27 декабря 2004 года, всплеск гамма-лучей, прибывших в нашу солнечную систему от SGR 1806-20 (изображено в представлении художника). Взрыв был настолько мощным, что воздействовал на атмосферу Земли на расстоянии свыше 50 000 световых лет
Нейтронная звезда - космическое тело, являющийся одним из возможных результатов эволюции , состоящий, в основном, из нейтронной сердцевины, покрытой сравнительно тонкой (∼1 км) корой вещества в виде тяжёлых атомных ядер и электронов. Массы нейтронных звёзд сравнимы с массой , но типичный радиус нейтронное звезды составляет лишь 10-20 километров. Поэтому средняя плотность вещества такого объекта в несколько раз превышает плотность атомного ядра (которая для тяжёлых ядер составляет в среднем 2,8·10 17 кг/м³). Дальнейшему гравитационному сжатию нейтронной звезды препятствует давление ядерной материи, возникающее за счёт взаимодействия нейтронов.
Многие нейтронные звёзды обладают чрезвычайно высокой скоростью вращения, - до тысячи оборотов в секунду. Нейтронные звёзды возникают в результате вспышек звёзд.
Массы большинства нейтронных звёзд с надёжно измеренными массами составляют 1,3-1,5 массы Солнца, что близко к значению предела Чандрасекара. Теоретически же допустимы нейтронные звёзды с массами от 0,1 до примерно 2,5 солнечных масс, однако значение верхней предельной массы в настоящее время известно весьма неточно. Самые массивные нейтронные звёзды из известных - Vela X-1 (имеет массу не менее 1,88±0,13 солнечных масс на уровне 1σ, что соответствует уровню значимости α≈34 %), PSR J1614-2230ruen (с оценкой массы 1,97±0,04 солнечных), и PSR J0348+0432ruen (с оценкой массы 2,01±0,04 солнечных). Гравитация в нейтронных звёздах уравновешивается давлением вырожденного нейтронного газа, максимальное значение массы нейтронной звезды задаётся пределом Оппенгеймера-Волкова, численное значение которого зависит от (пока ещё плохо известного) уравнения состояния вещества в ядре звезды. Существуют теоретические предпосылки к тому, что при ещё большем увеличении плотности возможно перерождение нейтронных звезд в кварковые.
Строение нейтронной звезды.
Магнитное поле на поверхности нейтронных звёзд достигает значения 10 12 -10 13 Гс (для сравнения - у Земли около 1 Гс), именно процессы в магнитосферах нейтронных звёзд ответственны за радиоизлучение пульсаров. Начиная с 1990-х годов, некоторые нейтронные звёзды отождествлены как магнетары - звёзды, обладающие магнитными полями порядка 10 14 Гс и выше. Такие магнитные поля (превышающие «критическое» значение 4,414·10 13 Гс, при котором энергия взаимодействия электрона с магнитным полем превышает его энергию покоя mec²) привносят качественно новую физику, так как становятся существенны специфические релятивистские эффекты, поляризация физического вакуума и т. д.
К 2012 году открыто около 2000 нейтронных звёзд. Порядка 90% из них - одиночные. Всего же в нашей могут существовать 10 8 -10 9 нейтронных звёзд, то есть где-то по одной на тысячу обычных звёзд. Для нейтронных звёзд характерна высокая скорость движения (как правило, сотни км/с). В результате аккреции вещества облака нейтронная звезда может быть в этом ситуации видна с в разных спектральных диапазонах, включая оптический, на который приходится около 0,003% излучаемой энергии (соответствует 10 звёздной величине).
Гравитационное отклонение света (из-за релятивистского отклонения света видно более половины поверхности)
Нейтронные звёзды - одни из немногих классов космических объектов, которые были теоретически предсказаны до открытия наблюдателями.
