Сияние светом миллионов солнц

12:03 05/03/2018

0 👁 1 366

В 1980-х годах ученые начали открывать новый класс чрезвычайно ярких источников рентгеновского излучения в галактиках. Сначала исследователи полагали, что многие из этих источников рентгеновского излучения, или ULX, были черными дырами,примерно от ста до ста тысяч раз больше, чем масса Солнца. Позднее работа показала, что некоторые из них могут быть черными дырами звездной массы – до нескольких десятков массы Солнца.

В 2014 году наблюдения с NuSTAR (ядерно-спектроскопическим телескопом NASA) и рентгеновской обсерваторией Chandra показали, что несколько ULX, еще менее массивные объекты, называемые нейтронными звездами. Среди нейтронных звёзд с надёжно измеренными массами большинство попадает в интервал от 1,3 до 1,5 масс Солнца, что близко к значению предела Чандрасекара. Ученые обнаружили регулярные вариации или «пульсации» в рентгеновском излучении ULXs.

Исследователи, использующие данные из рентгеновской обсерватории NASA Chandra, идентифицировали четвертый ULX как нейтронную звезду и нашли новые подсказки того, как эти объекты могут сиять так ярко. Недавно охарактеризованный ULX расположен в галактике Whirlpool, также известной как M51.

Это составное изображение Whirlpool :рентгеновские лучи от Chandra (фиолетовые) и оптические данные с космического телескопа Хаббла (красный, зеленый и синий). ULX отмечен кружком.

Нейтронная звезда – космическое тело, являющееся одним из возможных результатов эволюции звёзд, состоящее, в основном, из нейтронной сердцевины, покрытой сравнительно тонкой (∼1 км) корой вещества в виде тяжёлых атомных ядер и электронов. Массы нейтронных звёзд сравнимы с массой Солнца, но типичный радиус нейтронной звезды составляет лишь 10—20 километров. Поэтому средняя плотность вещества такого объекта в несколько раз превышает плотность атомного ядра (которая для тяжёлых ядер составляет в среднем 2,8·1017 кг/м³). Дальнейшему гравитационному сжатию нейтронной звезды препятствует давление ядерной материи, возникающее за счёт взаимодействия нейтронов.

Нейтронные звезды – чрезвычайно плотные объекты – чайная ложка весит более миллиарда тонн, столько же, сколько гора. Сильная гравитация нейтронных звезд притягивает окружающий материал от сопутствующих звезд, и когда этот материал падает к нейтронной звезде, он нагревается и светится рентгеновскими лучами. По мере того как все больше материи падает на нейтронную звезду, наступает время, когда давление становится настолько интенсивным, что оно отталкивает вещество. Астрономы называют этот момент – когда объекты обычно не могут быстрее накапливать вещество и выделяют больше рентгеновских лучей – предел Эддингтона.

Предел Эддингтона – величина мощности электромагнитного излучения, исходящего из недр звезды, при которой его давления достаточно для компенсации веса оболочек звезды, которые окружают зону термоядерных реакций, то есть звезда находится в состоянии равновесия: не сжимается и не расширяется. При превышении предела Эддингтона звезда начинает испускать сильный звёздный ветер.

Критическая (эддингтоновская) светимость — максимальная светимость звезды или другого небесного тела, определяющаяся условием равновесия гравитационных сил и давления излучения объекта.

Новый результат показывает, что этот ULX превосходит предел Эддингтона для нейтронной звезды.

Ученые пришли к выводу,что это возможно объяснить с помощью такого явления , как циклотронный резонанс:циклотронный резонанс может наблюдаться, если носители заряда совершают много оборотов, прежде чем они рассеются.Циклотронный резонанс, явление резонансного поглощения энергии переменного электрического поля заряженной частицей, находящейся в магнитном поле.

В последнем выпуске Nature Astronomy представлена ​​статья, описывающая это исследование под руководством Мюррея Брайтмана из Калифорнийского технологического института. Другие авторы включают Ф. Фюрста из Европейского космического астрономического центра; М.Ю. Миддлтон из Университета Саутгемптона, Соединенное Королевство; Д.Дж. Уолтон и А. К. Фабиан из Кембриджского университета, Соединенное Королевство; Д. Стерн Лаборатории реактивного движения НАСА; М. Хейда из Калтех; Д. Баррет из Французского центра национального научного исследования и Университета Тулузы; и М. Бачетти из итальянской «Национале ди Астрофисика».