Основни характеристики и произход

През 1934 г. Уолтър Баде и Фриц Цвики, астрофизици от обсерваторията Маунт Уилсън, предположили, че когато масивна звезда наближи края на живота си, гравитацията й би смазала ядрото карайки го да колапсира. Колапсът би предизвикал титанична експлозия, която те нарекли свръхнова. Те размишлявали над възможността ядрото да колапсира до такава плътност, че протоните и електроните да се слеят в неутрони като по този начин да образуват неутронна звезда.
    Астрономите приели идеята на Фриц и Баде, че масивните звезди умират като свръхнови - такива силни експлозии са наблюдавани - но не обърнали внимание на предположението им, че взрива поражда неутронна звезда. Такива звезди биха били невероятно малки, дори в сравнение с белите джуджета, а се и смятало че не би било възможно да ги наблюдаваме. Въпреки всичко няколко физици изчислили характеристиките на неутронните звезди и открили, че радиусът им трябва да е около 10 km, а масата между една и няколко пъти тази на Слънцето. Изчисленията показали и че подобно на белите джуджета, и неутронните звезди имат гранична маса, която е около 2-3 слънчеви маси.

Пулсари и откриването на неутронните звезди

Въпреки че теоретичния модел неутронните звезди бил формулиран, нямало доказателства за тяхното съществуване и концепцията за малките колапсирали звезди била забравена за повече от 30 години. През 1967 г. група английски астрономи, водена от Антъни Хюиш, наблюдаваше радиосигнали от странни далечни галактики. Джоуслин Бел, завършила студенка, която работеше с групата, забелязла странен и силен сигнал, който се появявал на 1.33 секунди. Точността на пулсациите накара някои астрономи да са зачудят дали не са попаднали на сигнали от друга цивилизация и неофициално наричаха сигнала LGM-1 (Little Green Men - малки зелени човечета). През следващите няколко месеца групата на Хюиш откри още няколко пулсиращи радиоизточника, които бяха наречени пулсари.
    Откриването на други пулсари убеди астрономите, че наблюдават естествен феномен, който обяснявха със странен вид променлива звезда. Обикновените пулсиращи звезди, като цефеидите например, се подчиняват на връзката период-плътност, според която периодът на пулсации на всяка звезда е в обратно пропорционална зависимост от квадратния корен на плътността й. Кратките периоди на пулсарите сочат, че те трябва да са доста плътни тела, а първите открити пулсари имаха периоди, които сочеха бели джуджета. Скоро след това, обаче, бяха открити пулсари, чиито периоди бяха много по-кратки, загатващи за плътности, по-големи от тези на белите джуджета. Това накара астрономите да се върнат към идеите на Баде и Цвики.
    Неутронните звезди, според тяхната теория, биха били не само плътни (което означава да имат много къси периоди), а и свързани със свръхнови. Откриването на много късопериодичен пулсар в Ракообразната мъглявина, която е остатък от свръхнова, изглежда, че потвърждаваше модела на Баде и Цвики. Но изчисленията за периода на пулсация на неутронните звезди сочеха, че те трябва да пулсират много по-бързо от всеки открит дотогава пулсар. Белите джуджета биха пулсирали прекалено бавно, а неутронните звезди прекалено бързо за да се съгласуват с наблюденията. Решението на този пъзел дойде от независимата работа на астрофизиците от Корнелския университет Франко Пачини и Томас Голд.
    Дори преди пулсарите да бъдат открити. Пачини изучаваше предложената почти 40 години по-рано от Баде и Цвики връзка между неутронните звезди и остатъците от свръхнова. Той откри, че неутронна звезда, останла в отломките на свръхнова може да окаже силно въздействие на газа от околността ако се върти бързо и има силно магнитно поле.

  
фиг. 1
Сигнали от пулсари, записани от радиотелескоп

Бързото въртене и силно магнитно поле са ключови и в напълно самостоятелната работа на Голд, който опитвал да обясни не въздействията върху отломките от свръхнова, а краткостта на периода на пулсарите. Голд предположил, че пулсарът е бързо въртяща се, а не пулсираща неутронна звезда. Освен това магнитното й поле я кара да излъчва в два тясни лъча, които се носят из пространството с въртенето на звездата. Виждаме импулс, когато лъчът сочи към Земята.

