Ученые Физико-технического института имени Иоффе РАН (Санкт-Петербург) предложили объяснение очень быстрого остывания самой «юной» нейтронной звезды Млечного Пути. Она находится в туманности Кассиопея А на расстоянии 3,4 килопарсека (11 тысяч световых лет) от Земли и в текущее состояние пришла всего 345 лет назад. Существует гипотеза, что британский астроном Джон Флемстид (John Flamsteed) видел сверхновую 16 августа 1680 года и занес в свой каталог как звезду 6-й величины. В 1999 году телескоп Chandra обнаружил в центре расширяющегося облака остатка сверхновой очень горячий объект с мощным рентгеновским излучением. Нейтронную звезду обозначили как Cas XR-1 или Cas A NS (Cassiopeia A Neutron Star).
За 25 лет современных наблюдений температура поверхности этого объекта снизилась на несколько процентов, что крайне необычно для столь малого временного отрезка с точки зрения статистики нейтронных звезд. Обычно такие тела остывают за счет генерации нейтрино. Но это почти невесомые частицы, и чтобы у недр начала снижаться температура, им нужно сгенерировать и выпустить на свободу невероятно много нейтрино.
Примерно 15 лет назад в научном сообществе появилась теория, согласно которой быстрое падение температуры звезды связано с явлением сверхтекучести в ее ядре. Однако убедительных доказательств представить не удалось. Новая гипотеза возвращается к связи чрезмерно быстрого остывания с нейтринной гиперактивностью в районе сверхплотного ядра, но предполагает, что результат проявляется не равномерно, а рывками, с интервалами в сотни лет. Это чем-то напоминает биологическую теорию прерывистого равновесия, утверждающую, что любая эволюция идет скачками.
Понимание остывания нейтронных звезд важно для определения свойств сверхплотной материи в ядрах нейтронных звезд. И хотя создать на Земле такие же условия пока не представляется возможным, успешные эксперименты с управляемым термоядерным синтезом внушают ученым надежды.
Результаты исследования опубликованы в Journal of High Energy Astrophysics.
Масса нейтронных звезд сравнима с солнечной, а радиус не превышает 10 километров — в 70 000 раз меньше радиуса Солнца. Вещество внутри нейтронной звезды спрессовано сильнее, чем в атомных ядрах. Сверхплотное вещество может обладать свойствами сверхтекучести и сверхпроводимости, но при гораздо более высокой температуре — десятках миллионов кельвинов.
Обычные звезды состоят из водорода, гелия и других относительно легких элементов. Они миллиарды лет остаются горячими за счет термоядерных реакций. Когда ядерное топливо истощается, звезды теряют стабильность и входят в терминальную стадию эволюции. Если исходная звезда массивна, при потере устойчивости она может коллапсировать как сверхновая. После такой вспышки по окрестностям разносится вещество — так называемый остаток сверхновой (англ. supernova remnant), наблюдаемый как туманность. В центре этого остатка может возникнуть нейтронная звезда. Именно такой сценарий реализовался в туманности Кассиопея А.
Чтобы понять эволюцию нейтронных звезд, важно знать их возраст. Но для этого нужно определить точку отсчета — время вспышки сверхновой. В видимой части Вселенной есть лишь несколько нейтронных звезд, чей возраст известен благодаря астрономическим наблюдениям. Первые свидетельства о вспышках сверхновых относятся к XX—XVII векам до нашей эры. Нейтронная звезда в туманности Кассиопея А — самая молодая из таких звезд, хотя документальные доказательства открытия сверхновой Джоном Флемстидом утеряны. Но в отличие от всех остальных своих «товарок» она остывает невероятно быстро — падение температуры поверхности можно наблюдать в реальном времени, в буквальном смысле не по дням, а по часам.
Ученые ФТИ РАН создали модель, способную объяснить столь стремительное остывание. Она стала альтернативой предыдущей гипотезы о сверхтекучести ядра. Новый сценарий может быть реализован как в условиях сверхтекучести, так и в ее отсутствие. Российские астрофизики смоделировали охлаждение разных типов нейтронных звезд и сформулировали условия, при которых теория должна согласовываться с результатами практических наблюдений.
Модель достаточно убедительно объясняет задержку остывания в первые 200 лет жизни нейтронной звезды и ускорение в последующие полтора столетия. По мнению авторов, быстрое падение температуры обусловлено не столько сверхтекучестью вещества ядра, а неравномерной теплоотдачей из внутреннего «ядрышка» (NS central kernel), в котором из-за сверхвысокой плотности идут процессы очень интенсивной генерации нейтрино с дальнейшим нейтринным охлаждением.
Какое-то время до поверхности звезды этот процесс не доходит, она остается нестерпимо горячей, зато потом начинает с лихвой наверстывать упущенное и быстро остывать. Остается лишь разобраться, почему такая аномалия пока наблюдается только у одной нейтронной звезды, а все остальные «замерзают» относительно равномерно.
В случае катаклизмического завершения эволюции звезды-гиганты превращаются либо в нейтронные звезды, либо в черные дыры. В обоих случаях это вызывает нешуточный переполох в окружающем космическом пространстве радиусом в десятки световых лет. Однако все это цветочки по сравнению со сценарием, когда рядом оказываются две нейтронных звезды или черных дыры, и гравитация начинает неудержимо тащить их друг к другу. О самом крупном за всю историю наблюдений слиянии черных дыр читайте в материале Hi-Tech Mail.