В 1933 году астрономы Вальтер Бааде и Фриц Цвикки предположили, что нейтронная звёзда может образоваться в результате взрыва сверхновой. Теоретические расчёты того времени показали, что излучение нейтронной звёзды слишком слабое, и ее невозможно обнаружить. Интерес к нейтронным звёздам усилился в 1960-х гг., когда начала развиваться рентгеновская астрономия, так как теория предсказывала, что максимум их теплового излучения приходится на область мягкого рентгена. Однако неожиданно они были открыты в радионаблюдениях. В 1967 году Джоселин Белл, аспирант Э. Хьюиша, открыла объекты, излучающие регулярные импульсы радиоволн. Этот феномен был объяснён узкой направленностью радиолуча от быстро вращающегося объекта - своеобразный «космический раиомаяк». Но любая обычная звёзда разрушилась бы при столь высокой скорости вращения. На роль таких маяков были пригодны только нейтронные звёзды. Пульсар PSR B1919+21 считается первой открытой нейтронной звездой.
Взаимодействие нейтронной звездой с окрружающим веществом определяют два основных параметра и, как следствие, их наблюдаемые проявления: период (скорость) вращения и величина магнитного поля. Со временем звезда расходует свою вращательную энергию, и её вращение замедляется. Магнитное поле также ослабевает. По этой причине нейтронная звезда за время своей жизни может менять свой тип. Ниже представлена номенклатура нейтронных звёзд в порядке убывания скорости вращения, согласно монографии В.М. Липунова. Поскольку теория магнитосфер пульсаров все еще в состоянии в развитии, существуют альтернативные теоретические модели.
Сильные магнитные поля и малый период вращения. В простейшей модели магнитосферы, магнитное поле вращается твердотельно, то есть с той же угловой скоростью, что и тело нейтронной звезды. На определённом радиусе линейная скорость вращения поля приближается к скорости света. Этот радиус называется «радиусом светового цилиндра». За этим радиусом обычное дипольное поле существовать не может, поэтому линии напряжённости поля в этом месте обрываются. Заряженные частицы, двигающиеся вдоль силовых линий магнитного поля, через такие обрывы могут покидать нейтронную звезду и улетать в межзвездное пространство. Нейтронная звезда данного типа «эжектирует» (от фр. éjecter - извергать, выталкивать) релятивистские заряженные частицы, которые излучают в радиодиапазоне. Эжекторы наблюдаются как радиопульсары.
Пропеллер
Скорость вращения уже недостаточна для эжекции частиц, поэтому такая звезда не может быть радиопульсаром. Однако скорость вращения всё ещё велика, и захваченная магнитным полем окружающая нейтронную звезду материя не может упасть, то есть аккреция вещества не происходит. Нейтронные звёзды данного типа практически не имеют наблюдаемых проявлений и изучены плохо.
Аккретор (рентгеновский пульсар)
Скорость вращения снижается до такого уровня, что веществу теперь ничего не препятсвует падать на такую нейтронную звезду. Падая вещество уже будучи в состоянии плазмы движется по линиям магнитного поля и ударяется о твёрдую поверхность тела нейтронной звезды в районе ее полюсов, разогреваясь до десятков миллионов градусов. Вещество, нагретое до столь высоких температур, ярко светится в рентгеновском диапазоне. Область, в которой происходит столкновение падающего вещества с поверхностью тела нейтронной звезды, очень мала - всего около 100 метров. Это горячее пятно из-за вращения звезды периодически пропадает из вида, что наблюются регулярные пульсации рентген-излучения. Такие объекты и называются рентгеновскими пульсарами.
Георотатор
Скорость вращения таких нейтронных звёзд мала и не препятствует аккреции. Но размеры магнитосферы таковы, что плазма останавливается магнитным полем раньше, чем она будет захвачена гравитацией. Подобный механизм рабатает в магнитосфере Земли, из-за чего данный тип нейтронных звезд и получил своё название.
Магнетар
Нейтронная звезда, обладающая исключительно сильным магнитным полем (до 10 11 Тл). Теоретически существование магнетаров было предсказано в 1992 году, а первое свидетельство их реального существования получено в 1998 году при наблюдении мощной вспышки гамма- и рентгеновского излучения от источника SGR 1900+14 в созвездии Орла. Время жизни магнетаров составляет около 1 000 000 лет. У магнетаров сильнейшее магнитное поле во .
