Когда звёзды стареют и умирают, их масса определяет их окончательную судьбу. Многие сверхмассивные звёзды переходят в стадию нейтронной звезды. Но вопрос в том, насколько массивными могут стать нейтронные звёзды? На этот вопрос намеревались ответить профессор Фань Ичжун и его команда из обсерватории Пурпурная гора в Китае.
Оказывается, масса невращающейся нейтронной звезды не может превышать 2,25 солнечных масс. Если бы она была более массивной, её ждала бы гораздо более ужасная судьба: стать чёрной дырой. Чтобы выяснить это, команда исследователей изучила так называемый предел Оппенгеймера. Это критическая гравитационная масса массивного объекта. Если нейтронная звезда останется ниже этого предела Оппенгеймера, она останется в этом состоянии. Если она станет более массивной, то коллапсирует в чёрную дыру.
Понимание физики нейтронной звезды
Итак, зачем определять верхнюю массу нейтронной звезды? Предел Оппенгеймера для этих объектов имеет некоторые последствия как для астрофизики, так и для ядерной физики. По сути, это указывает на то, что компактные объекты с массой более 2,25 солнечных масс, вероятно, являются тем, что учёные называют “легчайшими” чёрными дырами. Эти объекты, вероятно, будут существовать в диапазоне от 2,5 до 3 солнечных масс.
Все дело в том, как стареют звёзды. Все зависит от их стартовой массы. Так, например, наше Солнце – жёлтый карлик меньшей массы, и ему потребуется более 10 миллиардов лет, чтобы пройти весь свой жизненный цикл. Сейчас ему около 4,5 миллиардов лет. По мере старения оно будет потреблять более тяжёлые элементы в своём ядре, что приведёт к его нагреванию. Это стимулирует расширение, а это означает, что Солнце станет красным гигантом и сбросит свои внешние слои примерно через пять миллиардов лет. В конце концов, оно уменьшится и станет белым карликом. Этот крошечный объект будет содержать массу, меньшую, чем у Солнца, хотя некоторые белые карлики могут быть немного более массивными.
Как формируется нейтронная звезда
Звёзды, гораздо более массивные, чем Солнце, проходят тот же цикл, но заканчивают свою жизнь взрывами сверхновых. То, что осталось, становится чёрной дырой. Или, если после взрыва осталось недостаточно массы, остаток становится нейтронной звездой. Это означает, что между ним и чёрной дырой существует тонкая грань. Эта линия является пределом Оппенгеймера.
Звёзды с массой от 8 до 25 солнечных производят нейтронные звёзды. Нечто, называемое “давлением нейтронного вырождения”, удерживает эти странные остатки вместе. Оставшееся ядро звезды сжимается после взрыва сверхновой. Но нейтроны и протоны в атомных ядрах плотно прижимаются друг к другу и больше не могут сжиматься. Итак, система приходит в странное равновесие. В этот момент образовавшаяся нейтронная звезда приближается к пределу Оппенгеймера. Если объект набирает (или имеет) больше массы, это означает, что его масса превышает предел. В результате получается чёрная дыра.
Команда профессора Фана работала над определением более точного значения предела Оппенгеймера. Для этого они собрали данные из таких наблюдений, как наблюдения, сделанные Лазерной интерферометрической гравитационно-волновой обсерваторией (LIGO) и детектором гравитационных волн VIRGO, а также прибором NICER на борту Международной космической станции. Эти и другие миссии обнаруживают последствия столкновений нейтронных звёзд и столкновений нейтронной звезды и чёрной дыры. NICER, в частности, изучает время рентгеновского излучения нейтронных звёзд и работает над ответом на вопрос: насколько велика нейтронная звезда? Зная размер и массу нейтронных звёзд, астрономы могут лучше понять их формирование и экзотическую материю, из которой они состоят.
Дальнейшие последствия
Команда включила информацию о максимальном ограничении массы (то есть, какой самый высокий предел массы может иметь нейтронная звезда), полученную на основе распределения этих объектов. В своей работе они использовали модели уравнения состояния. Уравнение состояния в основном рассматривает состояние вещества в нейтронной звезде (и чёрной дыре), а модели описывают параметры, при которых оно существует (включая давление, объём и температуру). Результат их работы даёт не только верхнюю границу массы нейтронной звезды (~ 2,5 массы Солнца), но также показывает, что такая нейтронная звезда будет иметь радиус около 11,9 километров.
Интересно увидеть точность этих измерений и моделей, основанных на реальных данных наблюдений гравитационных волн и мягкого рентгеновского излучения. В опубликованной ими статье о своей работе Фан и его команда предполагают, что объекты с массой от 2,5 до 3 солнечных масс (обнаруженные детекторами гравитационных волн второго поколения), скорее всего, являются легчайшими чёрными дырами.
Эта работа также имеет некоторые довольно интересные последствия для космологии, в частности, для постоянной Хаббла. Это значение, присвоенное скорости расширения Вселенной. Она составляет где-то около 70 километров в секунду на мегапарсек (плюс-минус 2,2 км/сек/Мпк). Цифры зависят от того, какие методы астрономы используют для их расчёта.