Нейтронные звёзды относятся к числу самых необычных объектов во Вселенной. Они возникают после гибели массивных звёзд, когда их ядро коллапсирует под действием собственной гравитации. В результате появляется объект массой больше Солнца, но диаметром всего несколько десятков километров. Несмотря на десятилетия исследований, один из ключевых вопросов астрофизики до сих пор оставался открытым: насколько тяжёлой может быть нейтронная звезда, прежде чем она неизбежно превратится в чёрную дыру?
Новое исследование международной группы учёных позволило значительно уточнить этот предел. Согласно полученным результатам, максимальная масса стабильной нейтронной звезды находится в диапазоне от 2,2 до 2,3 массы Солнца. Если объект становится тяжелее, внутреннее давление уже не способно противостоять гравитации, и начинается необратимый коллапс с образованием чёрной дыры.
Космические объекты на грани возможного
Нейтронные звёзды представляют собой остатки звёзд, первоначальная масса которых значительно превышала солнечную. После взрыва сверхновой внешние слои звезды разлетаются в космос, а ядро сжимается до невероятной плотности. В таком состоянии вещество находится в форме, которую невозможно воспроизвести в земных лабораториях.
Плотность нейтронной звезды настолько велика, что чайная ложка её вещества весила бы миллиарды тонн. При этом типичная нейтронная звезда имеет радиус около 10–15 километров, то есть по размерам сопоставима с крупным городом.
Главная загадка заключается в том, что никто точно не знает, как ведёт себя материя при таких экстремальных плотностях. Именно поэтому расчёт максимальной массы нейтронной звезды долгое время оставался одной из самых сложных задач современной астрофизики.
Почему существует предел массы
Любая звезда удерживается в равновесии между двумя противоположными силами. Гравитация стремится сжать объект, а внутреннее давление препятствует этому процессу.
В обычных звёздах противодействие обеспечивается энергией термоядерных реакций. В белых карликах роль опоры играет давление электронов. В нейтронных звёздах за устойчивость отвечает давление вырожденного нейтронного вещества.
Однако возможности такого механизма не бесконечны. Если масса становится слишком большой, гравитация начинает побеждать. Тогда даже нейтроны уже не способны поддерживать структуру объекта, и звезда коллапсирует в чёрную дыру. Именно эта граница известна как предел Толмена — Оппенгеймера — Волкова, названный в честь физиков, впервые описавших её ещё в 1939 году.
Как удалось уточнить предельную массу
Авторы новой работы использовали современные модели сверхплотного вещества и сопоставили их с реальными астрономическими наблюдениями.
Для проверки расчётов были привлечены данные космической обсерватории NICER, установленной на Международной космической станции. Этот прибор изучает нейтронные звёзды и помогает определять их размеры и массу. Дополнительную информацию предоставили гравитационно-волновые наблюдения знаменитого события GW170817 — первого зарегистрированного столкновения двух нейтронных звёзд.
Особенно важными оказались сведения о том, насколько легко нейтронные звёзды деформируются под действием мощнейших приливных сил во время сближения. Эти данные позволили значительно сократить диапазон возможных моделей внутреннего строения звёзд.
Интересно, что разные физические модели, основанные на различных предположениях о свойствах сверхплотного вещества, в итоге привели практически к одинаковому результату. Максимальная масса устойчивой нейтронной звезды оказалась очень близкой к отметке 2,2–2,3 солнечной массы.
Размеры при колоссальной массе
Исследование показало, что даже самые тяжёлые нейтронные звёзды остаются удивительно компактными. Их радиус оценивается примерно в 12 километров. Для сравнения, масса такого объекта более чем вдвое превышает массу Солнца, а его диаметр меньше расстояния между удалёнными районами многих мегаполисов.
Такая плотность означает, что вещество внутри звезды находится в состояниях, которые невозможно наблюдать где-либо ещё во Вселенной за исключением ядер некоторых сверхплотных объектов.
Загадка объектов из «массового разрыва»
Новые результаты помогают разобраться и с так называемым массовым разрывом — областью масс между самыми тяжёлыми нейтронными звёздами и самыми лёгкими чёрными дырами.
Некоторые обнаруженные ранее объекты долгое время ставили астрономов в тупик. Одним из наиболее известных является объект GW190814 с массой около 2,59 солнечной массы. Учёные не могли определить, является ли он чрезвычайно тяжёлой нейтронной звездой или необычно лёгкой чёрной дырой.
Согласно новому исследованию, столь массивный объект уже не может оставаться нейтронной звездой без нарушения наблюдательных ограничений. Это означает, что GW190814 и некоторые другие спорные объекты, вероятнее всего, всё-таки являются чёрными дырами.
Почему это важно для науки
Определение максимальной массы нейтронной звезды имеет значение далеко за пределами изучения самих этих объектов. От него зависит понимание процессов рождения чёрных дыр, эволюции массивных звёзд и механизмов генерации гравитационных волн.
Кроме того, подобные исследования позволяют изучать свойства материи при плотностях, которые невозможно воспроизвести на Земле. По сути, нейтронные звёзды служат естественными космическими лабораториями, где физические законы проверяются в экстремальных условиях.
Новые расчёты ещё не закрывают все вопросы о внутреннем устройстве нейтронных звёзд, однако они существенно сужают диапазон возможных ответов. Судя по всему, природа установила весьма жёсткую границу: если остаток погибшей звезды набирает массу свыше примерно 2,3 солнечной, его дальнейшая судьба практически предрешена — он превращается в чёрную дыру.
Источники:
Статья создана по материалам UniverseToday.com