Магнетары являются малоизученным типом нейтронных звёзд по причине того, что немногие находятся достаточно близко к Земле. Магнетары в диаметре насчитывают около 20-30 км, однако массы большинства превышают массу Солнца. Магнетар настолько сжат, что горошина его материи весила бы более 100 миллионов тонн. Большинство из известных магнетаров вращаются очень быстро, как минимум несколько оборотов вокруг оси в секунду. Наблюдаются в гамма-излучении, близком к рентгеновскому, радиоизлучение не испускает. Жизненный цикл магнетара достаточно короток. Их сильные магнитные поля исчезают по прошествии примерно 10 000 лет, после чего их активность и излучение рентгеновских лучей прекращается. Согласно одному из предположений, в нашей галактике за всё время её существования могло сформироваться до 30 миллионов магнетаров. Магнетары образуются из массивных звёзд с начальной массой около 40 М☉.
Толчки, образованные на поверхности магнетара, вызывают огромные колебания в звезде; колебания магнитного поля, которые сопровождают их, часто приводят к огромным выбросам гамма-излучения, которые были зафиксированы на Земле в 1979, 1998 и 2004 годах.
По состоянию на май 2007 года было известно двенадцать магнетаров, и ещё три кандидата ожидали подтверждения. Примеры известных магнетаров:
SGR 1806-20, расположенный на расстоянии 50 000 световых лет от Земли на противоположной стороне нашей галактики Млечный Путь в созвездии Стрельца.
SGR 1900+14, отдалённый на 20 000 световых лет, находящийся в созвездии Орла. После длительного периода низких эмиссионных выбросов (существенные взрывы только в 1979 и 1993) активизировался в мае-августе 1998, и взрыв, обнаруженный 27 августа 1998 г., имел достаточную силу, чтобы заставить выключить космический аппарат NEAR Shoemaker в целях предотвращения ущерба. 29 мая 2008 года телескоп НАСА «Спитцер» обнаружил кольца материи вокруг этого магнетара. Считается, что это кольцо образовалось при взрыве, наблюдавшемся в 1998 году.
1E 1048.1-5937 - аномальный рентгеновский пульсар, расположенный в 9000 световых лет в созвездии Киль. Звезда, из которой сформировался магнетар, имела массу в 30-40 раз больше, чем у Солнца.
Полный список приведён в каталоге магнетаров.
По состоянию на сентябрь 2008, ESO сообщает об идентификации объекта, который изначально считали магнетаром, SWIFT J195509+261406; первоначально он был выявлен по гамма-всплескам (GRB 070610)
Луганские школьники создали модель космодрома, на котором можно отрабатывать любые операции по сборке и запуску ракет.
За одним из тренировочных стартов наблюдал корреспондент НТВ Михаил Антропов.
На таком космодроме предполетной подготовке отведено всего 15 минут. За это время нужно успеть доставить ракету к месту старта, проверить работу всех систем и заправиться топливом.
Роман Глебов: «Окислитель - 30 %, перекись водорода - 100 %».
И вот он, момент истины. Техперсонал эвакуирован, отходят фермы, минутная готовность. Все происходит в масштабе 1 к 72. Но внешне очень правдоподобно и даже волнительно. Ключ на старт, поехали.
Роман Глебов: «Зажигание. Предварительная. Промежуточная. Главная. Подъем».
Успех космической экспедиции зависит от этих школьников. С первым заданием они справились. Корабль «Прогресс» вышел на орбиту. Пока он парит под потолком, руководитель полета ненадолго покидает свой пост. С гордостью показывает чертежи и модели корабля «Буран», ракетоносители «Энергия» - это все его творения. Делится соображениями о перспективах космонавтики.
Роман Глебов: «У космонавтики будущее, конечно, есть. Получится и у американцев, и у японцев, и китайцев. И на Луну высадятся, и на Марс».
Между тем, среди нарисованных созвездий уже показалась космическая станция «Мир» - цель полета. Ответственный момент - стыковка. Здесь все продумано до деталей.
