Самая тяжелая нейтронная звезда на сегодняшний день — это «черная вдова», поедающая свою половинку

Взвешивание этой рекордной нейтронной звезды, масса которой превышает массу Солнца в 2,35 раза, помогает астрономам понять странное квантовое состояние материи внутри плотных объектов, которые, если становятся намного тяжелее, полностью коллапсируют и исчезают как черная дыра.

«Мы примерно знаем, как ведет себя материя при ядерных плотностях, например, в ядре атома урана», — сказал Алекс Филиппенко, профессор астрономии Калифорнийского университета в Беркли. «Нейтронная звезда подобна одному гигантскому ядру, но когда есть полторы солнечные массы этого вещества, что составляет около 500 000 земных масс, связанных вместе, совершенно неясно, как они будут себя вести».

Роджер В. Романи, профессор астрофизики Стэнфордского университета, отметил, что нейтронные звезды настолько плотны — 1 кубический дюйм весит более 10 миллиардов тонн, — что их ядра являются самой плотной материей во Вселенной, за исключением черных дыр, которые, поскольку они скрыты за горизонтом событий, невозможно изучить. Таким образом, нейтронная звезда, пульсар PSR J0952-0607, является самым плотным объектом в поле зрения Земли.

Измерение массы нейтронной звезды стало возможным благодаря чрезвычайной чувствительности 10-метрового телескопа Keck I на Маунакеа на Гавайях, который только что смог зарегистрировать спектр видимого света от ярко светящейся звезды-компаньона, теперь уменьшенный до размером с большую газообразную планету. Звезды находятся на расстоянии около 3000 световых лет от Земли в направлении созвездия Секстанта.

Обнаруженный в 2017 году PSR J0952-0607 упоминается как пульсар «черная вдова» — по аналогии с тенденцией самок пауков «черная вдова» поедать гораздо меньших самцов после спаривания. Филиппенко и Романи изучают системы «черных вдов» более десяти лет, надеясь установить верхний предел того, насколько могут расти большие нейтронные звезды/пульсары.

«Объединяя это измерение с измерениями нескольких других черных вдов, мы показываем, что нейтронные звезды должны достигать как минимум этой массы, 2,35 плюс-минус 0,17 массы Солнца», — сказал Романи, профессор физики Стэнфордской школы гуманитарных наук и член Института астрофизики элементарных частиц и космологии Кавли. «В свою очередь, это обеспечивает некоторые из самых сильных ограничений на свойство материи в несколько раз превышать плотность, наблюдаемую в атомных ядрах. Действительно, этот результат исключает многие другие популярные модели физики плотной материи».

Исследователи говорят, что если 2,35 массы Солнца близко к верхнему пределу нейтронных звезд, то внутренняя часть, вероятно, будет состоять из нейтронов, а также верхних и нижних кварков (составляющих обычных протонов и нейтронов), но не экзотической материи, такие как «странные» кварки или каоны, которые представляют собой частицы, содержащие странный кварк.

«Высокая максимальная масса нейтронных звезд предполагает, что это смесь ядер и растворенных верхних и нижних кварков на всем пути к ядру», — сказал Романи. «Это исключает многие предполагаемые состояния материи, особенно с экзотическим внутренним составом».

Романи, Филиппенко и аспирант Стэнфордского университета Динеш Кандел стали соавторами статьи с описанием результатов команды, которая была принята к публикации в The Astrophysical Journal Letters.

Насколько большими они могут вырасти?

Астрономы в целом согласны с тем, что когда звезда с ядром, превышающим примерно 1,4 массы Солнца, коллапсирует в конце жизни, и образует плотный, компактный объект с внутренней частью, находящейся под таким высоким давлением, что все атомы сталкиваются вместе, образуя море нейтронов и их субъядерные составляющие, кварки. Эти нейтронные звезды рождаются вращающимися, и, хотя они слишком тусклые, чтобы их можно было увидеть в видимом свете, они проявляют себя как пульсары, излучающие лучи света — радиоволны, рентгеновские лучи или даже гамма-лучи, которые вспыхивают на Земле во время вращения, как вращающийся луч маяка.

«Обычные» пульсары вращаются и вспыхивают в среднем примерно раз в секунду - скорость, которую можно легко объяснить, учитывая нормальное вращение звезды перед коллапсом. Но некоторые пульсары повторяются сотни или до тысячи раз в секунду, что трудно объяснить, если только материя не упала на нейтронную звезду и не раскрутила ее. Но у некоторых миллисекундных пульсаров спутник не виден.

Одним из возможных объяснений существования изолированных миллисекундных пульсаров является то, что у каждого из них когда-то был компаньон, но он его «съел».

«Эволюционный путь абсолютно захватывающий», — сказал Филиппенко. «По мере того, как звезда-компаньон развивается и начинает становиться красным гигантом, материал перетекает к нейтронной звезде, что раскручивает нейтронную звезду. Раскручиваясь, она становится невероятно энергичной, и из нейтрона начинает исходить ветер частиц. Затем он попадает в звезду-донор и начинает сдирать материал. Со временем масса звезды-донора уменьшается до массы планеты, а если проходит еще больше времени, она вообще исчезает. Они не были одиноки с самого начала — они должны были быть в бинарной паре, — но постепенно испарили своих компаньонов, и теперь одиноки».

Пульсар PSR J0952-0607 и его слабая звезда-компаньон подтверждают эту версию происхождения миллисекундных пульсаров.

Обнаружение пульсаров типа «черная вдова», у которых компаньон невелик, но его еще можно обнаружить, — один из немногих способов взвесить нейтронные звезды. В случае двойной системы звезда-компаньон, масса которой сейчас всего в 20 раз больше массы Юпитера, искажена массой нейтронной звезды и заблокирована приливом как наша Луна заперта на орбите, так что мы видим только одну сторону. Сторона, обращенная к нейтронной звезде, нагревается до температуры около 6 200 кельвинов, или 10 700 градусов по Фаренгейту, что намного горячее, чем Солнце, и достаточно яркая, чтобы ее можно было увидеть в большой телескоп.

Филиппенко и Романи 6 раз за последние 4 года поворачивали телескоп Keck I на PSR J0952-0607, каждый раз наблюдая с помощью спектрометра формирования изображений низкого разрешения 15-минутными фрагментами, чтобы поймать слабый спутник в определенных точках на его 6,4-часовой орбите пульсара. Сравнивая спектры со спектрами подобных солнцеподобных звезд, они смогли измерить орбитальную скорость звезды-компаньона и рассчитать массу нейтронной звезды.