Нейтронная звезда

В декабре 1933 года на встрече Американского астрономического общества астрофизики Фриц Цвикки и Вальтер Бааде высказали предположение о существовании особого вида небесных тел, который они назвали «нейтронная звезда». При этом саму частицу «нейтрон» английский физик Джеймс Чедвик открыл всего за год до этого, в 1932-м.

Астрофизики, пытаясь объяснить феномен сверхновых звёзд, предположили, что во время взрыва обычная звезда превращается в небесное тело, состоящее из чрезвычайно плотно упакованных нейтронов. Подпитывает сверхновые, как они правильно предположили, выброс гравитационной энергии, удерживавшей материю звезды.

Долгое время считалось, что нейтронные звёзды практически невозможно заметить, поскольку они должны быть тусклыми. Однако в 1967 году итальянский астрофизик Франко Пачини предположил, что если нейтронная звезда будет обладать сильным магнитным полем и при этом вращаться, то она будет порождать электромагнитные волны, которые мы сможем уловить. Он не знал об этом, но примерно в это же время английский физик Энтони Хьюиш (ушедший, кстати, от нас совсем недавно, в 2021 году, в возрасте 97 лет) со своим помощником в Кембриджском университете при помощи недавно построенного радиотелескопа уловили неизвестное ранее радиоизлучение, которое они в итоге приписали пульсару. Позже оказалось, что зафиксированное ими в 1965 году излучение, исходившее из Крабовидной туманности, также принадлежит пульсару PSR B0531+21 – взрыв этой сверхновой видели на Земле в 1054 году.

Сейчас считается, что именно такое излучение испускают быстро вращающиеся нейтронные звёзды, обладающие сильным магнитным полем; мы называем такие звёзды «пульсарами». За решающую роль в открытии пульсаров в 1974 году Хьюишу дали нобелевскую премию.

Быстрее всех из известных на сегодня нейтронных звёзд вращается PSR J1748-2446ad. Она совершает 716 оборотов в секунду, или около 43 000 оборотов в минуту, из чего можно заключить, что линейная скорость точек на её поверхности приближается к четверти световой.

В нейтронную может превратиться звезда, масса которой до взрыва составляла не менее 8 солнечных. После коллапса звезда превращается в небесное тело диаметром около 20 км и массой примерно в полторы солнечных (плотность её, таким образом, достигает величин в 10¹⁴-10¹⁵ г/см³; спичечный коробок такого «вещества» весил бы на Земле более 3 млрд тонн, как половина кубического километра земной породы). Гравитация на поверхности нейтронной звезды в 2*10¹¹ раз сильнее, чем на поверхности Земли. За исключением чёрных дыр и гипотетических объектов, нейтронные звёзды – самые мелкие и плотные из известных на сегодня небесных тел, причисляемых к звёздам.

Нейтронные звёзды не генерируют тепло и со временем остывают, однако их эволюция может продолжиться в результате столкновений с другими небесными телами или поглощения межзвёздной материи. От схлопывания нейтронные звёзды удерживает давление вырожденного нейтронного газа и силы ядерного отталкивания. Однако при превышении предела Оппенгеймера — Волкова, массы около 2 солнечных, нейтронная звезда схлопывается, превращаясь в чёрную дыру. Самая массивная из известных на сегодня нейтронных звёзд, PSR J0952–0607, имеет массу в 2.35±0.17 солнечных.

Холодные и не вращающиеся нейтронные звёзды мы обнаружить не можем, однако, по некоторым оценкам, в Млечном Пути содержится порядка миллиарда нейтронных звёзд (не менее нескольких сотен миллионов). Эта оценка сделана на основе примерного количества звёзд, превратившихся в сверхновые.

Неправильная галактика

Галактика NGC 1427A

Неправильными галактиками называют такие галактики, которые нельзя с уверенностью отнести ни к одному из классов последовательности Хаббла. Они не являются ни спиральными, ни эллиптическими – у них нет ни балджа, ни рукавов.

Последовательность Хаббла – это набор классов галактик, предложенный Эдвином Хабблом в 1936 году. В него входят эллиптические, линзообразные галактики, а также обычные спиральные галактики и спиральные галактики с перемычкой. Сам Хаббл считал, что эта классификация отражает эволюцию галактик, которые постепенно меняют свою форму от эллиптических к спиральным. По современным представлениям, скорее всё происходит наоборот: в ранней Вселенной преобладали спиральные и неправильные галактики, а гигантские эллиптические галактики возникли позже, путём слияния большого числа спиральных галактик.


Последовательность Хаббла

Неправильные галактики составляют около четверти от всех известных нам. Часть из них раньше были спиральными или эллиптическими, но деформировались под действием гравитации, своей или соседей. Обычно масса таких галактик бывает сравнительно небольшой, порядка 10% от массы Млечного Пути.

В свою очередь, неправильные галактики делятся на три класса – Irr-I, у которых просматриваются зачатки некоей структуры, Irr-II вообще без структуры, и dI, карликовые галактики. Последние имеют очень малую металличность, из-за чего похожи на ранние галактики, поэтому могут многое рассказать нам об эволюции Вселенной.

Новая звезда

Аккреция на белый карлик глазами художника

Новая звезда – явление, которое сторонний наблюдатель может перепутать со сверхновой звездой. В XVI веке датский астроном, астролог и алхимик эпохи Возрождения Тихо Браге наблюдал за эволюцией сверхновой SN 1572 (её часто так и называют, сверхновой Тихо Браге). Поскольку всё выглядело так, будто в небе появилась новая звезда, он так и описал её в книге De nova stella («Касательно новой звезды»). Среди прочего он на основании того, что новый небесный объект не двигается относительно других звёзд, сделал вывод, что тот находится очень далеко от нас.

Термины «новая звезда» или просто «новая» и «сверхновая» до 1930-х годов использовались наравне друг с другом. Только позже стало ясно, что за этими явлениями лежат совершенно разные физические процессы. Интересно, что за феноменом «новой» на самом деле стоит белый карлик, являющийся останками очень старой звезды.

Классические новые возникают в двойных системах, в которых одним из тел является белый карлик. Вторым может быть звезда из главной последовательности, субгигант или красный гигант. Объекты постепенно сближаются друг с другом, и когда период их взаимного обращения сокращается до нескольких дней, белый карлик начинает перетягивать на себя материю своего компаньона. Вокруг белого карлика образуется плотная неглубокая атмосфера, состоящая в основном из водорода. Она разогревается и в итоге достигает предела, за которым начинается ядерный синтез. Резкий выброс энергии разбрасывает атмосферу на большое расстояние от белого карлика, и создаётся яркий разогретый пузырь газа, который издалека можно принять за новую звезду. Такие газопылевые остатки новых могут существовать по нескольку столетий. Если белому карлику удастся снова перетянуть на себя материю компаньона, явление новой может повториться.

Мы можем наблюдать новые в любой части неба (но чаще вдоль Млечного Пути) примерно 10 раз в год – гораздо чаще, чем сверхновые. Раз в год-полтора они оказываются достаточно яркими для того, чтобы их было видно невооружённым глазом.