Нейтронные звезды (НС) — это коллапсирующие ядра сверхмассивных звезд-гигантов, содержащие от 10 до 25 солнечных масс. Помимо черных дыр, они являются самыми плотными объектами во Вселенной. Их путешествие от звезды главной последовательности к рухнувшему остатку звезды — увлекательная научная история.
Иногда бинарная пара NS сливается, и то, что происходит дальше, не менее увлекательно.
Когда две нейтронные звезды сливаются, образуется остаток, который становится либо черной дырой, либо нейтронной звездой, причем наиболее распространенным результатом является черная дыра. Но окончательный остаток — это только часть истории. Многое происходит в экстремальной обстановке, созданной слиянием.
Слияния НЗ могут почти мгновенно создать чрезвычайно сильные магнитные поля, в триллионы раз более сильные, чем у Земли. Они могут производить короткие гамма-всплески (GRB). Они создают килоновые. Они создают настолько экстремальную среду, что может произойти неуловимый r-процесс или процесс быстрого захвата нейтронов. R-процесс ответственен за большое количество стабильных изотопов элементов тяжелее железа, включая золото, платину и другие благородные металлы.
Новое исследование, опубликованное в Astrophysical Journal, изучает эту экстремальную среду, чтобы выяснить, как взаимодействующие силы создают остатки. Название: «Аб-инициальное общерелятивистское гидродинамическое моделирование нейтринного излучения долгоживущих остатков слияния нейтронных звезд с временными масштабами охлаждения нейтрино». Авторы — Дэвид Радиче и Себастьяно Бернуцци, оба из Университета штата Пенсильвания.
Авторы говорят, что это первое ab initio исследование слияний нейтронных звезд. Ab initio в переводе с латыни означает «с самого начала». Это означает, что их моделирование основано непосредственно на фундаментальных законах природы и не включает в себя никаких эмпирических данных. Эти типы моделирования требуют чрезвычайно высокой вычислительной мощности, но наградой является их предсказательная сила. Ab initio исследования могут выявить аспекты сложных систем, которые чрезвычайно сложно изучить экспериментально. Общая теория относительности означает, что моделирование включает в себя общую теорию относительности Эйнштейна, которая имеет решающее значение для описания экстремальной гравитации вблизи нейтронных звезд.
«Несмотря на их астрофизическую значимость, эволюция долгоживущих остатков нейтронного синтеза после глобальной фазы их эволюции, в которой доминирует радиация, плохо изучена», — пишут авторы.
Исследователи смоделировали слияние двух нейтронных звезд, каждая с массой 1,35 солнечных. Первоначальное расстояние между ними составляло всего 50 км. Моделирование охватывало последние ~ шесть витков перед слиянием и продолжалось более ~ 100 мс после слияния.
«Исследование изучало раннюю эволюцию нейтронных звезд, всего через несколько мгновений после их образования», — пишут авторы. «Это исследование является отправной точкой для выявления астрономических сигналов, которые могли бы помочь ответить на вопросы о нейтронных звездах и образовании черных дыр».
Первой фазой слияния нейтронных звезд после обращения по орбите является фаза гравитационной волны (ГВ). Это длится примерно 20 миллисекунд после слияния. Выпуская ГВ, нейтронная звезда высвобождает часть энергии от слияния.
Следующим этапом является этап охлаждения нейтрино, и именно ему посвящена данная работа. «Мы обнаруживаем, что охлаждение нейтрино становится доминирующим механизмом потери энергии после фазы, в которой доминируют гравитационные волны (около 20 мс после слияния)», — пишут авторы.
Нейтрино — это неуловимые частицы, электрически нейтральные и имеющие очень малую массу. По данным некоторых исследований, каждую секунду через каждого человека на Земле проходит около 400 миллиардов нейтрино. Несмотря на отсутствие взаимодействия, нейтрино несут энергию от слияния, и уровень их энергии зависит от процесса, который их создал. Со временем эта энергия уменьшается.
Когда две нейтронные звезды сливаются, обычно образуется остаток черной дыры. Иногда это также создает еще одну нейтронную звезду, так называемую RMNS (Остаток массивной нейтронной звезды).
«Светимость нейтрино затухает медленнее, становясь доминирующим механизмом, благодаря которому RMNS теряет энергию через 10–20 мс после слияния нейтрино», — пишут авторы.
Моделирование показывает, что RMNS отличается от протонных нейтронных звезд, которые образуются при коллапсе массивных звезд.
В результате слияния во внешнем ядре RMNS образуется плотный газ электронных антинейтрино. Это коррелирует с горячими точками во внешнем ядре. RMNS также устойчив к конвекции, хотя поверхность горячее ядра. Если бы существовали конвективные нестабильности, они могли бы спровоцировать большее количество выбросов ГВ, но, по мнению авторов, моделирование этого не показало. «Мы не находим никаких свидетельств возрождения сигнала ГВ из-за конвективных нестабильностей», — пишут они.
Некоторые исследования показывают, что слияние нейтронных звезд является источником коротких гамма-всплесков (SGRB). Однако для того, чтобы это произошло, магнитное поле должно каким-то образом выйти из остатка и образовать более крупные магнитные поля. «Если RMNS являются жизнеспособным центральным драйвером SGRB, то поле должно каким-то образом вырваться из остатка и сформировать крупномасштабные магнитные структуры», — пишут авторы. Но стабильность РМНС, похоже, препятствует этому. «Однако наше моделирование показывает, что RMNS стабильно слоистая, поэтому остается неясным, как из нее могут возникать магнитные поля», — объясняют авторы.
В результате слияния также образуется массивный аккреционный диск во внешнем ядре.
«Массивный аккреционный диск образуется в результате выброса материала, который выдавливается с поверхности столкновения между двумя звездами. «В первые 20 мс после слияния формируется массивный диск», — объясняют исследователи. Этот диск несет в себе большую часть углового момента слияния. Это позволяет RMNS прийти к довольно стабильному равновесию в одной из нескольких возможных областей стабильной конфигурации на диске.
Стабильные нейтронные звезды слияния происходят гораздо реже, чем черные дыры. Они возникают только тогда, когда общая масса ниже максимальной стабильной массы. Однако некоторые подробности об этом остаются неясными.
«Эти результаты показывают центральный объект, окруженный быстро вращающимся кольцом горячей материи. Если эти остатки не разрушатся, ученые ожидают, что они высвободят большую часть своей внутренней энергии в течение нескольких секунд после формирования», — пишут авторы.
Подсчитано, что только 10% слияний нейтронных звезд приводят к образованию RMNS, поэтому они сравнительно редки. Изучая раннюю эволюцию RMNS, это исследование стало отправной точкой для выявления астрономических сигналов, которые могут рассказать ученым больше о слияниях нейтронных звезд и образовании черных дыр в результате слияний.
Открыв новое окно в доли секунды, которые следуют за слиянием, исследователи также раскрыли силы, участвующие в формировании очень редкого объекта: стабильного остатка массивной нейтронной звезды.
