III. Эволюция нейтронных звезд
Астрофизические проявления нейтронных звезд, – т. е. то, какими мы их видим, – зависят от многих параметров: масса, скорость, период вращения, температура, магнитное поле, свойства вещества вокруг… Эволюция нейтронной звезды – это изменение ключевых параметров. Мы обсудим основные из них.
Вращение
У любого объекта есть предельная скорость вращения. Например, скорость вращения на земном экваторе составляет примерно полкилометра в секунду. Если мы начнем раскручивать нашу планету все быстрее и быстрее, то в конце концов она начнет разрушаться. Скорость вращения на экваторе Солнца примерно в 10 раз больше, чем на экваторе Земли. Если Солнце заставить вращаться в сотни раз быстрее, то вещество начнет истекать с солнечного экватора. Это приведет к замедлению вращения. Возникает предельный период. Нельзя заставить Солнце вращаться с периодом около часа. Нейтронные звезды могут вращаться очень быстро, потому что они компактные и плотные. Для них предельный период составляет менее одной тысячной доли секунды. Это соответствует скорости примерно 1/5 от скорости света! Дальше даже такие компактные объекты начинают истекать.
Нейтронные звезды могут иметь очень короткий период вращения, в том числе близкий к предельному, уже при своем рождении или приобретать его в ходе эволюции (раскручиваясь в двойных системах за счет аккреции вещества со второй звезды). Анализ данных наблюдений показывает, что практически все эти компактные объекты при рождении имеют периоды существенно менее одной секунды. Такую особенность легко объяснить. Нейтронная звезда появляется на свет в результате коллапса ядра звезды. Его размеры уменьшаются в тысячи раз. Все знают, что если вращающийся объект сжимается, то скорость вращения увеличивается. Простые оценки показывают, что звездное ядро в результате коллапса может легко раскрутиться до периода в доли секунды.
Вращение может быть настолько быстрым, что на какое‑то время предотвратит образование черной дыры. Масса компактного объекта может быть большой, но превращение в черную дыру определяется плотностью в центре. Быстрое вращение понижает эту плотность. Поэтому какое‑то время, пока новорожденный объект имеет короткий период, окончательный коллапс не происходит. Лишь спустя какое‑то время, обреченная нейтронная звезда схлопнется. Такие, как говорят, метастабильные объекты называют супрамассивными нейтронными звездами. Теоретики любят привлекать их там, где им хочется сделать двухстадийный коллапс с дополнительным энерговыделением в промежутке (источником энергии служит вращение супрамассивного объекта).
Быстровращающаяся нейтронная звезда, замедляясь, может сколлапсировать в черную дыру из‑за роста центральной плотности. По мере торможения вращения в центре растет плотность, и вещество может начать переходить в новую фазу. Область новой фазы, т. е. состоящая уже из других частиц, будет расти. Этот процесс может завершиться коллапсом.
В течение своей жизни нейтронная звезда может и замедлять свое вращение, и ускорять (но, конечно, не быстрее предельного). Для ускорения необходимо какое‑то внешнее воздействие, а замедление может происходить и без участия внешних объектов. История нейтронной звезды обычно начинается с замедления.
Нейтронная звезда чаще всего рождается как радиопульсар. Даже если сам механизм радиоизлучения по какой‑то причине оказывается подавленным (как, например, в центральных компактных объектах в остатках сверхновых), замедление вращения одиночной нейтронной звезды происходит примерно по одинаковому сценарию. У нас есть быстровращающийся «шарик» с магнитным полем. Такой объект должен излучать электромагнитные волны и ускорять заряженные частицы. В приложении к нейтронным звездам впервые на это указал Франко Пачини в 1967 году (т. е. прямо перед открытием радиопульсаров, хотя сам феномен пульсара не был предсказан). На излучение волн и ускорение частиц нужна энергия. Она берется из вращения, т. е. наш «шарик» будет замедляться. Время, затрачиваемое на один оборот, будет увеличиваться.
Энергия уносится потоком волн и частиц. Интенсивность излучения зависит от частоты вращения и величины магнитного поля. По мере замедления вращения энергии будет излучаться все меньше. Это означает, что будет падать давление, оказываемое дующим от нейтронной звезды «ветром» на внешнюю среду. Вначале давление обычно достаточно велико, поэтому пульсар «не знает» о том, что вокруг не пустота. Но со временем присутствие вещества будет все заметнее. Оно стремится подобраться поближе к нейтронной звезде. Это стремление связано как с давлением самого вещества (оно, во‑первых, определяется температурой и плотностью вещества, а во‑вторых, есть «лобовое давление», связанное со скоростью вещества относительно нейтронной звезды), так и с гравитацией. Если вещество вошло в область гравитационного влияния нейтронной звезды, то она сама начнет «натягивать» его на себя. В конце концов, ветер волн и частиц не сможет сопротивляться внешнему давлению, и вещество начнет проникать в магнитосферу. Это выключает не только пульсарный механизм (обычно он перестает работать еще раньше), но и весь процесс генерации ветра релятивистских частиц. Замедлившись до критического значения периода вращения, нейтронная звезда переходит на следующую эволюционную стадию.
