Российские астрофизики объяснили быстрое падение температуры молодой нейтронной звезды
Нейтронная звезда в созвездии Кассиопеи возникла на месте вспышки сверхновой всего 345 лет назад. Однако последние наблюдения показали, что она остывает гораздо быстрее других нейтронных звезд. Российские ученые нашли объяснение этой аномалии.
Дмитрий ПавловАвтор Hi-Tech Mail
Ученые Физико-технического института имени Иоффе РАН (Санкт-Петербург) предложили объяснение очень быстрого остывания самой «юной» нейтронной звезды Млечного Пути. Она находится в туманности Кассиопея А на расстоянии 3,4 килопарсека (11 тысяч световых лет) от Земли и в текущее состояние пришла всего 345 лет назад. Существует гипотеза, что британский астроном Джон Флемстид (John Flamsteed) видел сверхновую 16 августа 1680 года и занес в свой каталог как звезду 6-й величины. В 1999 году телескоп Chandra обнаружил в центре расширяющегося облака остатка сверхновой очень горячий объект с мощным рентгеновским излучением. Нейтронную звезду обозначили как Cas XR-1 или Cas A NS (Cassiopeia A Neutron Star).
За 25 лет современных наблюдений температура поверхности этого объекта снизилась на несколько процентов, что крайне необычно для столь малого временного отрезка с точки зрения статистики нейтронных звезд. Обычно такие тела остывают за счет генерации нейтрино. Но это почти невесомые частицы, и чтобы у недр начала снижаться температура, им нужно сгенерировать и выпустить на свободу невероятно много нейтрино.
Примерно 15 лет назад в научном сообществе появилась теория, согласно которой быстрое падение температуры звезды связано с явлением сверхтекучести в ее ядре. Однако убедительных доказательств представить не удалось. Новая гипотеза возвращается к связи чрезмерно быстрого остывания с нейтринной гиперактивностью в районе сверхплотного ядра, но предполагает, что результат проявляется не равномерно, а рывками, с интервалами в сотни лет. Это чем-то напоминает биологическую теорию прерывистого равновесия, утверждающую, что любая эволюция идет скачками.
Понимание остывания нейтронных звезд важно для определения свойств сверхплотной материи в ядрах нейтронных звезд. И хотя создать на Земле такие же условия пока не представляется возможным, успешные эксперименты с управляемым термоядерным синтезом внушают ученым надежды.
Результаты исследования опубликованы в Journal of High Energy Astrophysics.
Масса нейтронных звезд сравнима с солнечной, а радиус не превышает 10 километров — в 70 000 раз меньше радиуса Солнца. Вещество внутри нейтронной звезды спрессовано сильнее, чем в атомных ядрах. Сверхплотное вещество может обладать свойствами сверхтекучести и сверхпроводимости, но при гораздо более высокой температуре — десятках миллионов кельвинов.
Обычные звезды состоят из водорода, гелия и других относительно легких элементов. Они миллиарды лет остаются горячими за счет термоядерных реакций. Когда ядерное топливо истощается, звезды теряют стабильность и входят в терминальную стадию эволюции. Если исходная звезда массивна, при потере устойчивости она может коллапсировать как сверхновая. После такой вспышки по окрестностям разносится вещество — так называемый остаток сверхновой (англ. supernova remnant), наблюдаемый как туманность. В центре этого остатка может возникнуть нейтронная звезда. Именно такой сценарий реализовался в туманности Кассиопея А.
Чтобы понять эволюцию нейтронных звезд, важно знать их возраст. Но для этого нужно определить точку отсчета — время вспышки сверхновой. В видимой части Вселенной есть лишь несколько нейтронных звезд, чей возраст известен благодаря астрономическим наблюдениям. Первые свидетельства о вспышках сверхновых относятся к XX—XVII векам до нашей эры. Нейтронная звезда в туманности Кассиопея А — самая молодая из таких звезд, хотя документальные доказательства открытия сверхновой Джоном Флемстидом утеряны. Но в отличие от всех остальных своих «товарок» она остывает невероятно быстро — падение температуры поверхности можно наблюдать в реальном времени, в буквальном смысле не по дням, а по часам.
Ученые ФТИ РАН создали модель, способную объяснить столь стремительное остывание. Она стала альтернативой предыдущей гипотезы о сверхтекучести ядра. Новый сценарий может быть реализован как в условиях сверхтекучести, так и в ее отсутствие. Российские астрофизики смоделировали охлаждение разных типов нейтронных звезд и сформулировали условия, при которых теория должна согласовываться с результатами практических наблюдений.
Модель достаточно убедительно объясняет задержку остывания в первые 200 лет жизни нейтронной звезды и ускорение в последующие полтора столетия. По мнению авторов, быстрое падение температуры обусловлено не столько сверхтекучестью вещества ядра, а неравномерной теплоотдачей из внутреннего «ядрышка» (NS central kernel), в котором из-за сверхвысокой плотности идут процессы очень интенсивной генерации нейтрино с дальнейшим нейтринным охлаждением.
Какое-то время до поверхности звезды этот процесс не доходит, она остается нестерпимо горячей, зато потом начинает с лихвой наверстывать упущенное и быстро остывать. Остается лишь разобраться, почему такая аномалия пока наблюдается только у одной нейтронной звезды, а все остальные «замерзают» относительно равномерно.
В случае катаклизмического завершения эволюции звезды-гиганты превращаются либо в нейтронные звезды, либо в черные дыры. В обоих случаях это вызывает нешуточный переполох в окружающем космическом пространстве радиусом в десятки световых лет. Однако все это цветочки по сравнению со сценарием, когда рядом оказываются две нейтронных звезды или черных дыры, и гравитация начинает неудержимо тащить их друг к другу. О самом крупном за всю историю наблюдений слиянии черных дыр читайте в материале Hi-Tech Mail.
Поделиться
