaug miesto dydžio sferoje. Tarp šių neutroninių žvaigždžių kai kurios sukasi sparčiai ir turi galingus magnetinius laukus — pulsarai, kurie skleidžia braukiančius spinduliuotės pluoštus, pastebimus iš Žemės. Šiame straipsnyje aptarsime, kaip susiformuoja neutroninės žvaigždės ir pulsarai, kuo jie išsiskiria kosminėje erdvėje ir kaip jų energinga spinduliuotė leidžia mums nagrinėti ekstremalią fiziką, esančią materijos ribose.
1. Susidarymas po supernovos
1.1 Branduolio griūtis ir „neutronizacija“
Aukštos masės žvaigždės (> 8–10 M⊙) galų gale suformuoja geležies branduolį, kuris nebegali palaikyti egzoterminės sintezės. Kai branduolio masė priartėja prie ar viršija Čandrasekharo ribą (~1,4 M⊙), elektronų degeneracijos slėgis nebeatsveria gravitacijos, sukeldamas branduolio griūtį. Vos per kelias milisekundes:
- Sugriūvantis branduolys suspaudžia protonus ir elektronus į neutronus (atvirkštinio beta skilimo būdu).
- Neutronų degeneracijos slėgis sustabdo tolesnį griūtį, jeigu branduolio masė išlieka žemesnė nei ~2–3 M⊙.
- Atsiradęs atšokimas arba neutrinų varoma sprogimo banga išmeta išorinius žvaigždės sluoksnius į erdvę, sukeldama branduolio griūvimo supernovą [1,2].
Centre lieka neutroninė žvaigždė – itin tankus objektas, paprastai ~10–12 km spindulio, turintis 1–2 Saulės mases.
1.2 Masė ir būsenos lygtis
Tikslus neutroninės žvaigždės masės limitas (vadinamoji „Tolmano–Oppenheimerio–Volkoffo“ riba) nėra tiksliai nustatytas, paprastai siekia 2–2,3 M⊙. Viršijus šią ribą, branduolys toliau griūva į juodąją skylę. Neutroninės žvaigždės struktūra priklauso nuo branduolinės fizikos ir ultratankios materijos būsenos lygties – tai aktyviai tiriama sritis, jungianti astrofiziką su branduoline fizika [3].
2. Struktūra ir sudėtis
2.1 Neutroninės žvaigždės sluoksniai
Neutroninės žvaigždės turi sluoksniuotą sandarą:
- Išorinė pluta: Sudaryta iš branduolių gardelės ir degeneruotų elektronų, iki vadinamojo neutronų lašėjimo tankio.
- Vidinė pluta: Medžiaga, praturtinta neutronais, kur gali egzistuoti „branduolinių makaronų“ fazės.
- Branduolys: Daugiausia neutronai (ir galbūt egzotinės dalelės, pvz., hiperoniai ar kvarkai), esantys viršbranduoliniame tankyje.
Tankiai gali viršyti 1014 g cm-3 branduolyje – tokie ar dar didesni nei atominės branduolio.
2.2 Ypač stiprūs magnetiniai laukai
Daug neutroninių žvaigždžių turi magnetinius laukus gerokai stipresnius nei tipiškos pagrindinės sekos žvaigždės. Žvaigždei griūvant, magnetinis srautas susispaudžia, padidindamas lauko stiprumą iki 108–1015 G. Stipriausi laukai aptinkami magnetaruose, galinčiuose sukelti smarkius išsiveržimus ar „žvaigždės drebėjimus“ (angl. starquakes). Net „įprastos“ neutroninės žvaigždės paprastai turi 109–12 G laukus [4,5].
2.3 Greitas sukimasis
Sukimo momento tvermės dėsnis griūties metu paspartina neutroninės žvaigždės sukimąsi. Todėl daugelis naujai gimusių neutroninių žvaigždžių sukasi milisekundžių ar sekundžių periodais. Ilgainiui magnetinė stabdymo jėga ir srautai gali šį sukimą sulėtinti, tačiau jaunos neutroninės žvaigždės gali startuoti kaip „milisekundiniai pulsarai“, arba atsinaujinti dvinarėse sistemose, perimdamos masę.
3. Pulsarai: kosminiai švyturiai
3.1 Pulsaro reiškinys
Pulsaras – tai besisukanti neutroninė žvaigždė, kurios magnetinė ašis ir sukimosi ašis nėra sutampančios. Stiprus magnetinis laukas ir greitas sukimasis generuoja spinduliuotės pluoštus (radijo, regimosios šviesos, rentgeno ar gama spindulius), sklindančius ties magnetiniais poliais. Žvaigždei sukantis, šie pluoštai tarsi švyturio spindulys braukia per Žemę, sukurdamas pulsus kiekvienu apsisukimu [6].
3.2 Pulsarų tipai
- Radijo pulsarai: Daugiausia spinduliuoja radijo diapazone, jiems būdingi itin pastovūs sukimosi periodai nuo ~1,4 ms iki kelių sekundžių.