       
фиг. 2
Импулсите на пулсар приличат на проблясъците на морски фар

Пулсарът свети като космически фар, чийто лъчи се въртят с въртенето на "лампата" (фиг.2). Но този модел доста разтревожи някои астрономи, защото поне един от познатите пулсари - този в Ракообразната мъглявина - се завърта 30 пъти за една секунда. Какво може да накра една звезда да се завърти толкова бързо? За сравнение вземете Слънцето, което се завърта въднъж на месец.
    Ако пулсарите са неутронни звезди, тяхното бързо въртене си има съвсем естествено обяснение. Когато масивна звезда колапсира, образувайки неутронна звезда при експлозията, ядрото й се свива до много малки размери - може би не повече от 10 km - а въртенето, което е имало се увеличава многократно. Това ускорение е резултат от "ефекта на кънкьорката". Кънкьорката се завърта по бързо като прибере ръцете си навътре, превръщайки бавния пирует в петно от движения.
    Всяко тяло се завърта по-бързо ако се свие - това е закона за запаване на момента на импулса (фиг. 3). Момента на импулса измерва ротационната инерция, която обикновено се отбелязва с L. За сферична тяло L е почти равна на произведението на масата (М), екваториалната скорост (V) и радиуса (R); или

L = MVR

  
фиг. 3
Запазването на момента на импулса ускорява въртенето на кънкьорката и на въртяща се звезда. Момента на импулса (ротационна инерция) е пропорционален на масата (М), скоростта на въртене (V) и радиуса (R). Запазването на момента на импулса изисква MVR математически да е равно на константа. Затова ако дадена маса промени радиуса си, то скоростта й трябва също да се промени.

    Закона за запазване на момента на импулса твърди, че това произведение трябва да е константа, освен ако някаква сила действа като забавя или ускорява въртенето. Затова ако при дадена маса М, радиусът R намалее, скоростта V трябва да се увеличи за да се запази ротационната инерция L константна. Свиването на въртящо се тяло (намаляване на радиуса) го кара да се завърти по-бързо, а просто изчисление показва, че ако дори бавно въртяща се звезда като Слънцето стане неутронна звезда, то тя ще се завърта няколко хиляди пъти за една секунда! Точно такова свиване се получава при желязното ядро на колапсираща масивна звезда. С гореописаните формули и твърдения напълно обясняваме бързото въртене на една неутронна звезда.
    Такъв колпс има и друг ефект: той уплътнява магнитното поле, правейки го около 1 трилион пъти по-силно от земното. Пулсарите са много мощни магнити, а съчетаването на толкова силно магнитно поле с толкова бързо въртене поражда лъчите на пулсара.

Излъчване от неутронни звезди

Променливо магнитно поле създава електрично поле - принцип, който използваме тук на Земята за да произвеждаме електричество, като въртим магнит в динамо. По подобен начин въртенето на неутронна звезда и магнитното й поле създават мощни електрични полета. Тези полета откъсват електрони от повърхността на звездата и ги ускоряват почти до скоростта на светлината. Електроните не са затворени в метални жици; те по-скоро са провеждани от силното магнитно поле на пулсара. Както знаете земното магнитно поле насочва слънчевите частици към полюсите, където се образуват полярни сияния. Магнитното поле на въртящ се пулсар по подобен начин поражда два тънки лъча електрони при магнитните полюси на звездата.
    За да обясним как електроните излъчват трябва да се обърнем към физчния закон, според който ускорявщи електрони излъчват електромагнитна енергия. Радиопредавателят работи на този принцип: електричество се пуска през предаващата антена, електроните в нея се ускоряват и излъчват радиовълните, които приемаме. И при пулсарите електроните излъчват при ускоряването си, само че тук те се движат не по антена, а по магнитното поле (фиг. 4). Импулсите, които виждаме са събирателното излъчване от милиарди електрони, струящи от повърхността на неутронната звезда.