С помощью монитора этим этапом управляет Роман Полехин - школьный учитель. Весь этот проект - его детище. Космонавтика - мечта детства. Правда, сбылась она лишь в миниатюре. Единомышленники нашлись среди таких же мечтателей помладше.
За три года в классе они построили модель основных блоков космодрома Байконур. Бумага, картон, проволока и даже зубочистки - все шло в дело. Информацию о ракетостроении собирали по крупицам из Интернета, фильмов и книг.
Роман Полехин, руководитель проекта «Причал вселенной»: «Самый трудоемкий и сложный - монтажно-испытательный комплекс „Союз“. Потому что он очень емкий. Там очень много мелких деталей, которые необходимо скопировать, подогнать по размерам. Работали по фотографиям».
Историю космонавтики в этом классе изучают в прямом смысле играючи. Ситуации моделируют самые необычные. На орбите возникли неполадки с солнечными батареями. В ЦУПе решают: для ремонта придется выйти в открытый космос.
Центр управления полетами также скопирован до мелочей. Возле здания даже есть парковка для машин сотрудников. Ну а чем они заняты сейчас, можно узнать, заглянув вовнутрь. Экраны горят, а на них телеметрическая информация о полете очередного космического корабля.
Но вот экспедиция заканчивается. Из модуля показался купол парашюта. Космонавты возвращаются на Землю. О том, чтобы увидеть это в реальности, авторы проекта даже и не мечтают. Но верят, что когда-нибудь побывают на настоящем Байконуре, о котором им так много удалось узнать.
По словам астрономов, размещение телескопа в космосе дает возможность регистрировать электромагнитное излучение в диапазонах, в которых земная атмосфера непрозрачна; в первую очередь - в инфракрасном диапазоне (тепловое излучение). Из-за отсутствия влияния атмосферы, разрешающая способность телескопа в 7-10 раз больше аналогичного телескопа, расположенного на Земле. Выведен на орбиту телескоп был в 1990 году при помощи шаттла "Дискавери".
От начала проектирования до запуска было затрачено 2,5 млрд. долларов США, при начальном бюджете в 400 млн. Общие расходы на проект, по оценке на 1999 год составили 6 млрд. долларов с американской стороны и 593 миллиона евро, оплаченных ЕКА. Но результатами работы телескопа являются безценные знания об устройстве Вселенной и эволюции космических объектов. Завершение работы намечено на 2013 год, когда его сменит более совершенный .
Галактики - звёздные острова Вселенной. В них сконцентрированны газ и пыль, в них рождаются живут и умирают звёзды миллиарды лет. Солнце находится в "Нашей" галактике Млечный Путь. По некоторым оценкам в нашей галактике от 200 до 350 миллиардов звёзд. В некоторых галактиках ещё больше. В будущем астрономы прогнозируют столкновение Млечного Пути с галактикой известной как . Это произойдёт через миллиарды лет. Мы наблюдаем во Вселенной бесчисленное множество таких звёздных миров - спиральной, эллиптической и неправильной форм.
Магнитосфера Земли вызывает пылевые бури на Луне
Сама по себе Луна полна загадок, однако одну из ее тайн вы не знаете наверняка: в полнолуние по естественному спутнику Земли хлещет хвост земной магнитосферы, вызывая лунные пылевые штормы и разряды статического электричества. Этот факт, обнародованный на прошлой неделе NASA, важен для будущих лунных исследований.
Впервые такой эффект был обнаружен в 1968 году, когда спускаемый аппарат NASA Surveyor 7 сфотографировал странное сияние на горизонте после заката. И никто не знал, что это было. Сегодня ученые считают, что солнечный свет рассеивался электрически заряженной лунной пылью, летающей над поверхностью. Первое подтверждение этому было получено от спутника Lunar Prospector, находящегося на лунной орбите в 1998-1999 годах. При пересечении хвоста земной магнитосферы, аппарат фиксировал сильные разряды на темной стороне Луны.