- Rentgeno pulsarai: Dažnai būna dvinarėse sistemose, kuriose neutroninė žvaigždė iš kompanionės žvaigždės akrecijuoja medžiagą, generuodama rentgeno spindulius ar pulsus.
- Milisekundiniai pulsarai: Labai greitai besisukantys (kelių milisekundžių periodais), dažnai „užsukti“ (perdirbti) per akreciją iš dvinarės kompanionės. Tai vieni tiksliausių žinomų kosminių „laikrodžių“.
3.3 Pulsarų sukimosi lėtėjimas
Pulsarai praranda sukimosi energiją per elektromagnetinius sukimosi stabdžius (dipolinę spinduliuotę, vėjus) ir pamažu lėtėja. Jų periodai ilgėja per milijonus metų, kol galiausiai spinduliavimas tampa pernelyg silpnas aptikti, kai pasiekiama vadinamoji „pulsarų mirties riba“. Kai kurie pulsarai išlieka aktyvūs „pulsaro vėjo ūko“ fazėje, toliau teikdami energiją aplinkinei medžiagai.
4. Neutroninių žvaigždžių dvinariai ir ypatingi reiškiniai
4.1 Rentgeno dvinariai
Rentgeno dvinariuose neutroninė žvaigždė akrecijuoja medžiagą iš artimos kompanionės žvaigždės. Krintanti medžiaga suformuoja akrecijos diską, kuris skleidžia rentgeno spindulius. Kartais įvyksta protarpiniai šviesio protrūkiai (tranzientai), jei diske kyla nestabilumų. Stebint šiuos ryškius rentgeno šaltinius, galima nustatyti neutroninių žvaigždžių mases, sukimosi dažnį ir tirti akrecijos fiziką [7].
4.2 Pulsaro ir kompanionės sistemos
Dvinariai pulsarai, kurių antrasis narys yra kita neutroninė žvaigždė ar baltasis nykštukas, suteikė esminius bendrosios reliatyvumo testus, ypač matuojant orbitos nykimą dėl gravitacinių bangų spinduliavimo. Dvigubos neutroninės žvaigždės sistema PSR B1913+16 (Hulso–Tailoro pulsaras) pateikė pirmą netiesioginį gravitacinių bangų egzistavimo įrodymą. Naujesni atradimai, tokie kaip „Dvigubas pulsaras“ (PSR J0737−3039), toliau tikslina gravitacijos teorijas.
4.3 Susijungimai ir gravitacinės bangos
Kai dvi neutroninės žvaigždės spiraliniu keliu artėja viena prie kitos, jos gali sukelti kilonovą ir išspinduliuoti stiprias gravitacines bangas. Iškilusis aptikimas GW170817 2017-aisiais patvirtino dvejetainės neutroninių žvaigždžių sistemos susijungimą, atitinkantį daugiabangių stebėjimų kilonovą. Šie susijungimai taip pat gali sukurti sunkiausius elementus (pvz., auksą ar platiną) per r-proceso nukleosintezę, pabrėžiant neutronines žvaigždes kaip kosmines „kalves“ [8,9].
5. Poveikis galaktinėms aplinkoms
5.1 Supernovų liekanos ir pulsaro vėjo ūkai
Neutroninės žvaigždės gimimas per branduolio griūvimo supernovą palieka supernovos liekaną – besiplečiančius išmestų medžiagų apvalkalus bei smūgio frontą. Sparčiai besisukanti neutroninė žvaigždė gali sukurti pulsaro vėjo ūką (pavyzdžiui, Krabo ūkas), kuriame reliatyvistinės dalelės iš pulsaro teikia aplinkinei dujai energijos, sklindančios sinchrotroniniu spinduliavimu.
5.2 Sunkesniųjų elementų paskleidimas
Neutroninių žvaigždžių formavimasis supernovos sprogimuose ar neutroninių žvaigždžių susijungimuose išlaisvina naujus sunkesnių elementų izotopus (pvz., stroncio, bario ir dar sunkesnių). Šis cheminis praturtinimas patenka į tarpžvaigždinę terpę, vėliau įsiliedamas į būsimas žvaigždžių kartas ir planetinius kūnus.
5.3 Energija ir atsiliepimai
Aktyvūs pulsarai skleidžia stiprius dalelių vėjus ir magnetinius laukus, kurie gali išpūsti kosminius burbulus, spartinti kosminius spindulius ir jonizuoti vietines dujas. Magnetarai, turintys ypač ekstremalius laukus, gali sukelti milžiniškus blyksnius, kartais sutrikdančius artimą tarpžvaigždinę terpę. Taip neutroninės žvaigždės ilgai po pradinio supernovos sprogimo toliau formuoja savo aplinką.
