Грань, за которой звезда коллапсирует не в нейтронную звезду, а в чёрную дыру
Ученые из китайской обсерватории Purple Mountain провели исследование, направленное на разгадывание загадки предела массы нейтронных звёзд.
В ходе исследования были использованы данные, собранные с помощью обсерватории LIGO, детектора гравитационных волн VIRGO и в «Миссии по исследованию внутреннего состава нейтронной звезды» (NICER) МКС.
Одной из целей исследования было определение предела Оппенгеймера-Волкова для нейтронных звёзд — точной массы, при которой нейтронная звезда может коллапсировать в чёрную дыру. Исследователи руководством профессора Фань И-Чжуна (Fan Yizhong) пришли к выводу, что масса невращающейся нейтронной звезды не может превышать 2,25 солнечных масс.
Кроме того, исследователи отметили, что масса нейтронных звезд зависит от изначальной массы звезды. Например, наше Солнце — желтый карлик, которому требуется более 10 миллиардов лет для прохождения своего жизненного цикла. Сейчас Солнцу около 4,5 миллиарда лет, и оно находится на стадии преобразования в белый карлик. По мере старения оно будет пережигать тяжёлые элементы в своём ядре, что приведёт к его нагреванию и расширению. В результате, Солнце станет красным гигантом и сбросит внешние слои примерно через 5 миллиардов лет. В конце жизненного цикла оно уменьшится и станет белым карликом. Этот объект будет иметь массу, меньшую, чем у Солнца сейчас, хотя некоторые белые карлики могут быть относительно массивными.
Звезды, более массивные, чем Солнце, проходят тот же цикл, но заканчивают свою жизнь вспышками сверхновых. Что останется после сверхновой, – чёрная дыра, или нейтронная звезда, – зависит от массы остатка. Между объектами существует тонкая грань, — предел Оппенгеймера-Волкова.
Объекты с массой от 8 до 25 солнечных перерождаются в нейтронные звёзды. Механизм, называемый «давлением нейтронного вырождения», удерживает эти остатки. Оставшееся ядро ??звезды сжимается после вспышки сверхновой. Но нейтроны и протоны в атомных ядрах ядра «уплотняются» и перестают сжиматься. И так система приходит в равновесие. В этот момент образовавшаяся нейтронная звезда приближается к пределу Оппенгеймера-Волкова. Если объект набирает (или имеет) больше массы, то это означает, что его масса превышает предел и образуется чёрная дыра.
Учёные, включив информацию о максимальном ограничении массы нейтронных звёзд, использовали модели уравнения состояния, которые рассматривают состояние вещества в нейтронной звезде или чёрной дыре, а модели описывают такие параметры, как давление, объём и температура. Их работа позволила установить верхнюю границу массы нейтронных звёзд, которая составляет примерно 2,5 масс Солнца и показывает, что такая нейтронная звезда будет иметь радиус около 11,9 километров.
Следующим этапом станет проверка точности этих измерений и моделей, основанная на данных реальных наблюдений гравитационных волн и мягкого рентгеновского излучения. В опубликованной статье Фань и его команда предполагают, что объекты с массой от 2,5 до 3 солнечных масс, обнаруженные детекторами гравитационных волн второго поколения, скорее всего, могут быть «лёгкими чёрными дырами».
Помимо этого, работа имеет последствия для космологии, особенно в отношении постоянной Хаббла, которая описывает скорость расширения Вселенной. Она составляет около 70 километров в секунду на мегапарсек (±2,2 км/сек/Мпк). Цифры зависят от того, какие методы астрономы используют для расчёта. Предложенное ограничение массы нейтронных звёзд согласуется с предсказаниями космологической модели, что позволяет использовать его в качестве метода проверки базовой модели Вселенной.
