Двойно измерване на маси и радиусисистеми
Измерване на маси и радиуси в двоични системи
Много методи за измерване на маси и радиуси по един или друг начин са свързани с двоични системи, особено когато става дума за едновременно измерване на тези параметри. Нека започнем с факта, че можем точно да определим масите на обикновените звезди само в двойните. Наблюденията позволяват да се определи орбиталният период и амплитудата на радиалната скорост за всяка звезда. След това остава един неизвестен параметър - ъгълът, под който виждаме равнината на орбитата. Може да се определи например дали в системата се случват затъмнения.
Тогава веднага получаваме масите на двете звезди в системата. Това работи и за системи с неутронни звезди. Най-често не виждаме самия компактен обект. Ако обаче говорим за радиопулсар, тогава наблюденията на промените в неговия период позволяват да се определи орбиталната скорост в проекцията върху линията на зрението. И ако неутронна звезда е източник на рентгенови лъчи, тогава можем да наблюдаваме акреционен диск в оптичния диапазон, което също прави възможно измерването на орбиталната скорост.
Понякога рентгеновите наблюдения на диска дават горна граница на размера на неутронна звезда. Това се дължи на факта, че в рентгеновия диапазон има добре позната спектрална линия - линията на желязото. Когато се излъчва от веществото на акреционния диск, можем да определим на какво разстояние от центъра на неутронната звезда се е случило това. Факт е, че звездата е толкова масивна и компактна, че в диска става забележим един от ефектите на Общата теория на относителността - гравитационното червено отместване. Колкото по-голям е, толкова по-близо до гравитационния център (и следователно до повърхността на неутронната звезда) е дискът. В резултат на това спектралната линия престава да бъде тясна. Тя, както казват астрономите, "раства червено рамо". Определениемаксималното отместване на линията за даден източник дава радиуса на вътрешната граница на диска. И, разбира се, не може да бъде по-малък от радиуса на звездата. Често такива оценки се оказват полезни и правят възможно отхвърлянето на уравненията на състоянието, които предсказват обекти, които са твърде големи.
Схематично представяне на желязната линия (6,4 keV) с червено рамо. Поради факта, че част от радиацията идва от вътрешните области на диска, светлината идва до нас зачервена.
Радиусът на неутронна звезда може също да бъде оценен, ако топлинното излъчване от повърхността е видимо. Спектърът на такова излъчване е доста универсален (зависи от състава на атмосферата на компактен обект, но това често може да се вземе предвид правилно) и въз основа на наблюдения може да се определи температурата доста точно. Ако знаем осветеността на източника, тогава от известната температура можем веднага да изчислим площта на излъчващата повърхност. Ако радиацията не е променлива, тогава най-вероятно цялата повърхност блести, а не някаква гореща точка. В случай на неутронна звезда, от данните за светимост и температура, ще получим нейния радиус. Това ще бъде радиусът, който е видим за далечен наблюдател. Той е по-голям от екваториалния радиус, използван в диаграмата "Маса - радиус". За да получите стойността му, трябва да знаете гравитационната маса на обекта.
За да напреднете в изследването на свойствата на материята на компактни обекти, най-добре е да измервате едновременно масата и радиуса. Обикновено за това трябва да се прилагат поне два метода, тъй като поради ефектите на Общата теория на относителността комбинацията от маса и радиус обикновено се определя от наблюдения. Например, разгледайте измерванията на гравитационното червено отместване. Това е подобно на получаването на радиуса на вътрешния ръб на диска, но сега източникът на радиация е точно на повърхността. червенизместването характеризира компактността на даден обект: колко малък е за дадена маса или колко масивен е за даден радиус. Подобно наблюдение би позволило да се измери съотношението на масата и радиуса (този, който се брои "по екватора"), което би дало права линия на диаграмата маса-радиус. За съжаление в емисионните спектри на повърхността на неутронните звезди няма подходящи линии. Веднъж изглеждаше, че е възможно да се измери червеното отместване, но, уви, това беше фалшива тревога. Но дори и да можем да измерим гравитационното червено отместване, ще е необходим втори метод, за да можем да изберем кратък сегмент или по-добре точка на линията в диаграмата маса-радиус.
Един от класовете близки двойни системи с неутронни звезди - бърстери - дава възможност да се добави още един метод. В тези източници материята, изтичаща от нормална звезда, се натрупва на повърхността на неутронна звезда, докато настъпи термоядрен взрив. В резултат на това черупката започва да се разширява. След това веществото се връща обратно. Но това не е бързо падане, тъй като веществото се поддържа от мощен радиационен поток. Веществото сякаш плува над повърхността. По това време светимостта е равна на критичната. Нарича се Едингтън в чест на Артър Едингтън, който пръв разглежда тази ситуация.
Важното тук е, че светлината оказва натиск. Гравитацията има тенденция да изпуска материята върху повърхността, докато радиацията има тенденция да изхвърля материята. Анализът на баланса между гравитацията и радиацията в крайна сметка ни позволява да определим комбинацията от маса и радиус, тъй като светимостта на Едингтън, която задържа материята, зависи от масата на привличащия обект.
И накрая, големи надежди се възлагат на анализа на импулсните профили на рентгеновите пулсари. За да решат този проблем, те дори планират да изстрелят няколко космическипроекти. Един от тях се казва NICER. Тази система от рентгенови телескопи ще бъде инсталирана на МКС. Друг проект, много по-мащабен, все още се планира. Това е европейският сателит на LOFT.
Снимка на настройката NICER. Инструментът ще бъде инсталиран на Международната космическа станция. Една от основните задачи е изследването на неутронни звезди в двойни системи с цел определяне на техните маси и радиуси. Това ще реши въпроса за състоянието на материята в техните дълбини.
Идеята на подхода е, че внимателното моделиране на формата на импулсите ви позволява едновременно да определите масата и радиуса. Въпросът отново е в действието на Общата теория на относителността. Неутронните звезди изкривяват пространството около себе си толкова много, че винаги виждаме задната част на главата им. Поне отчасти. Светлинните лъчи се движат по права линия само ако се излъчват перпендикулярно на повърхността (т.е. точно по радиуса). Но повърхностният елемент свети във всички посоки, така че някои от лъчите напускат повърхността под ъгъл към нея. Тяхната траектория ще бъде извита и това може да доведе до факта, че част от лъчите ще обиколят неутронната звезда. В резултат на това ще видим частично излъчването от задната страна на компактния обект. Колкото по-компактна е неутронната звезда, толкова по-голям е ефектът.
Ако звездата е достатъчно голяма (за същата маса), тогава ефектът е малък. Това води до факта, че такива звезди могат да имат тесни моменти и пулсациите ще бъдат силни. При масивни звезди с малки радиуси винаги виждаме достатъчно обратна страна, за да се размият импулсите. Подробният анализ на няколко десетки обекта трябва да даде възможност за точно определяне на комбинацията от маса и радиус и да изясни въпроса за уравнението на състоянието на неутронните звезди. Цената на емисията е Нобелова награда.