Происходит это благодаря магнитосфере, окутывающей нашу планету. Солнечный ветер, поток заряженных частиц, вытягивает магнитное поле, формируя протяженный хвост, простирающийся далеко за орбиту Луны.
Магнитосфера Земли – полость в космическом пространстве, формируемая воздействием солнечного ветра на магнитное поле Земли
В полнолуние наш спутник проходит через плазменный слой магнитосферы, где находятся захваченные магнитным полем заряженные частицы. Самые легкие и подвижные из них – электроны – сталкиваются с лунной поверхностью, заряжая ее отрицательно. На освещенной стороне избыточный заряд уменьшается, поскольку фотоны выбивают электроны с поверхности. Но на темной стороне накопленный заряд может поднимать в воздух большое количество пыли, способной засорить лунное оборудование. Более того, заряженная пыль может стремиться с темной стороны на менее отрицательную дневную, создавая штормы на линии терминатора.
Похоже, теперь астронавтам на луной поверхности пригодится хорошее заземление, поскольку Луна может находится под воздействием плазменного слоя от нескольких минут до нескольких дней, накапливая статический заряд в несколько киловольт.
Источник: IT-Day
После Большого взрыва, давшего начало нашей Вселенной, в ней на начальных этапах присутствовали только водород и гелий. Более тяжелые химические элементы предстояло «сварить» в недрах первых звезд, а затем рассеять по просторам расширявшейся Вселенной, чтобы они попали в звезды следующего поколения и их планеты.
И именно черные дыры могли помочь «разбросать» эти элементы на огромные, даже по космическим меркам, расстояния, отмечает ИТАР-ТАСС.
Астрофизики изучили поведение сверхмассивной черной дыры, расположенной в центре галактики NGC 4051, и обнаружили, что газ способен ускользать из куда более близких окрестностей загадочного космического объекта, чем ранее считалось.
По полученным оценкам, вещество улетало со скоростью свыше 6 миллионов километров в час. За тысячи лет оно могло преодолеть колоссальные расстояния и в конечном итоге стать составной частью космических облаков газа или пыли, из которых формировались новые звезды и планеты.
Звёзды, у которых масса в 1,5-3 раза больше, чем у Солнца не смогут в конце жизни остановить своё сжатие на стадии белого карлика. Мощные силы гравитации сожмут их до такой плотности, при которой произойдёт "нейтрализация" вещества: взаимодействие электронов с протонами привёдёт к тому, что почти вся масса звезды будет заключена в нейтронах. Образуется нейтронная звезда . Наиболее массивные звёзды могут обратиться в нейтронные, после того как они взорвутся как сверхновые.Концепция нейтронных звезд
Концепция нейтронных звёзд не нова: первое предположение о возможности их существования было сделано талантливыми астрономами Фрицем Цвикки и Вальтером Баарде из Калифорнии в 1934г. (несколько раньше в 1932г. возможность существования нейтронных звёзд была предсказана известным советским учёным Л. Д. Ландау.) В конце 30-х годов она стала предметом исследований других американских учёных Оппенгеймера и Волкова. Интерес этих физиков к данной проблеме был вызван стремлением определить конечную стадию эволюции массивной сжи- мающейся звезды. Так как роль и значение сверхновых вскрылись примерно в то же время, было высказано предположение, что нейтронная звезда может оказаться остатком взрыва сверхновой. К несчастью, с началом второй мировой войны внимание учёных переключилось на военные нужды и детальное изучение этих новых и в высшей степени загадочных объектов было приостановлено. Затем, в 50-х годах, изучение нейтронных звёзд возобновили чисто теоретически с целью установить, имеют ли они отношение к проблеме рождения химических элементов в центральных областях звёзд.остаются единственным астрофизическим объектом, существование и свойства которых были предсказаны задолго до их открытия.
