Маяците на Вселената

Неутронните звезди се смятат за краен стадий от еволюцията на звездите. И докато едни ги наричат „мъртви“, други казват, че това са най-тайнствените и интересни обитатели на Космоса.

Какво е общото между неутронните звезди и Google Maps? Кога неутронната звезда се превръща в черна дупка и какви загадки поставят пред космолозите тези тела?

Разказва завеждащият сектора по еволюция на звездите в Пулковската обсерватория към Руската академия на науките – проф. Назар Ихсанов.

По маса и радиус неутронните звезди не се различават толкова силно една от друга, както обикновените звезди. Главната им разлика се състои във величината на магнитното поле и скоростта на въртене.

В „неутронното семейство“ се различават ежектори – много бързо въртящи се радиопулсари, изхвърлящи потоци ускорени частици, акретори – въртящи се доста бавно и захващащи околния газ, който като по релси се носи в тяхното магнитно поле и в края на своя път се удря в повърхността на звездата, и пропелери – междинно състояние, когато звездата, въртейки се бързо, смесва околния газ със своето магнитно поле, като не му позволява нито да падне на нейната повърхност, нито да отлети в космическите простори.

Неутронните звезди не се различават много и по своя състав. Макар че това е въпрос на мащаб. Моите колеги, които изучават всеки квант енергия в недрата на тези звезди, ще кажат, разбира се, че разликите между тях са глобални.

Най-изучените неутронни звезди обикновено влизат в състава на двойни системи. Втората звезда в този случай може по принцип да бъде всякаква. Известен е голям брой системи, в които компаньон на неутронната звезда е ярка масивна звезда или звезда с умерена маса – от типа на Слънцето. По-рядко се срещат неутронни звезди в двойка с бяло джудже или системи от две неутронни звезди.

Често такива системи имат романтични наименования, например „Черната вдовица“. Неутронните звезди в тези системи с мощен вятър релативистки частици изпаряват белите джуджета, намиращи се в двойка с тях. Съществуват дори системи от два радиопулсара. Но това е много рядко явление. Сега е известна само една такава система.

Как се образуват двойни пулсари

Отначало съществува голям протооблак, който започва да се свива и разгръща и се получава така, че енергийно е изгодно да се образуват две звезди вместо една, които се въртят бързо. Разбира се, повечето масивни звезди са двойни. След като в центъра на една от звездите целият запас от водород се преработи в хелий, тя, както е известно, започва да се разширява и губи маса. Останалото тежко ядро се свива, раждайки неутронна звезда.

Това е много енергийно събитие, съпровождано от взрив на свръхнова, затова не е лесно двойната система да оцелее в тази ситуация. Но понякога се случва. Вярно, и при втората звезда също рано или късно „горивото“ свършва, тя също се раздува и накрая се взривява – отново свръхнова. И отново цялата система трябва някак да оцелее. Такъв късмет е голяма рядкост, затова учените познават само няколко системи с две неутронни звезди.

А иначе неутронните звезди в нашата галактика са много – милиард. Тази цифра е известна на учените по честотата на взривовете на свръхнови и химичния състав на нашата галактика. Но конкретно са открити само повече от две хиляди.

Неутронните звезди, подобно на летящи холандци, странстват из галактиката и не се виждат. Преди 15-20 години бяха изпратени много зорки рентгенови телескопи, с чиято помощ беше планирано да се открият от 20 до 40 хиляди странстващи неутронни звезди. Не намериха нито една.

Смяташе се, че когато такава неутронна звезда лети през междузвездната среда, то благодарение на прекалено силното гравитационно поле тя ще захване много вещество дори от силно разредена среда (в междузвездната среда такова вещество не е повече от един атом на куб. см). Освен това тя трябва да свети ярко в рентгеновия диапазон.

Но звездите не светеха. Според мен – пак благодарение на същото магнитно поле, което е толкова силно, че не позволява на веществото да падне на повърхността на звездата и я покрива като с шапка невидимка.

Общото между неутронната звезда и черната дупка

При взрив на свръхнова при неутронните звезди има горен предел на маса – някъде средно от три до пет слънчеви маси. Неутронните звезди, с маса повече от пет слънца, няма. Щом масата на звездата надмине този предел, то звездата колапсира в черна дупка.

