Нейтронные звёзды. Часть 5
Обычно массы измеряют в двойных системах, когда что-то вокруг чего-то крутится. В зависимости от того как крутится - определяем массы.
Радиус нейтронных звёзд. Например, мы видим тепловое излучение нейтронной звезды. Тогда, по закону, с постоянной Стефана-Больцмана, у нас светимость, радиус и температура связаны. Температуру и светимость определили из наблюдений, значит посчитали радиус.
Можно определить красное смещение. Если мы увидим какую-то спектральную линию, то в случае нейтронной звезды она может быть сильно покрасневшей, потому что там сильная гравитация. И по этому гравитационному красному смещению мы измерим отношение массы к радиусу.
Мы можем измерять температуру. Это очень важно. Потому что мы видим как остывает поверхность, но основные процессы энергопотерь происходят в недрах нейтронной звезды. Пока звезда молодая (меньше 100 тысяч лет) энергопотери происходят из-за нейтрино. Нейтрино свободно выходят из объёма, именно это связано с интересной ядерной физикой внутри, а мы видим температуру поверхности. Дальше, вооружившись правильными моделями, мы можем узнать, что происходит внутри.
Можно измерять момент инерции нейтронной звезды.
Тоже такая комбинация массы и радиуса. Это в теории можно делать по радиопульсарам, но пока не сделали.
Можно померить гравитационную и барионную массы. Как это сделать?
Грубо говоря. Вы бросили предмет массой, примерно, 2 кг на нейтронную звезду. Насколько увеличится масса звезды? Масса изменилась меньше, чем на 2 кг. Возникает дефект масс, лишнюю массу просто излучит нейтронная звезда.
Соответственно, если у вас схлопывалось ядро звезды, у него была масса, например 1.5 массы Солнца, а после схлопывания образовалась нейтронная звезда массой 1.2 массы Солнца. Возникает две разных массы. Первая - гравитационная масса, её вы чувствуете когда крутитесь вокруг нейтронной звезды, а вторая - барионная. Т.е. просто число протонов и нейтронов умножить на их массу. Гравитационная естественно всегда меньше барионной. Если вы, каким то способом, знаете обе (астрофизики придумали такой способ), то вы можете узнать как устроена ядерная физика.
Наконец есть забавная вещь - предельное вращение. Нейтронные звёзды, теоретически, могли бы иметь сколь угодно малые периоды, но что-то их останавливает. Останавливает очень простая вещь. Если вы её раскрутите (звезду) выше некоторой частоты, у неё вещество начнёт стекать с экватора и период перестанет уменьшаться, если вы её раскручиваете. И это предельное вращение тоже зависит от внутреннего строения. Поэтому наблюдения предельно вращающихся нейтронных звёзд, тоже накладывает ограничение на модели внутреннего строения.
Самое понятное это измерение массы и радиуса, здесь всё ясно.
По горизонтали - радиус, по вертикали - масса.
Что здесь красивого нарисовано? В области зеленого и голубого цвета находятся черные дыры. В голубой области совсем чёрные дыры, там всё понятно. В зеленой мы уверены, что тоже чёрные дыры. Граница зеленого внизу соответствует тому, что скорость звука должна быть меньше скорости света. Это разумное предположение, хотя есть модели где люди с этим спорят. Будем считать, что здесь проходит граница между чёрными дырами и нейтронными звёздами. Красная часть отрезается быстрым вращением. Т.е. это означает, что при данной массе нейтронная звезда не может иметь радиус больше некоторого, иначе она будет стекать при наблюдаемой частоте вращения. Сейчас предельная частота вращения между 0.001-0.002 секунды. Чёрные и зеленые линии - это результаты теоретических расчётов. Естественно их бесконечно много (можно нарисовать миллионы). Ещё нужно сказать, что есть два разных радиуса нейтронной звезды.
Если вы меряете радиус от центра наружу, или вы меряете радиус, двигаясь по экватору это будет два разных радиуса. Объяснить это можно так. Есть радиус прямо на поверхности нейтронной звезды, а есть радиус наблюдаемый издалека. Нейтронная звезда настолько компактная и массивная, что если бы ваша голова была нейтронной звездой то ваш собеседник видел бы и лицо, и затылок. Это происходит из-за искривления лучей в гравитационном поле.
В идеале мы бы хотели поставить точку там где пересекается пунктирная линия и чёрная (AP4), с небольшими усиками ошибок. Вот такую.
Мы бы измерили массу и радиус одновременно, для какой-нибудь нейтронной звезды, и сказали бы, что эта модель хорошая, а остальные никуда не годятся. На самом деле не получается. Усики ошибок на самом деле раз в пять длиннее, а потом в добавок приходят плохие люди и говорят, что у вас не только ошибки большие, у вас ещё и есть систематические сдвиги и всё портят.
Поэтому это является целью, и люди за ней гоняются.
Следующая часть должна быть последней :) Пора думать над следующей темой.