Движещите се по спирала електрони излъчват електромагнитна енергия с дължина на вълната, зависеща от енергията на електроните. Високоенергийните електрони пораждат по-силно, а от там и по-късовълново лъчение. Излъчването е във формата лъч, защото електроните се движат по линиите на магнитното поле, които в близост до повърхността на звездата обрзуват тесен конус. Лъчите са причината да виждаме пулсарите и затова виждаме само тези от тях, чиито лъчи сочат към Земята; тези които не излъчват към нас не можем да видим. От това следва, че освен няколкото стотин неутронни звезди, които сме открили, може да има още много, чиито лъчи не сочат към нас.
    Излъчването, породено от ускоряващи електрони се нарича нетермално излъчване, защото характеристиките му зависят от ускорението на електроните и силата на магнитното поле, а не от температурата на загрят газ. Понякога се нарича и синхротронно лъчение, на типа на ускорителя на частици, в който за пръв път е наблюдавано такова излъчване. При повечето пулсари електроните излъчват основно нискоенергетично лъчение при радио дължини. При някои много млади пулсари, обаче, електроните са толкова високоенергийни, че излъчват в целия диапазон на електромагнитния спектър, включително и видима светлина и гама лъчи. Лявата част на фигура 4 показва младия пулсар в Ракообразната мъглявина, който освен радиовълни излъчва и видими проблясъци 30 пъти в секунда. Използвана е високоскоростна телевизионна камера за да се заснемат причинените от бързото въртене отблясъци. Навярно пулсарите излъчват поне малко термална енергия - обиновена светлина, но тъй като те са толкова малки, излъчването е много слабо и засега не може да бъде засечено.
    В нашето всекидневие въртящите се тела се забавят. Пулсарите не са изключение. Въртейки се пулсарът влачи магнитното си поле през струящите от повърхността частици. Магнитното поле упражнява сила върху тези частици и ги ускорява. Но ускоряващите се частици упражняват противодействие на магнитното поле, забавяйки него и пулсара. Този процес прилича на това, което става ако потопите бъркалките на миксер в гъсто тесто: тестото се завърта, а бъркалките се забавят. Астрономите установяват забавянето на пулсар като точно измерват интервала между импулсите. Такива замервания показват, че времевия интервал между пулсациите - периода на пулсара - се удължава. По-бавното въртене ограничава енергията на лъчението на пулсара. Млади, бързовъртящи се пулсари излъчват във видимия и радио диапазон; стари, бавновъртящи се пулсари пораждат само радиовълни.
    Въпреки че такива наблюдения показват, че , по принцип, пулсарите се забавят, понякога някои изведнъж ускоряват. Такива ускорения се наричат гличове, а самите те могат да ни кажат нещичко за вътрешността на пулсара или неутронната звезда. Астрономите изучават структурата на неутронните звезди посредством методите, прилагани и при обикновените звезди: строят математични модели на неутронни звезди. В основата на тези модели стоят физични закони - например изискването в една стабилна звезда гравитацията да бъде балансирана от налягането. От тези модели астрономите могат да предугадят структурата на вътрешността на неутронна звезда. Такива изчисления показват, че неутронната звезда има най-малко три обособени части: тънка газова атмосфера с дебелина около 1 милиметър; следва тънка и твърда (вероятно желязна) кора с дебелина няколко стотин метра; и основната част от звездата - течно "море" от неутрони, намиращо се под кората (виж горе). Тази течност има много забележителни характеристики. Например, може да се движи практически без триене - състояние наречено свръхфлуидност.
    Липсата на триене при свръхтечността създава много странно състояние при неутронните звезди: ядрото на звездата може да се върти почти независимо от кората. В следствие от това, въпреки че магнитните ефекти забавят скоростта на въртене на кората, въртенето на вътрешността не се променя. Това значи че вътрешността може да се върти бързо под по-бавно въртяща се кора. Със забавянето на въртенето на кората, обаче, разликата между скоростите на въртене на вътрешността и кората започва да расте. Когато разликата достигне една критична стойност, която зависи от характеристиките на свръхфлуида и кората, свръхфлуида променя поведението си и загубва част от ротационната си енергия, което го забавя. Тази ротационна енергия не може да отиде другаде, освен в кората, което води до ускоряване на кората със забянето на ядрото. Наблюдаваме ускорението на кората като глич, а от такива събития астрономите могат да проверят дали са верни моделите им за вътрешността на неутронните звезди.
    Неутронната звезда може да промени скоростта си на върене и по друг начин. При раждането си повърхността на звездата е много гореща - вероятно няколко милиона К. С охлаждането на звездата кората може да се свие и пропука, смалявайки радиуса си. Знаем, че когато радиусът на въртящо се тяло се смали, скоростта му на въртене се увеличава съгласно закона за запазване на момента на импулса. Други типове движения са възможни в кората на неутронна звезда. Астрономите предполагат, че кората на пулсарите може да проявява нещо подобно на плейт тектониката на Земята. Такива движения в кората също биха имали ефект върху въртенето на неутронната звезда.
    Диполното магнитно излъчване забавя пулсара, а излъчването на електромагнитна радиация отслабва. Накрая звездата става незабележима. Но както и бяло джудже може да бъде съживено от близка звезда спътник, така и пулсар в двойна система може да се събуди.
    Пулсарите, обаче, не се срещат често в двойни звездни системи. Свръхновата, която ги образува, може да изхвърли толкова много маса, че гравитацията да е неспособна да удържи двойката заедно. Пулсарът бързо "бяга" от отломките на родилата го експлозия. Това може да обясни защо толкова малко от тях се наблюдават в остатъците от свръхнова. Въпреки всичко, няколко неутронни звезди са останали в орбита около спътника си като в последствие може да са станали източник на рентгенови лъчи. Още повече, астрономите са изчислили, че диполното магнитно излъчване, породено от въртенето на пулсара е толкова силно при раждането му, когато се върти най-бързо, че действа като ракетен двигател. Излъчването буквално бута неутронната звезда през пространството със скорост от порядъка на стотици километри в секунда, допълнително затруднявайки звездата спътник да я удържи около себе си. Такива ускоряващи пулсари са били наблюдавани.