Но това може да се случи и при три слънчеви маси. Всичко се определя от свойствата на веществото на неутронната звезда. И ако масата е над определения предел, то тя отива под така наречения гравитационен радиус, от който не може да отлети дори със скоростта на светлината, и това вече е черна дупка. Затова черната дупка е нещо по-масивно и загадъчно.

Загадките на неутронните звезди

Неутронните звезди имат много загадки. В научните доклади ги наричат суперзвезди, тай като те, макар и много малки – с радиус само 10 км – са с маса колкото Слънцето.

Казват: неутронна звезда, и всички си мислят, че тя се състои от едни неутрони. Всъщност това е много сложна структура. Неутронната звезда има кора – външна и вътрешна, и ядро – също външно и вътрешно.

Всичко около нас – и Земята, и Слънцето, и хората – е продукт на взривове на свръхнови. Хемоглобинът в нашата кръв е желязо, което в големи количества се изработва само при взрив на свръхнова. Всички елементи, които са по-тежки от желязото, вероятно също са създадени от свръхновите.

Практическите приложения на неутронните звезди са много. Първото е навигацията. Всеки пулсар е уникален по рода си. Няма да го сбъркаш с нищо друго. Това са доста удобни обекти за построяване на галактична мрежа координати.

Второто приложение – те са точни часовници. Неутронната звезда е много малка, но много масивна, и се върти бързо и много стабилно. Затова те са идеални часовници – своеобразни маяци на Вселената.

Пулсарите по такъв начин са една от възможните координатно-времеви системи. Да вземем например ракета, отлитаща далече в Космоса. Как да определи своето местоположение? По обичайните звезди невинаги е лесно. Те си приличат и без точни уреди и изискващи време наблюдения е лесно да ги сбъркаш. Освен това звездите са невероятно много (в нашата галактика са около 200 милиарда).

А пулсарът е звезда, въртяща се и пулсираща с ясни периоди, които не се променят и не може да се объркат. За бързо определяне на системата от координати може да се ползват пулсарите, а за продължително са подходящи квазарите (квазизвездни обекти – ядра на най-далечните и ярки галактики).

Трето приложение – това са ефективни методи за предаване на информация. И така, неутронните звезди са бързовъртящи се обекти със силно магнитно поле, те излъчват снопове светлина. Как именно тези снопове колимират, тоест стават тясно насочени, още не знаем съвсем добре, макар че има предположения. Но какво ще ни даде това знание? Всъщност това ни дава възможност за предаване на информация на огромни разстояния.

Има и просто фантастични идеи за приложение и те се отнасят до факта, че неутронните звезди имат невероятно силно магнитно поле. Във физиката съществуват няколко градации на силата на полето. Поле до 2 милиарда гауса се смята за не много силно, неговото влияние върху атомите може да бъде забележително, но не критично.

С по-силните полета всичко е по-сложно. Те започват, сякаш „изравнявате“ атомите и молекулите, като ги издърпвате във вериги. По този повод има много различни и интересни теории. Една от тях твърди, че повърхността на неутронната звезда може да покрита с молекулни вериги, които стабилизират магнитното ѝ поле. Неутронните звезди в този случай може да се окажат като „солариси“, в които присъства някакъв разум.

Опасни ли са за Земята, например поради изхвърляне на радиация

Това е възможно, но слабо вероятно. Докато неутронната звезда е спокойна, тя не представлява опасност за нас. Но при някои звезди, разбира се, се случват гама-експлозии. Имаше такава ситуация, когато в съзвездие Орел, което се намира на шест килопарсека от нас (разстояние, равно на около половината до центъра на нашата галактика), избухна ето такава неутронна звезда.

В този момент цялата йоносфера на Земята пулсираше с периода на нейното въртене – 5 секунди. Това беше установено например от военните, които използват свойствата на йоносферата за връзка с подводниците. През деня, когато Слънцето свети, йоносферата се спуска до около 60 км. А през нощта, когато няма излъчване, йоносферата отново се издига.

Морската повърхност не е прозрачна за дългите, средните, късите и ултракъсите вълни. А свръхдългите вълни, отразяващи се от йоносферата, без проблем се разпространяват зад хоризонта на хиляди километри и са способни да проникнат в най-далечните ъгълчета на океаните.