6. Stebimi požymiai ir tyrimų kryptys
6.1 Pulsarų paieškos
Radijo teleskopai (pvz., Arecibo, Parkes, FAST) istoriškai skenavo dangų, ieškodami pulsarų periodinių radijo impulsų. Šiuolaikiniai teleskopų masyvai ir laiko srities stebėjimai leidžia atrasti milisekundinius pulsarus, nagrinėjant Galaktikos populiaciją. Rentgeno bei gama spindulių observatorijos (pvz., Chandra, Fermi) atranda aukštos energijos pulsarus ir magnetarus.
6.2 NICER ir laiko matavimų masyvai
Kosminės misijos, tokios kaip NICER („Neutron star Interior Composition Explorer“), įrengta TKS (Tarptautinėje kosminėje stotyje), matuoja neutroninių žvaigždžių rentgeno pulsacijas, tiksliau nustatydamos masės ir spindulio apribojimus, siekiant išsiaiškinti jų vidinę būsenos lygtį. Pulsarų laiko matavimų masyvai (PTA) sujungia stabilius milisekundinius pulsarus, siekdami aptikti žemo dažnio gravitacines bangas, kylančias iš supermasyvių juodųjų skylių dvejetainių sistemų dideliu kosminiu mastu.
6.3 Daugiabangių stebėjimų reikšmė
Neutrinų ir gravitacinių bangų aptikimai būsimose supernovose ar neutroninių žvaigždžių susijungimuose gali tiesiogiai atskleisti neutroninių žvaigždžių formavimosi sąlygas. Stebint kilonovų įvykius ar supernovų neutrinosrautus, gaunami unikalūs duomenys apie branduolinės medžiagos savybes ekstremaliuose tankiuose, susiejant astrofiziką su fundamentaliąja dalelių fizika.
7. Išvados ir ateities perspektyvos
Neutroninės žvaigždės ir pulsarai – tai vieni iš kraštutinių žvaigždžių evoliucijos rezultatų: po masyvių žvaigždžių griūties susiformuoja kompaktiški likučiai, kurių skersmuo tėra ~10 km, tačiau masė dažnai viršija Saulės masę. Šie likučiai turi itin stiprius magnetinius laukus ir greitą sukimąsi, pasireiškiantį pulsarais, spinduliuojančiais plačiame elektromagnetinio spektro diapazone. Jų susidarymas supernovų sprogimuose praturtina galaktikas naujais elementais bei energija, veikdami žvaigždžių formavimąsi ir tarpžvaigždinės terpės struktūrą.
Nuo dviejų neutroninių žvaigždžių susijungimų, kurie generuoja gravitacines bangas, iki magnetarų blyksnių, galinčių akimirksniu nustelbti ištisas galaktikas gama spindulių diapazone, neutroninės žvaigždės išlieka astrofizikos tyrimų priešakyje. Pažangūs teleskopai ir laiko matavimų masyvai vis labiau atskleidžia subtilias pulsarų spinduliavimo geometrijos, vidinės sandaros ir trumpalaikių susijungimo įvykių detales – sujungdami kosminius kraštutinumus su fundamentaliaja fizika. Per šiuos įspūdingus likučius regime paskutiniuosius aukštos masės žvaigždžių gyvenimo skyrius ir matome, kaip mirtis gali iššaukti ryškius reiškinius bei formuoti kosminę aplinką ištisiems epochų tarpsniams.
Šaltiniai ir tolesnis skaitymas
- Baade, W., & Zwicky, F. (1934). “On Super-novae.” Proceedings of the National Academy of Sciences, 20, 254–259.
- Oppenheimer, J. R., & Volkov, G. M. (1939). “On Massive Neutron Cores.” Physical Review, 55, 374–381.
- Shapiro, S. L., & Teukolsky, S. A. (1983). Black Holes, White Dwarfs, and Neutron Stars: The Physics of Compact Objects. Wiley-Interscience.
- Duncan, R. C., & Thompson, C. (1992). “Formation of very strongly magnetized neutron stars: Implications for gamma-ray bursts.” The Astrophysical Journal Letters, 392, L9–L13.
- Gold, T. (1968). “Rotating neutron stars as the origin of the pulsating radio sources.” Nature, 218, 731–732.
- Manchester, R. N. (2004). “Pulsars and their place in astrophysics.” Science, 304, 542–545.
- Lewin, W. H. G., van Paradijs, J., & van den Heuvel, E. P. J. (eds.). (1995). X-ray Binaries. Cambridge University Press.
- Abbott, B. P., et al. (LIGO Scientific Collaboration and Virgo Collaboration) (2017). “GW170817: Observation of Gravitational Waves from a Binary Neutron Star Inspiral.” Physical Review Letters, 119, 161101.
- Drout, M. R., et al. (2017). “Light curves of the neutron star merger GW170817/SSS17a.” Science, 358, 1570–1574.
- Demorest, P. B., et al. (2010). “A two-solar-mass neutron star measured using Shapiro delay.” Nature, 467, 1081–1083.