В начале 60-х годов открытие космических источников рентгеновского излучения весьма обнадёжило тех, кто рассматривал нейтронные звёзды как возможные источники небесного рентгеновского излучения. К концу 1967г. был обнаружен новый класс небесных объектов - пульсары, что привело учёных в замешательство. Это открытие явилось наиболее важным событием в изучении нейтронных звёзд, так как оно вновь подняло вопрос о происхождении космического рентгеновского излучения. Говоря о нейтронных звёздах, следует учитывать, что их физические характеристики установлены теоретически и весьма гипотетичны, так как физические условия, существующие в этих телах, не могут быть воспроизведены в лабораторных экспериментах.
Свойства нейтронных звезд
Решающее значение на свойства нейтронных звёзд оказывают гравитационные силы. По различным оценкам, диаметры нейтронных звёзд составляют 10-200 км. И этот незначительный по космическим понятиям объём "набит" таким количеством вещества, которое может составить небесное тело, подобное Солнцу, диаметром около 1,5 млн. км, а по массе почти в треть миллиона раз тяжелее Земли! Естественное следствие такой концентрации вещества - невероятно высокая плотность нейтронной звезды. Фактически она оказывается настолько плотной, что может быть даже твёрдой. Сила тяжести нейтронной звезды столь велика, что человек весил бы там около миллиона тонн. Расчёты показывают, что нейтронные звёзды сильно намагничены. Согласно оценкам, магнитное поле нейтронной звезды может достигать 1млн. млн. гаусс, тогда как на Земле оно составляет 1 гаусс. Радиус нейтронной звезды принимается порядка 15 км, а масса - около 0,6 - 0,7 массы Солнца. Наружный слой представляет собой магнитосферу, состоящую из разрежённой электронной и ядерной плазмы, которая пронизана мощным магнитным полем звезды. Именно здесь зарождаются радиосигналы, которые являются отличительным признаком пульсаров. Сверхбыстрые заряженные частицы, двигаясь по спиралям вдоль магнитных силовых линий, дают начало разного рода излучениям. В одних случаях возникает излучение в радиодиапазоне электромагнитного спектра, в иных - излучение на высоких частотах.Плотность нейтронной звезды
Почти сразу же под магнитосферой плотность вещества достигает 1 т/см3, что в 100 000 раз больше плотности железа. Следующий за наружным слой имеет характеристики металла. Этот слой "сверхтвёрдого" вещества, находящегося в кристаллической форме. Кристаллы состоят из ядер атомов с атомной массой 26 - 39 и 58 - 133. Эти кристаллы чрезвычайно малы: чтобы покрыть расстояние в 1 см, нужно выстроить в одну линию около 10 млрд. кристалликов. Плотность в этом слое более чем в 1 млн. раз выше, чем в наружном, или иначе, в 400 млрд. раз превышает плотность железа.Двигаясь дальше к центру звезды, мы пересекаем третий слой. Он включает в себя область тяжёлых ядер типа кадмия, но также богат нейтронами и электронами. Плотность третьего слоя в 1 000 раз больше, чем предыдущего. Глубже проникая в нейтронную звезду, мы достигаем четвёртого слоя, плотность при этом возрастает незначительно - примерно в пять раз. Тем не менее при такой плотности ядра уже не могут поддерживать свою физическую целостность: они распадаются на нейтроны, протоны и электроны. Большая часть вещества пребывает в виде нейтронов. На каждый электрон и протон приходится по 8 нейтронов. Этот слой, по существу, можно рассматривать как нейтронную жидкость, "загрязнённую" электронами и протонами. Ниже этого слоя находится ядро нейтронной звезды. Здесь плотность примерно в 1,5 раза больше, чем в вышележащем слое. И тем не менее даже такое небольшое увеличение плотности приводит к тому, что частицы в ядре движутся много быстрее, чем в любом другом слое. Кинетическая энергия движения нейтронов, смешанных с небольшим количеством протонов и электронов, столь велика, что постоянно происходят неупругие столкновения частиц. В процессах столкновения рождаются все известные в ядерной физике частицы и резонансы, которых насчитывается более тысячи. По всей вероятности, присутствует большое число ещё не известных нам частиц.
