Теперь мы можем предсказать, когда нейтронная звезда родит черную дыру
Нейтронная звезда — это одна из самых мощных, загадочных и, если честно, страшных вещей во Вселенной. Состоящая из нейтронов чуть менее, чем полностью, без чистого электрического заряда, она является заключительным этапом в жизненном цикле гигантской звезды, рожденной в огненных взрывах сверхновых. Они также представляют собой одни из самых плотных объектов во Вселенной, что зачастую приводит к тому, что они становятся черными дырами.
Некоторое время астрономы не понимали этот процесс, не зная, где или даже когда нейтронная звезда может пройти эту окончательную трансформацию. Но благодаря недавнему исследованию, проведенному группой ученых из Университета Гете во Франкфурте, Германия, теперь может стать возможным определение абсолютной максимальной массы, которая нужна нейтронной дыре для коллапса с последующим рождением черной дыры.
Как и все остальное, связанное с нейтронными дырами, процесс, который превращает их в черные дыры, совершенно непонятен для астрономов и часто вызывает восхищение пополам с недоумением. Масса самых плотных объектов во Вселенной не может расти неограниченно — любое увеличение массы должно приводить к увеличению плотности.
Как правило, этот процесс приводит к тому, что нейтронная звезда достигает нового состояния равновесия, либо к тому, что невращающаяся нейтронная звезда начинает вращаться. Последний эффект позволяет ей оставаться стабильной дольше, так как дополнительная центробежная сила помогает сбалансировать интенсивную гравитационную работу в недрах звезды.
Но даже этот процесс не может длиться вечно. Профессор Лучано Рецолла из Университета Гете говорит следующее:
«Если звезда не вращается, эту [предельную] массу несложно рассчитать, и называется она максимальной невращающейся массой, или M_TOV. Но это не самая большая возможная масса, поскольку если звезда вращается, она может выдержать большую массу, чем невращающаяся звезда. Впрочем, даже в этом случае есть ограничение в виде ограниченной массы, которую может иметь звезда при вращении, прежде чем будет разорвана центробежной силой. Следовательно, абсолютная и самая большая масса, которую может набрать нейтронная звезда, известна как «максимальная масса максимально вращающейся конфигурации», или M_max. Это самая большая возможная масса самой быстро вращающейся модели. Представьте, что вы создали такую модель: если вы добавите к ней один атом, она коллапсирует в черную дыру, а если раскрутите чуть больше, то разорвется на части».
По мере того как нейтронные звезды накапливают массу, скорость их вращения увеличивается; и здесь тоже есть предел. Рано или поздно нейтронная звезда достигнет максимальной массы и неизбежно коллапсирует в черную дыру. К сожалению, в прошлом астрономы не могли определить значение этой предельной массы.
Причина этому в том, что такая максимальная величина зависит от уравнения состояния вещества, составляющего звезду. Это уравнение описывает термодинамическое состояние вещества при заданном наборе физических условий — температуры, давления, объема или внутренней энергии. И хотя астрономы убедились с определенной долей вероятности, какой должна быть максимальная масса невращающейся звезды, они не смогли рассчитать максимальную массу для звезд, которые вращаются.
Короче говоря, они не смогли определить, какая масса необходима вращающейся нейтронной звезде, чтобы превзойти максимальную скорость вращения и сформировать новую черную дыру.
«Отчего в прошлом было сложно рассчитать M_max, — объясняет Рецолла, — так это оттого, что ее значение отличалось в зависимости от того, что составляет нейтронную звезду, а этого мы действительно не знаем. Вещество нейтронной звезды настолько отличается от того, что мы знаем, что мы можем лишь предполагать; к сожалению, предположений тоже очень много. Так что получались разные значения».
Но в своем исследовании под названием «Максимальная масса, момент инерции и компактность релятивистских звезд», которое появилось в ежемесячных заметках Королевского астрономического общества, Рецолла и Козима Брю из Университета Гете утверждают, что теперь стало возможным вывести максимальную массу быстро вращающейся звезды.
В своем исследовании Рецолла и Брю опирались на недавнюю работу астрономов, которые показали, что можно выразить свойства звездных равновесных конфигураций, которые не зависят от конкретного уравнения состояния их массы. Короче говоря, эти исследования показали, что могут быть «универсальные уравнения», если говорить о равновесии звезд.
В результате они смогли показать, что можно предсказать максимальную массу быстро вращающейся нейтронной звезды, просто принимая во внимание максимальную массу нейтронной звезды в соответствующей невращающейся конфигурации. Однако даже с учетом доступных данных, отмечает Рецолла, нужен был свежий взгляд:
«Универсальные отношения просто утверждают, что объекты, которые очевидно отличаются, имеют много общего. К примеру, хотя мы отличаемся от других млекопитающих, скажем, свиней, наш геном имеет огромное количество общих черт, потому что мы синтезируем те же белки, дышим тем же воздухом и так далее. И значит, если мы поймем, как работает гемоглобин у одних млекопитающих, это можно применить к намного большему их числу. В случае с нейтронными звездами все указывает на то, что применимо универсальное отношение между M_max и M_TOV. Если точно, мы выяснили, что M_max = 1,203 +- 0,022 M_TOV».
Выводы ученых, вероятно, будут иметь интересные последствия для будущих астрономических исследований. Для начала знание максимальной массы нейтронной звезды будет полезно для анализа сигналов гравитационных волн, произведенных нейтронными звездами, что позволит астрономам извлекать информацию из этого уравнения состояния до того, как объект коллапсирует в черную дыру.
Кроме того, это будет полезно для определения момента инерции нейтронных звезд, то есть для выяснения массы, необходимой для начала вращения звезды. Ученые смогут с большей точностью знать, когда нейтронная звезда начинает вращаться, и с большей точностью прогнозировать, останется ли она вращаться или коллапсирует в черную дыру. Прогнозировать место появления черных дыр — весьма полезная затея. Можно считать это еще одним шагом к пониманию того, как работает наша загадочная и грандиозная Вселенная.