В этом посте максимально подробно разберу процесс формирования НЗ, ибо обычно все популярные объяснения ограничиваются фразой «коллапс массивной звезды».Забавно, кстати, что здесь гораздо чаще будут упоминаться нейтрино, а не нейтроны.

Отправимся в путешествие по просторам Вселенной. Наша цель — найти массивную, тяжестью более восьми Солнц (), звезду. Далее нам нужно затаиться и ждать пару десятков миллионов лет, пока в её центре не сформируется железное ядро. Тогда дальнейший термоядерный синтез уже не будет выделять энергию, необходимую для поддержания давления, которое уравновешивает собственную гравитацию звезды и не даёт ей схлопнуться. Ядро некоторое время будет удерживаться от коллапса давлением вырожденных электронов, возникающим благодаря принципу Паули (см. ниже), а потом...

Принцип Паули утверждает, что два одинаковых фермиона (это частицы материи), например электрона, не могут одновременно находиться в одном и том же квантовом состоянии.

Поэтому при сильном сжатии вещества электроны вынуждены занимать состояния со всё большими энергиями, создавая так называемое давление вырожденного электронного газа, которое некоторое время удерживает ядро звезды от дальнейшего коллапса ⬆️

По мере того, как термоядерные реакции в окружающих ядро оболочках образуют новое вещество, масса железного центра растёт и приближается к пределу: ядра и свободные протоны начинают захватывать электроны, электронное давление уменьшается, а высокоэнергичные фотоны расщепляют тяжёлые ядра и отнимают дополнительную энергию. В результате ядро теряет поддержку и начинает сжиматься под действием собственной гравитации.

Во время этого коллапса электронный захват резко усиливается: электроны объединяются с протонами, образуя нейтроны и электронные нейтрино. Вещество постепенно становится всё более нейтронно-богатым — отсюда и название будущего объекта.

Уравнение электронного захвата. Или, короче говоря, процесс спавна нейтронов.

Спойлер: в конце концов всё придет к взрыву сверхновой. Считается, что в таких взрывах ключевую роль играют нейтрино (см. ниже).

Нейтрино — элементарные частицы, не обладающие электрическим зарядом и имеющие чрезвычайно малую массу (энергетический эквивалент ≈ 1,92 × 10-²⁰ Дж). Они почти не взаимодействуют с веществом и способны пролетать сквозь планеты, не столкнувшись ни с одним атомом. Каждую секунду через тело человека пролетают триллионы солнечных нейтрино.

Далее мы наблюдаем целое кино: ядро сжимается, и этот процесс сопровождается выделением огромного количества энергии — около 3 × 10⁴⁶ Дж. Если что, это примерно 1/10 полной энергии покоя будущей нейтронной звезды. Прикол в том, что ≈ 99 % этой энергии уносят в красоты космоса именно нейтрино и антинейтрино. Движению оболочек, выброшенных взрывом сверхновой, достаётся лишь около 1 %, а энергии, излучённой в форме света, ещё примерно в сто раз меньше (0,01 %).

Если вы когда-нибудь слышали, что одним из основных источников нейтрино являются взрывы сверхновых — поздравляю, теперь вы гораздо лучше понимаете масштаб).

Во время коллапса центральная часть ядра достигает ядерной плотности (то есть плотности вещества как внутри атомных ядер) и вещество становится почти несжимаемым. На границе внутреннего и внешнего ядра возникает ударная волна, движущаяся навстречу всё ещё падающему веществу — схематично этот процесс можно представить так:

Однако энергии этой волны оказывается недостаточно, чтобы сразу растерзать звезду. Пройдя расстояние около 100-200 км от центра, она почти полностью теряет свою энергию и останавливается.

После этого нейтрино, выходящие из горячего ядра, передают часть своей энергии веществу за ударной волной, поднимают её с колен и снова приводят в движение. Этому также могут дополнительно помогать вращение звезды, конвекция и магнитные поля.

Ну и в течение следующих сотен миллисекунд нейтринный нагрев может возродить ударную волну, после чего она начинает распространяться наружу и откидывает в космос внешние оболочки звезды. Этот процесс наблюдают как взрыв сверхновой II типа.

Пока ударная волна выбрасывает внешние слои, возникшая при коллапсе протонейтронная звезда остаётся в центре — она является горячим, плотным и богатым лептонами (см. ниже) объектом. В её веществе особенно много электронов и электронных нейтрино. На этом этапе она ещё значительно больше и горячее обычной нейтронной звезды.

Лептоны — один из двух основных классов элементарных частиц (второй класс — кварки). В отличие от кварков, лептоны не участвуют в сильном ядерном взаимодействии, поэтому не образуют протоны, нейтроны и др. адроны.