Температура нейтронной звезды
Температуры нейтронных звёзд сравнительно высоки. Этого и следует ожидать, если учесть, как они возникают. За первые 10 - 100 тыс. лет существования звезды температура ядра уменьшается до нескольких сотен миллионов градусов. Затем наступает новая фаза, когда температура ядра звезды медленно уменьшается вследствие испускания электромагнитного излучения.Явление SWASI - это аналог нестабильности SASI, происходящей в ядре сверхновой, но это в один миллион раз меньше и в 100 раз медленнее, чем у его астрофизического коллеги. Фото принадлежит: Thierry Foglizzo, Laboratoire AIM Paris-Saclay, CEA.
- это одно из самых сильных и жестоких . Теперь команда исследователей в Институте Астрофизики Макса Планка бросает очень специализированный взгляд на образование нейтронных звезд в центре разрушающихся звезд. Через использование сложного компьютерного моделирования они смогли создать трехмерные модели, которые показывают физическое воздействие - интенсивные и резкие движения, которые происходят, когда звездная материя притягивается вовнутрь. Это смелый новый взгляд на динамику, которая происходит, .
Как мы знаем, звезды, которые имеют массу в 8-10 раз больше , обречены на окончание своих жизней в массивном взрыве, газы, выдуваемые в космос с невероятной силой. Эти катастрофические события находятся среди самых ярких и самых мощных событий во и могут затмевать , когда происходят. Этот тот самый процесс, который создает элементы, важные для жизни, какой мы ее знаем - и начала .
Нейтронные звезды являются тайной сами по себе. Эти очень компактные звездные остатки содержат в 1.5 раза больше массы , все же сжаты до размеров города. Это не медленное сжатие. Это сжатие происходит, когда звездное ядро взрывается от своей собственной массы... и требуются всего лишь доли секунды. Может ли что-то остановить это? Да, есть предел. Разрушение прекращается, когда превышается плотность . Что сравнимо с 300 миллионами тонн, сжатыми во что-то размером с кубик сахара.
Изучение нейтронных звезд открывает совсем новое измерение вопросов, на которые ученые стремятся ответить. Они хотят знать, что вызывает звездное разрушение, и как может сокращение привести к взрыву. В настоящее время они предполагают, что нейтрино могут быть важным фактором. Эти крошечные элементарные частицы создаются и удаляются в монументальных количествах в течение процесса сверхновой и могут вполне действовать как нагревающие элементы, которые запускают взрыв. Согласно исследовательской команде, нейтрино могли бы передавать энергию в звездный газ, заставляя его наращивать давление. Отсюда, создается ударная волна, и поскольку она ускоряется, она могла бы разорвать звезду и вызвать сверхновую.
Насколько правдоподобно это может звучать, астрономы не уверены, могла бы работать эта теория или нет. Потому что процесс сверхновой нельзя воссоздать в лабораторных условиях, и мы не способны напрямую видеть внутреннюю часть сверхновой, мы просто должны полагаться на компьютерное моделирование. Прямо сейчас, исследователи могут воссоздать сверхновую с помощью сложных математических уравнений, которые копируют движение звездного газа и физические свойства, которые происходят в критический момент разрушения ядра. Эти типы вычислений требуют использование одних из самых мощных суперкомпьютеров в мире, но также возможно использовать более упрощенные модели для получения таких же результатов. "Если, например, решающее влияние нейтрино было включено в кое-какую подробную обработку, компьютерное моделирование можно бы было выполнить только в двух измерениях, что означает, что звезда в этих моделях, как предполагают, имеет искусственное вращение вокруг оси симметрии", сообщила исследовательская команда.
При поддержке Rechenzentrum Garching (RZG), ученые смогли создать сингулярно эффективную и быструю компьютерную программу. Им также предоставили доступ к самым мощным суперкомпьютерам и наградили компьютерным временем почти в 150 миллионов процессорных часов, что является самой большой квотой, до сих пор предоставленной "Partnership for Advanced Computing in Europe (PRACE)" Европейского Союза, команда исследователей в Институте Астрофизики Макса Планка в Garching могла бы теперь впервые моделировать процессы разрушения звезд в трех измерениях и с подробным описанием всей соответствующей физики.
