Когда звезды стареют и умирают, их масса определяет их окончательную судьбу. Многие сверхмассивные звезды имеют будущее в качестве нейтронных звезд. Но вопрос в том, насколько массивными могут стать нейтронные звезды? 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, ее ждала бы гораздо более ужасная судьба: стать черной дырой. Чтобы выяснить это, команда Purple Mountain изучила так называемый предел Оппенгеймера. Это критическая гравитационная масса (сокращенно МТОВ) массивного объекта. Если нейтронная звезда останется ниже этого предела Оппенгеймера, она останется в этом состоянии. Если она станет более массивной, то коллапсирует в черную 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 ученые называют «легчайшими» черными дырами. Эти объекты, вероятно, будут существовать в диапазоне от 2,5 до 3 солнечных масс.
Все дело в том, как стареют звезды. Все зависит от их стартовой массы. Так, например, наше Солнце является желтым карликом 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 тяжелые элементы в своем ядре, что приведет 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, он 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
Звезды, гораздо более массивные, чем Солнце, проходят тот же цикл, но заканчивают свою жизнь взрывами сверхновых. То, что осталось, становится черной дырой. Или, если после взрыва осталось недостаточно массы, остаток становится нейтронной звездой. Это означает, что между ним и черной дырой существует тонкая грань. Эта линия является пределом Оппенгеймера.
Звезды с массой от 8 до 25 солнечных производят нейтронные звезды. Нечто, называемое «давлением нейтронного вырождения», удерживает эти странные остатки вместе. Оставшееся ядро звезды сжимается после взрыва сверхновой. Но нейтроны и протоны в атомных ядрах ядра 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 черная дыра.
Уточнение предела Оппенгеймера для нейтронных звезд
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 на борту Международной космической станции под названием «Миссия по исследованию внутреннего состава нейтронной звезды». НИЧЕР). Эти и другие миссии обнаруживают последствия столкновений нейтронных звезд и столкновений нейтронной звезды и черной дыры. NICER, в частности, изучает время рентгеновского излучения нейтронных звезд и работает над ответом на вопрос: насколько велика нейтронная звезда? Зная размер и массу нейтронных звезд, астрономы могут лучше понять их формирование и экзотическую материю, которую они содержат.
Команда включила информацию о максимальном ограничении массы (то есть, какой самый высокий уровень 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 черной дыре), а модели описывают параметры, при которых оно существует (включая давление, объем и температуру). Результат их работы не только дает 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 с помощью нескольких мессенджеров. 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 черными дырами.
Дальнейшие последствия
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 расчета.
Работа команды Фан предполагает, что обрезание массы нейтронных звезд, обнаруженных гравитационными волнами, должно совпадать с MТОВ. Это не меняется с красным смещением. Обрезание массы Предела Оппенгеймера связано как с красной смещенной массой объекта, так и с его красным смещением. Это предсказывается космологической моделью и световым расстоянием. Это обеспечивает новый метод проверки базовой космологической модели Вселенной. Текущая модель начинается с Большого взрыва, инфляции и расширения. Сюда также входит распределение всей материи (включая темную и барионную материю), а в корпорациях – вклад темной энергии.
Для дополнительной информации
Максимальная масса невращающейся нейтронной звезды точно рассчитана как 2,25 массы Солнца.
Максимальная гравитационная масса MТОВ = 2,25 +0,08/-0,07 Мс сделан вывод с точностью около 3% на основе данных о нейтронных звездах, передаваемых с помощью нескольких сообщений.
Препринт ArXiv