Затем протонейтронная звезда постепенно остывает. Рождающиеся в её недрах нейтрино опять уносят с собой огромную часть внутренней энергии. Из-за этого тепловое давление (см. ниже) уменьшается, и гравитация сжимает звезду ещё сильнее.

Тепловое давление — давление, создаваемое быстрым хаотичным движением частиц в очень горячем веществе.

Но нейтрино вообще-то не могут покинуть звезду прямо сейчас: вещество внутри настолько плотное, что они многократно рассеиваются (то есть большое количество раз сталкиваются с веществом вокруг себя и вследствие этого меняют направление своего движения; короче говоря, поведение примерно как у пьяного человека, идущего сквозь толпу), медленно продвигаясь к поверхности. Характерное время этого процесса составляет около десяти секунд.

Поначалу выход нейтрино не охлаждает, а, наоборот, дополнительно нагревает внутренние области звезды. Температура ядра достигает примерно 50 МэВ (или около 6 × 10¹¹ кельвинов). Но спустя несколько десятков секунд ситуация меняется: протонейтронная звезда постепенно охлаждается, средняя энергия нейтрино снижается, а вероятность их взаимодействия с веществом уменьшается.

Их свободный пробег становится всё больше, и примерно через 50 секунд нейтрино уже могут преодолевать расстояния, сравнимые с радиусом звезды или даже превышающие его. После этого звезда становится для них практически прозрачной, а основная стадия нейтринного охлаждения подходит к концу.

Таким образом горячая протонейтронная звезда постепенно превращается в обычную (ugh, челядь) нейтронную звезду — компактный остаток массивной звезды, состоящий преимущественно из нейтронов. Однако этот исход возможен не всегда.

У нейтронных звёзд существуют минимальная и максимальная допустимые массы. Минимальная масса новорожденной протонейтронной звезды теоретически составляет около , но объекты, образующиеся в взрывах сверхновых, находятся на лвл выше. Протонейтронные звёзды, богатые лептонами, не могут оставаться связанными при массе меньше примерно одной солнечной.

Точное значение максимальной массы неизвестно и зависит от уравнения состояния сверхплотного вещества (эта штука описывает, насколько сильно вещество нейтронной звезды сопротивляется дальнейшему сжатию), но ясно, что оно должно превышать примерно две солнечные массы и быть ниже приблизительно трёх солнечных масс. Например, в исследовании, которое послужило материалом для этого поста, максимальная масса оценивается диапазоном (но значение от двух солнечных масс всё же более реалистично).Так вот, если масса компактного остатка превышает этот предел, давление вещества уже не способно остановить дальнейший гравитационный коллапс, и на месте нейтронной звезды схлопнется чёрная дыра. И произойти это может двумя путями:

Первый реализуется вскоре после рождения протонейтронной звезды — вещество окружающих слоёв продолжает падать на неё, и масса объекта быстро растёт. Когда она становится слишком большой (точное значение зависит от уравнения состояния, температуры, вращения и пр.; но обычно такая масса превышает ), внутреннее давление уже не может сдерживать гравитационное сжатие. Протонейтронная звезда коллапсирует в чёрную дыру, не успев остыть и окончательно сформироваться как нейтронная звезда.

Второй сценарий происходит не сразу — пока протонейтронная звезда горячая и внутри неё остаётся много нейтрино, их давление помогает снивелировать эффект гравитации. Благодаря этому звезда временно может удерживать массу, с которой остывшая нейтронная звезда уже не справилась бы.

Но, к сожалению, нейтрино постепенно покидают её, а сама звезда остывает. Давление внутри уменьшается, и поддерживать прежнюю массу становится невозможно.Тогда протонейтронная звезда теряет устойчивость и схлопывается в чёрную дыру. Короче говоря, второй исход — временная отсрочка, которая не давала ей коллапсировать. Этот процесс называют отложенным коллапсом.

Возможно, именно такой сценарий реализовался в случае сверхновой SN 1987A. Нейтринный сигнал продолжительностью около десяти секунд подтвердил, что после взрыва действительно родилась и некоторое время существовала протонейтронная звезда.

Ранее не исключалось, что протонейтронная звезда, родившаяся при взрыве SN 1987A, позднее могла потерять устойчивость и коллапсировать в чёрную дыру.

Однако наблюдения центральной области остатка выявили признаки мощной ионизации вещества, которую, скорее всего, создаёт сохранившаяся молодая нейтронная звезда или туманность, питаемая её пульсарным ветром (об этом в следующем посте). Сам компактный объект и его пульсации при этом пока напрямую не обнаружены.

В следующей статье расскажу про строение и типы нейтронных звёзд. Телеграмм-канал: @alicewritesaboutspace