Если первую стадию жизни нейтронной звезды называют эжектором (потому что вещество и волны активно эжектируются – выбрасываются – во внешнюю среду), то вторая стадия получила название пропеллера. Впервые ее рассмотрел в самом начале 1970‑х годов Викторий Шварцман. Но мировую известность она получила в 1975‑м благодаря статье Андрея Илларионова и Рашида Сюняева.
На этой стадии падение вещества на поверхность остановлено быстро вращающейся магнитосферой (которая вращается вместе со звездой, поскольку силовые линии «вморожены» в кору). Дело в том, что падающее вещество – это плазма. Вещество плазмы ионизовано, а заряженные частицы взаимодействуют с магнитным полем. Им очень тяжело двигаться поперек силовых линий (поэтому на Земле красивые сияния происходят в основном вблизи магнитных полюсов, за что их и называют полярными). Иногда говорят, что частицы сидят на силовых линиях как бусины на проволоке. На самом деле их поведение сложнее, но для нас важно, что плазма, как говорят, «вморожена» в магнитное поле. Плазме тоже, как и отдельным заряженным частицам, трудно двигаться поперек силовых линий. Поэтому магнитное поле может остановить поток вещества.
Если скорость вращения магнитного поля в данном месте превышает круговую скорость движения плазмы, то вращающиеся силовые линии магнитного поля работают как пропеллер, пытаясь разбросать вещество. Энергия вращения нейтронной звезды через магнитное поле передается веществу, часть которого может улететь вдоль силовых линий. Это приводит к очень быстрому торможению вращения нейтронной звезды. Поэтому стадия пропеллера достаточно короткая, и застать на ней нейтронную звезду довольно маловероятно. К тому же на этой стадии обычно нет мощного энерговыделения, так что и ярких источников здесь не получишь. Хотя кандидаты есть, их находят в тесных двойных системах, где вещество перетекает с нормальной звезды на слишком быстро вращающуюся нейтронную.
Постепенно время оборота нейтронной звезды вокруг своей оси растет. Медленно вращающийся пропеллер уже не может задержать поток вещества. Оно попадает на поверхность. Начинается аккреция.
Теперь вращение нейтронной звезды может и ускоряться, и замедляться. Падающее вещество может приносить с собой момент импульса (иногда употребляют и другой термин – угловой момент), т. е. может раскручивать нейтронную звезду[8]. Но взаимодействие магнитного поля с потоком вещества должно тормозить вращение. Обычно, если внешние условия не меняются, устанавливается равновесие. Особенно ярко это проявляется у рентгеновских пульсаров – аккрецирующих нейтронных звезд в тесных двойных системах. Период пульсаций излучения – это, как и у радиопульсаров, период вращения компактного объекта. Только источником энергии теперь служит не вращение, а потенциальная (гравитационная) энергия падающего вещества. Наблюдения демонстрируют, что часть аккрецирующих пульсаров показывает увеличение периода, а часть – уменьшение. Часто мы видим, что какой‑то рентгеновский пульсар то ускоряется, то тормозится. Но обычно это колебания вблизи положения равновесия, когда торможение и ускорение примерно уравновешивают друг друга. Это равновесие крайне важно, так как если есть хорошая модель аккреции, то знание равновесного периода позволяет оценить магнитное поле нейтронной звезды, чем астрофизики активно пользуются. Зачастую другого способа хотя бы примерно узнать величину поля аккрецирующей нейтронной звезды просто нет.
Итак, радиопульсар живет, пока нейтронная звезда быстро вращается. Рентгеновский пульсар возникает в двойной системе, если звезда достаточно замедлилась. Если магнитное поле постоянно, то вращение – главный параметр, определяющий то, какой мы видим нейтронную звезду. Но поле не всегда постоянно.
Источник
Эволюция Солнца
Наше Солнце – типичный пример звезды, эволюционировавшей из звездной туманности 4,6 миллиарда лет назад. Но как выглядит рождение и развитие Солнца? Давайте внимательно изучим этапы солнечной эволюции.
Рождение и эволюция Солнца
Солнце и все ближайшие планеты начали свое существование в гигантском облаке молекулярного газа и пыли. Примерно 4,6 миллиарда лет назад это облако под воздействием внешних сил (гравитационного поля ближайших звезд или выброса энергии сверхновой) начало сжиматься. Во время сжатия внутренние силы газа и взаимодействие частиц пыли сформировали участки пространства с большей плотностью материи. Эти скопления позже дадут начало жизни бесчисленного количества звездных систем, в том числе и нашей.
В процессе сжатия скоплений из-за сил взаимодействия частиц наша будущая звезда начала вращаться. Центробежная сила создала большой шар материи в центре и плоский диск из пыли и газа ближе к краю новосозданной системы. Из центрального шара позже образуется Солнце, а из диска – планеты и астероиды. В течение первых ста тысяч лет после сжатия газового облака Солнце было коллапсирующей протозвездой. Это продолжалось пока температура и давление звезды не привели к воспламенению ее центральной части – ядра. С этого момента наша звезда превратилась в светило типа Т Тельца – очень активную звезду с сильным солнечным ветром. Со временем Солнце постепенно стабилизировалось и обрело свою теперешнюю форму. Так началась жизнь нашей ближайшей звезды, но это лишь первый этап эволюции Солнца.
