Нейтронная звезда – одна из наиболее плотных форм материи Вселенной, но её массе есть верхний предел. Если его превзойти, нейтронная звезда схлопнется в чёрную дыру

Во Вселенной есть мало неподвижных объектов; практически все известные нам тела вращаются. Каждая луна, планета, звезда из известных нам, вращается вокруг своей оси, поэтому в нашей физической реальности не бывает идеальных сфер. Объект, находящийся в гидростатическом равновесии, при вращении раздувается по экватору и сжимается с полюсов. Наша Земля, благодаря одному обороту в сутки, вдоль экваториальной оси на 42 км длиннее, чем по полярной, а существуют объекты, вращающиеся гораздо быстрее. А что насчёт наиболее быстро вращающихся объектов? Наш читатель спрашивает:

Некоторые пульсары вращаются удивительно быстро. Насколько сильно это искажает их форму, и не сбрасывают ли они из-за этого материю – или их гравитация её удерживает?

Существуют ограничения на скорость вращения объектов, и хотя пульсары исключением не являются, некоторые из них можно назвать воистину исключительными.


Пульсар в Парусах, как и все пульсары, представляет собой пример останков нейтронной звезды. Газ и материя довольно часто окружают пульсары, и они являются источниками топлива для пульсирующего поведения этих нейтронных звёзд.

Пульсары, или вращающиеся нейтронные звёзды, обладают одними из самых невероятных свойств среди всех объектов Вселенной. Они появляются после сверхновой, когда ядро схлопывается до состояния твёрдого шара из нейтронов, превышающего по массе Солнце, однако в диаметре имеющего всего несколько километров. Это наиболее плотная форма материи из известных. И хотя их называют нейтронными звёздами, они состоят из нейтронов всего на 90%, поэтому при вращении заряженные частицы, имеющиеся у них, очень быстро двигаются и создают сильное магнитное поле. Когда окружающие их частицы попадают в это поле, они ускоряются, и появляется релятивистская струя, или джет, исходящий с полюсов нейтронной звезды. И когда один из этих полюсов указывает в нашу сторону, мы видим «импульс» пульсара.


У пульсара, состоящего из нейтронов, имеется внешняя оболочка из протонов и нейтронов, создающих чрезвычайно сильное магнитное поле, в триллион раз превышающее таковое на поверхности Солнца. Отметьте, что ось вращения и магнитная ось немного не совпадают.

Большая часть существующих нейтронных звёзд не выглядит для нас пульсарами, поскольку большинство из них не повёрнуты так, чтобы ось вращения совпадала с линией видимости. Возможно, что все нейтронные звёзды являются пульсарами, но нам видны импульсы только небольшой их доли. Тем не менее, даже у наблюдаемых пульсаров существует огромный разброс в количестве оборотов.


На изображении ядра крабовидной туманности – молодой и массивной звезды, погибшей недавно в потрясающем взрыве сверхновой – можно увидеть характерные волны, порождённые пульсирующей и быстро вращающейся нейтронной звездой, пульсаром. Этот молодой пульсар возрастом всего в 1000 лет, вращающийся 30 раз в секунду, является типичным представителем обычных пульсаров.

Обычные пульсары, к которым принадлежит большинство молодых пульсаров, тратят на полный оборот от нескольких сотых долей секунды до нескольких секунд, а более старые, миллисекундные пульсары, вращаются гораздо быстрее. Самый быстрый из известных пульсаров вращается 766 раз в секунду, а самый медленный, обнаруженный в центре сверхновой 2000-летней давности RCW 103, совершает оборот за невероятные 6,7 часа.


Очень медленно вращающаяся нейтронная звезда в ядре остатков сверхновой RCW 103 является также и магнетаром. В 2016 году новые данные, полученные с разных спутников, подтвердили, что это самая медленно вращающаяся нейтронная звезда из всех известных

Пару лет назад по сети гуляла некорректная история о том, что медленно вращающаяся звезда оказалась наиболее близким к сфере объектом из известных человечеству. Навряд ли! Солнце очень близко к идеальной сфере, и в плоскости экватора всего на 10 км превышает диаметр по оси между полюсами (то есть, отличается от идеальной сферы на 0,0007%), а недавно открытая звезда KIC 11145123 более чем в два раза превышает Солнце по размеру, но разница по экватору и полюсам у неё составляет всего 3 км.


У самой медленной из известных нам вращающихся звёзд, Kepler/KIC 1145123, диаметры по полюсам и экватору отличаются всего на 0,0002%. Однако нейтронные звёзды могут быть гораздо ровнее.

Однако, хотя отличие всего на 0,0002% от идеальной сферы – неплохой результат, все эти рекорды бьёт самая медленная из всех вращающихся нейтронных звёзд, известная, как 1E 1613. Её диаметр составляет порядка 20 км, и разница между экваториальным и полярным радиусами не превышает радиуса протона: это меньше одной триллионной от 1%. Конечно, если мы можем быть уверены в том, что форму нейтронной звезды определяет её динамика вращения.