Рентгенови двойни звезди

Понякога неутронните звезди са силни източници на рентгенови лъчи. Такива звезди са наречени рентгенови двойни звезди. Астрономите са идентифицирали няколко типа рентгеново двойни звезди. При единият тип ренгеновото излъчване се появява на неправилни времеви интервали под формата на рентгенови експлозии с голям интензитет. Според една хипотеза, рентгеновите лъчи идват от газ, който пада на повърхността на неутронната звезда, където силната гравитация го компресира и нагрява до милиони градуси. Загряването води до термоядрена експлозия, подобна на тези, които причиняват избухванията на нови. Експлодиращия газ е толкова горещ, че по-голямата част от излъчването му се носи от рентгенови лъчи, в съответствие със закона на Вийн (колкото е по-горещ газа, толкова е по-къса е дължината при която излъчва). Такива експлозии на повърхността на неутронна звезда излъчват хиляди пъти повече енергия от Слънцето - впечатляващо постижение за "мъртва" звезда.
    При друг тип рентгеново двойна звезда излъчването идва на бързи, постоянни импулси, които се повтарят на няколко или по-малко секунди. Рентгеновите пулсации от тези звезди са подобни на радио пулсациите от обикновените пулсари. Това е причината астрономите да наричат такива тела рентгенови пулсари. Рентгеновия пулсар излъчва от малки горещи петна, намиращи се в близост до магнитните полюси. Газ от звездата спътник "тече" по линиите на магнитното поле, подобно на газовите частици от Слънцето, които се насочват към магнитните полюси на Земята, където причиняват полярните сияния. Падащият газ бива ускорен от силната гравитация. При сблъсъка му с магнитните полюси неутронната звезда (фиг. 5), газът се компресира и загрява, започвайки да излъчва рентгенови лъчи. С въртенето на неутронната звезда горещите петна влизат и излизат от полезрението ни, което води до пулсациите, наблюдавани от нас на Земята.

    Тъй като по принцип пулсарите се забавят с остаряването си, астрономите бяха озадачени, когато откриха няколко бързовъртящи се пулсара - от което може да се предположи, че са много млади - сред много стари звездни купове. Някои от тези "бързи" и привидно млади пулсари се завъртат около 1000 пъти в секунда, а това значи, че отделните импулси са разделени от малко повече от хилядна от секундата. Съответно астрономите наричат тези пулсари милисекундни. Милисекундните пулсари в почти всички случаи имат спътник. Всъщност астрономите смятат, че вероятно в определен момент всички те са имали спътници.
    Ако неутронна звезда има спътник, който изхвърля маса, е възможно неутронната звезда да привлече част от нея. Привлечената маса, обаче, не пада направо върху неутронната звезда. Вместо това тя временно влиза в орбита около звездата, натрупвайки се в плосък въртящ се диск, който астрономите наричат акреционен диск. Материята от акреционния диск рано или късно пада върху неутронната звезда, а когато това стане, тя придава част от ротационната си инерция на звездата, карайки я да ускори въртенето си. Това е начина, по който нормалното забавяне на стареещия пулсар може да бъде обърнато. Но нали има милисекундни пулсари без спътници? Какво ги е ускорило? Една от възможностите е, че тези пулсари са имали спътници, които в последствие са изчезнали. В някои случаи преминаваща звезда, може да "отвлече" спътника на пулсара. Има и по-зловеща възможност - пулсара може да е унищожил спътника си. Астрономите смятат, че наблюдават такова поведение при пулсара "Черна вдовица". Този странен пулсар има немасивен спътник, който се изпарява под загряващото му въздействие. След известно време е възможно спътникът напълно да се изпари, а бъдещите астрономи ще могат да наблюдават само милисекундния пулсар.
    Наскоро астрономите откриха, че е възможно някои пулсари да имат планетни системи. Тези странни пулсари показват малки доплерови отмествания, подобни на тези, които се очакват от лекото гравитационно влияние на немасивни орбитиращи тела, сравними по маса с планетите. Тълкуванието на тези доплерови отмествания може да е грешно, но ако се окаже, че планетите са истински, ще се повдигнат озадачаващи въпроси относно това как са се образували планети след свръхновата, която е родила пулсара или как планетите са оцелели след взрива.