Основной этап эволюции Солнца
Солнце в собственном развитии находится на основном этапе жизни, как и большинство звезд во Вселенной. В ее ядре ежесекундно 600 миллионов тонн водорода превращается в гелий и производится 4*1027 Ватт энергии. Этот процесс в ядре Солнца начался 4,6 миллиарда лет назад и не менялся с тех пор. Но запас гидрогена в звезде не безграничен: горючего светилу хватит еще на 7 миллиардов лет жизни.
Чем больше в звезде накапливается гелия, тем больше сгорает водорода. Следствием этого является больший выход энергии и увеличение яркости свечения. Вы едва ли заметите эти изменения в краткосрочной перспективе, но за последующий миллиард лет Солнце станет ярче на 10%. А это уже не обещает ничего хорошего Земле и другим планетам нашей системы.
Увеличение выхода энергии ядерного синтеза внутри Солнца за миллиард лет приведет к сильному парниковому эффекту на Земле, подобному тому, что происходит сейчас на Венере. Со временем влага, содержащаяся в атмосфере планеты, выветрится усиленным солнечным излучением.
Через 3,5 миллиарда лет Солнце будет ярче уже на 40%, чем сейчас. Температура на поверхности Земли увеличится настолько, что существование на ней жидкой воды станет невозможным. Океаны выкипят, и пар не задержится в атмосфере. Ледники растают, а снег останется лишь мифом давно забытых времен. Все условия для жизни на планете будут уничтожены безжалостным солнечным излучением. Наша голубая планета окончательно превратится в раскаленную высушенную Венеру.
Смерть звезды
Туманность Эскимос как наглядная картинка вероятной смерти нашего Солнца
Ничто не вечно. Это правило справедливо для всего: для нас, для нашего дома – Земли и для Солнца. Хоть конец Солнечной системы и не произойдет завтра и не выпадет на век кого-либо из живущих сегодня, когда-нибудь в далеком будущем звезда израсходует все топливо и отправится в последний путь, к забвению. Как же закончится развитие Солнца?
Примерно через 6 миллиардов лет Солнце израсходует все запасы водорода в ядре. После этого инертный гелий, накопившейся в ядре звезды, станет нестабильным и начнет коллапсировать под собственным весом. Вследствие этого ядро начнет нагреваться и уплотняться. Солнце начнет увеличивать свои размеры, пока не перейдет в стадию красного гиганта. Растущая звезда поглотит Меркурий, Венеру и, наверное, даже Землю. Но даже в случае, если наша планета уцелеет, жар от раскаленной звезды нагреет ее поверхность и превратит в настоящий ад для любой известной органической жизни.
Когда Солнце окончательно сгорит?
Последовательность ядерного синтеза внутри звезд
Смерть любой звезды, находящейся в стадии красного гиганта, не за горами. У Солнца будет еще достаточно температуры и давления, чтобы начать следующий этап ядерного синтеза: из гелия, который в этот раз будет топливом, синтезируется углерод. Этот этап займет около ста миллионов лет – до того момента, когда выгорит весь гелий. В конце оболочка станет нестабильной, и звезда начнет усиленно пульсировать. За весьма короткий промежуток времени эти пульсации выбросят в открытый космос большую часть атмосферы Солнца.
Когда от атмосферы недавнего гиганта ничего не останется, вместо большой и яркой звезды в пространстве повиснет белый карлик – небольшое, размером с Землю, светило из чистого карбона, по массе равное звезде. Алмаз размером с нашу планету будет еще долго светиться тепловым излучением, но этого недостаточно для ядерного синтеза. Со временем он остынет до температуры окружающей среды – пары градусов выше абсолютного нуля.
Так закончится жизнь нашего Солнца – одиноким алмазным постаментом.
Взорвется ли Солнце?
Крабовидная туманность — яркий пример остатка сверхновой
Нет ни одного реалистичного сценария, по которому Солнце бы взорвалось. Хоть нам она и кажется огромной, наша звезда невелика относительно невообразимо больших звезд, которыми полна Вселенная. Даже когда Солнце сжигает весь гидроген, она сначала растет, а потом уменьшается до размера небольшой планеты, медленно остывая триллионы лет.
Для того чтобы звезда взорвалась, ее масса должна значительно превышать массу Солнца. Если бы наша звезда была бы в десяток раз больше, тогда можно было бы говорить о взрыве. Сверхмассивные звезды после расходования водорода и гелия продолжают синтез более тяжелых элементов – вплоть до железа, синтез которого не сопровождается выделением энергии. Тогда внутреннее давление звезды, удерживавшее ее от воздействия гравитационных сил, исчезает, и звезда взрывается, выбрасывая в космос огромное количество энергии.
После взрыва от таких звезд остаются нейтронные звезды, которые быстро вращаются вокруг своей оси, или даже черные дыры.
Помните, масса Солнца слишком мала, чтобы когда-либо взорваться. И этого не произойдет, так что переживать не стоит.
Источник