Но, возможно, на самом деле это не так, а правильность этого утверждения играет огромную роль при изучении другой стороны монеты – самых быстро вращающихся нейтронных звёзд.


Нейтронная звезда маленькая и тусклая, но она очень горячая и очень долго остывает. Если бы мы могли наблюдать за ней и видеть её свечение, то увидели бы, как она сияет в миллионы раз дольше текущего возраста Вселенной.

У нейтронных звёзд невероятно сильное магнитное поле – у обычной нейтронной звезды его интенсивность составляет 100 млрд гаусс, а у магнетаров, обладающих наиболее сильным магнитным полем, она находится в промежутке от 100 трлн до 1 квадриллиона гаусс. Для сравнения, интенсивность магнитного поля Земли примерно равна 0,6 Гс. И если вращение пытается сплющить нейтронную звезду и привести её к форме сжатого сфероида, то магнитные поля действуют в обратную сторону, вытягивая нейтронную звезду вдоль оси вращения в дынеобразную форму, известную, как вытянутый сфероид.


Сжатый и вытянутый сфероиды

Из-за ограничений гравитационных волн мы уверены, что нейтронные звёзды отходят от своей формы, обусловленной вращением, не более, чем на 10-100 см, что означает, что они идеально круглые с точностью до 0,0001%. Но на самом деле деформации должны быть ещё меньше. Самая быстро вращающаяся нейтронная звезда имеет частоту вращения 766 Гц, или период обращения в 0,0013 с.

И хотя существует множество способов расчёта сплющивания даже для самых быстрых нейтронных звёзд (без общепринятого уравнения), даже эта невероятная скорость, из-за которой поверхность на экваторе движется со скоростью порядка 16% от скорости света, приведёт к сплющиванию всего на 0,0000001%, плюс-минус пару порядков. И это даже не приближается к скорости убегания – всё, что находится на поверхности нейтронной звезды, останется там.


Перед самым слиянием две нейтронные звезды не просто испускают гравитационные волны, но и порождают катастрофический взрыв, отзывающийся по всему электромагнитному спектру, а также поток тяжёлых элементов, находящихся ближе к самому концу периодической таблицы.

После слияния двух нейтронных звёзд может получиться наиболее экстремальный пример вращающейся нейтронной звезды, образовавшейся в результате слияния. Согласно нашим стандартным теориям, эти нейтронные звёзды должны схлопнуться в чёрную дыру при превышении определённого порога массы: примерно в 2,5 раз превышающей солнечную. Но если эти нейтронные звёзды быстро вращались, то некоторое время они могут оставаться нейтронной звездой, пока достаточно энергии не будет испущено в виде гравитационных волн, и они не достигнут состояния критической нестабильности. Такой процесс может увеличить максимальную массу нейтронной звезды, по крайней мере, временно, на 10-20%.

И мы считаем, что именно это и произошло во время наблюдавшегося нами слияния двух нейтронных звёзд.



С какой же скоростью вращалась нейтронная звезда после слияния? Насколько исказилась её форма? Какие гравитационные волны испускают получившиеся в результате слияния нейтронные звёзды?

Для получения ответа необходимо совместить изучение событий, происходящих с участием масс из различных диапазонов: общая масса не превышает 2,5 солнечных (должна получиться стабильная нейтронная звезда), масса от 2,5 до 3 солнечных (как при том событии, что мы наблюдали, когда временно существующая нейтронная звезда превращается в чёрную дыру), масса больше 3 солнечных (когда сразу получается чёрная дыра), и прибавить к этому измерение световых сигналов. Также мы можем узнать больше, обнаружив фазу сближения по спирали как можно раньше, и заранее направив телескопы в сторону предполагаемого источника. И со входом в строй LIGO/Virgo и других детекторов гравитационных волн, а также с повышением их чувствительности, нам удаётся это всё лучше и лучше.


Слияние двух нейтронных звёзд в представлении художника. Двойные системы нейтронных звёзд тоже постепенно сближаются по спирали и сливаются, но самая близкая из найденных нами пар не сольётся ещё почти 100 млн лет. До тех пор LIGO, скорее всего, найдёт множество других кандидатов.

До тех пор знайте, что нейтронные звёзды, несмотря на их быстрое вращение, чрезвычайно твёрдые благодаря своей непревзойдённой плотности. Даже с такими сильными магнитными полями и релятивистскими скоростями вращения, как у них, они представляют собой более идеальные сферы, чем всё, что мы могли найти на макроскопических масштабах во Вселенной. Если только отдельные частицы не окажутся более идеальными сферами (а это может случиться), медленно вращающиеся нейтронные звёзды со слабыми магнитными полями останутся лучшими кандидатами на наиболее сферические объекты из появившихся естественным путём. Долгоживущая стабильная нейтронная звезда со временем будет лишь медленно уменьшать скорость вращения. И всё, что находится на её поверхности, останется там.