През нощта на 27 август 1998 г. военните се опитвали да се свържат с лодките, намиращи се на далечно плаване, но връзка нямало. Започнали да изясняват каква е причината и открили, че йоносферата се намира на дневно разстояние. След това станало ясно, че освен това тя пулсира. Причината била гама-експлозия, случила се на 20 000 светлинни години от нас.

Преди това подобно изригване е наблюдавано още по-далече – в съседната галактика Голям Магеланов облак. Това най-известно събитие се случило на 5 март 1979 г.

Впрочем освен неудобства, предизвикани от загубите на връзка с подводниците, тези явления засега не са ни нанасяли друга вреда. Но ако експлозията се случи някъде близо до Земята, може да се очакват неприятности. Преди това обаче все пак трябва да се взриви свръхнова – така че имаме шанс да се подготвим. Пък и явлението е много рядко.

Изследвания на неутронни звезди в Пулковската обсерватория

Моят отдел се занимава с рентгеновите пулсари. Но да започна малко отдалече. Неутронните звезди са станали особено популярни сред астрофизиците след откриването на радиопулсарите през 1967 г. Теориите за произхода на това явление тогава се развивали бурно.

Особено внимание привлякъл моделът за падането на веществото върху неутронната звезда. Идеите за това как пада това вещество и как се излъчва, били много. Движейки се от простото към сложното, се стараели максимално да опростят задачата и на първо място временно изключили магнитното поле от разглеждането.

Най-привлекателна в този смисъл се оказала задачата за падането на вещество върху черна дупка (която няма собствено магнитно поле). Но и тук възникнали разногласия по това трябва ли да се отчита магнитното поле на самия газ, който пада върху черната дупка, или то също може да се пренебрегне. Повечето изследователи сметнали, че магнитното поле на падащото вещество може да не се отчита.

С тях обаче не се съгласил съветският астрофизик Викторий Шварцман. Неговите изчисления показвали, че магнитното поле в газа, свободно падащ върху звездата, бързо нараства и сякаш „замразява“ потока, спирайки неговото падане. Двама негови колеги потвърдили изводите му и обърнали внимание, че потокът, замразен от магнитното поле, бързо се превръща в плътен, бавновъртящ се диск. В онези времена било изключително сложно да се провери построеният от тях модел и почти 40 години този въпрос останал открит.

Преди няколко години ми хрумна идеята да опитам да приложа този модел в ситуации, когато газът с магнитно поле пада върху неутронни звезди, които за разлика от черните дупки, имат твърда повърхност и главното – въртят се с известен, добре наблюдаван период. Когато веществото пада върху такава звезда, то или забавя, или ускорява нейното въртене. Този допълнителен неизвестен фактор позволява да разберем как именно протича процесът на падане.

С моите колеги построихме прост модел и бяхме много учудени, когато 40-годишният проблем за изменението на периодите на рентгеновите пулсари изведнъж се реши от само себе си. Това стана сериозен аргумент в полза на Шварцман – той все пак е бил прав, че магнитно поле в падащото вещество има и то трябва да се отчита. Ние нарекохме това явление магнитно-левитационна акреция. Левитацията, разбира се, е образно понятие.

Помните ли влака на магнитна левитация, който искаха да създадат в СССР и накрая беше построен в Китай? Ето как, оказва се, нашата цивилизация е открила технологиите, които отдавна използва природата, създавайки рентгеновите пулсари. Те са така устроени, че падащото вещество първо се забавя от собственото си магнитно поле, а след това тихичко се плъзга върху неутронната звезда.

Най-парадоксалното е, че такава сложна структура се оказва изключително устойчива. За това ни говорят наблюденията. Как природата успява да стабилизира плазма с магнитно поле – тепърва ни предстои да разберем. Възможно е това да помогне в решаването на задачата с управляемия термоядрен синтез, към който човечеството се стреми упорито през последните 20 години.

Засега сме направили едва първите стъпки. Те показват перспективността на избраната от нас насока на изследвания. Получените нови резултати са едва въпрос на време. Макар за по-продуктивно изучаване на тези въпроси да си струва да помислим за строежа и старта на нови космически рентгенови и гама-телескопи. За съжаление рентгеновите пулсари е невъзможно да се изследват от Земята – атмосферата пречи.