"Для этой цели мы использовали почти 16000 процессорных ядер в параллельном режиме, но тем не менее "прогон" отдельной модели требует около 4.5 месяцев непрерывных вычислений", сообщает аспирант Florian Hanke, который выполнял это моделирование. Только два компьютерных центра в Европе смогли предоставить достаточно мощные машины на такой долгий период времени, а именно CURIE в Très Grand Centre de calcul (TGCC) du CEA около Парижа и SuperMUC в Leibniz-Rechenzentrum (LRZ) в Мюнхене/Garching.
Турбулентная эволюция нейтронной звезды для шести моментов времени (0.154, 0.223, 0.240, 0.245, 0.249 и 0.278 секунды) после начала образования нейтронной звезды в трехмерном компьютерном моделировании. Пузыри, похожие на грибы, являются характерными для "кипения" газа, нагретого нейтрино, тогда как одновременно нестабильность SASI вызывает дикие шлепающие и вращательные движения целого слоя, нагретого нейтрино (красный), и обволакивающей ударной волны сверхновой (синий). Фото предоставлено: Elena Erastova и Markus Rampp, RZG.
Учитывая несколько тысяч миллиардов байтов данных для моделирования, требуется некоторое время, прежде чем исследователи смогли бы полностью понять значение прогонов модели. Тем не менее, то, что они видели, как привело их в восторг, так и удивило их. Звездный газ функционировал в манере, очень похожей на обычную конвекцию, с нейтрино, управляющими процессом нагревания. И это еще не все... Они также обнаружили сильные шлепающие движения, которые скоротечно переходят к вращательным движениям. Это поведение наблюдали прежде и назвали Standing Accretion Shock Instability (SASI, Постоянное Наращивание Ударной Нестабильности). Согласно новостному релизу, "Этот термин выражает факт, что начальная шарообразность ударной волны сверхновой спонтанно разрушается, потому что ударная волна развивает большую амплитуду, пульсирующую асимметрию колебательным ростом первоначально маленьких, случайных зародышевых возмущений. До сих пор, тем не менее, это было обнаружено только в упрощенном и неполном моделировании".
"Мой коллега Thierry Foglizzo в Service d’ Astrophysique des CEA-Saclay около Парижа получил детальное понимание условий роста этой нестабильности", объясняет Hans-Thomas Janka, глава исследовательской команды. "Он построил эксперимент, в котором гидравлический скачок в круговом потоке воды показывает пульсирующую асимметрию в тесной аналогии с фронтом ударной волны в разрушающейся материи ядра сверхновой". Известный как Shallow Water Analogue of Shock Instability, динамический процесс можно продемонстрировать в менее технической манере устранением важного влияния нагревания нейтрино - причина, которая заставляет многих астрофизиков сомневаться, что разрушающиеся звезды могут пройти через этот тип нестабильности. Тем не менее, новые компьтерные модели могут продемонстрировать, что Standing Accretion Shock Instability - это важный фактор.
"Это не только управляет движением массы в ядре сверхновой, но и навязывает характерные сигнатуры эмиссии нейтрино и , которые будут измеримыми для будущей Галактической сверхновой. Более того, это может привести к сильной асимметрии звездного взрыва, из которого вновь образовавшаяся нейтронная звезда получит хороший толчок и спин (вращение вокруг оси)", описывает член команды Bernhard Müller самые важные последствия таких динамических процессов в ядре сверхновой.
Закончили ли мы с исследованием сверхновой? Поняли ли тут мы все, что известно о нейтронных звездах? Почти нет. В настоящее время, ученые готовятся к дальнейшим исследованиям измеримых эффектов, связанных с SASI, и усовершенствованием своих прогнозов связанных сигналов. В будущем они будут способствовать своему пониманию, выполняя все больше и больше моделирований, чтобы раскрыть, как действуют вместе нагревание нейтрино и нестабильность. Вероятно однажды, они смогут показать, что эта связь является спусковым механизмом, который запускает взрыв сверхновой и дает начало нейтронной звезде.