Нейтронные звёзды

Газ, текущий с компаньона, массой, меньшей, чем у нашего Солнца, на такую «крошку», как нейтронная звезда, не сможет сразу упасть из - за своего слишком большого углового момента. Поэтому он создает вокруг нее  так называемый аккреционный диск из «украденной» материи. Трение при накручивании на нейтронную звезду и сжатие в  гравитационном поле разогревает газ  до миллионов градусов, и он начинает испускать рентгеновское излучение.

Другое интересное явление, связанное  с строчными звездами, имеющими мало-

пассивного компаньона, — рентгеновские  вспышки (барстеры). Они обычно длятся от нескольких секунд до нескольких минут  и в максимуме дают звезде светимость, почти в 100 тысяч раз превышающую  светимость Солнца. Эти вспышки объясняют  тем, что, когда водород и гелий  переносятся на нейтронную звезду с  компаньона, они образуют плотный  слой. Постепенно этот слой становится настолько плотным и горячим, что начинается реакция термоядерного  синтеза и выделяется огромное количество энергии. По мощности это эквивалентно взрыву всего ядерного арсенала землян на каждом квадратном сантиметре поверхности  нейтронной звезды в течение минуты.

Совсем другая картина наблюдается, если нейтронная звезда имеет массивного компаньона. Звезда-гигант теряет вещество в виде звездного ветра (исходящего от ее поверхности потока ионизированного  газа), и огромная гравитация нейтронной звезды захватывает часть этого  вещества себе. Но здесь вступает в  свои права магнитное поле, которое  заставляет падающее вещество течь по силовым линиям к магнитным полюсам. Это означает, что рентгеновское  излучение, прежде всего, генерируется в горячих точках на полюсах, и  если магнитная ось и ось вращения звезды не совпадают, то яркость звезды оказывается переменной — это  тоже пульсар, но только рентгеновский.

Нейтронные звезды в рентгеновских  пульсарах имеют компаньонами яркие  звезды-гиганты. В барстерах же компаньонами нейтронных звезд являются слабые по блеску

звезды малых масс. Возраст ярких  гигантов не превышает нескольких десятков миллионов лет, тогда как возраст  «слабых» звезд - карликов может насчитывать  миллиарды лет, поскольку первые гораздо быстрее расходуют свое ядерное топливо, чем вторые. Отсюда следует, что барстеры — это старые системы, в которых магнитное  поле успело со временем ослабеть, а  пульсары — относительно молодые, и  потому магнитные поля в них сильнее. Может быть, барстеры когда-то в прошлом  пульсировали, а пульсарам еще  предстоит вспыхивать в будущем.

С двойными системами связывают  и пульсары с самыми короткими  периодами (менее 30 миллисекунд) — так  называемые миллисекундные пульсары. Несмотря на их быстрое вращение, они  оказываются не молодыми, как следовало  бы ожидать, а самыми старыми.

Возникают они из двойных систем, где старая, медленно вращающаяся  нейтронная

звезда начинает поглощать материю  со своего, тоже уже состарившегося компаньона (обычно красного гиганта). Падая на поверхность нейтронной звезды, материя передает ей вращательную энергию, заставляя крутиться все быстрее. Происходит это до тех пор, пока компаньон нейтронной звезды, почти освобожденный от лишней массы, не станет белым карликом, а пульсар не оживет и не начнет вращаться со скоростью сотни оборотов в секунду.

Впрочем, недавно астрономы обнаружили весьма необычную систему, где компаньоном  миллисекундного пульсара является не белый карлик, а гигантская раздутая красная звезда. Ученые полагают, что  они наблюдают эту двойную  систему как раз в стадии «освобождения» красной звезды от лишнего веса и  превращения в белого карлика.

Если эта гипотеза неверна, тогда  звезда-компаньон может быть обычной  звездой из шарового скопления, случайно захваченной пульсаром.

Почти все нейтронные звезды, которые  известны в настоящее время, найдены  или в рентгеновских двойных  системах, или как одиночные пульсары. И вот недавно «Хаббл» 

заметил в видимом свете нейтронную звезду, которая не является компонентом  двойной системы и не пульсирует в рентгеновском и радиодиапазоне. Это дает уникальную возможность  точно определить ее размер и внести коррективы в представления о  составе и структуре этого  причудливого класса выгоревших, сжатых гравитацией звезд. Эта звезда была обнаружена впервые как рентгеновский  источник и излучает в этом диапазоне  не потому, что собирает водородный газ, когда движется в пространстве, а потому, что она все еще  молода. Возможно, она является остатком одной из звезд двойной системы. В результате взрыва сверхновой эта  двойная система разрушилась, и  бывшие соседи начали независимое путешествие  по Вселенной.