Как известно, белые карлики не могут иметь массу больше некоторой предельной, называемой чандрасекхаровским пределом в честь знаменитого индийского астрофизика Субраманьяна Чандрасекхара (1910-1995), получившего в 1983 году за свои выдающиеся работы в области релятивистской астрофизики нобелевскую премию по физике. Предельная масса вычисляется по следующей формуле:
где - молекулярная масса, приходящаяся на один электрон.
Как видно, предел зависит от химического состава белого карлика, и для реальных параметров тяжелых карликов составляет около 1.4 массы солнца. При большей массе объект становится нейтронной звездой. Таким образом, мы сразу приходим к мысли, что если нам удастся постепенно увеличивать массу белого карлика, то он превратится в нейтронную звезду. Это событие будет сопровождаться взрывом свехновой типа Ia. Единственный способ увеличить массу белого карлика - это аккреция. Белый карлик может захватывать вещество прямо из межзвездной среды. Падая на него вещество будет разогревать поверхность белого карлика, т.к. будет выделяться потенциальная энергия, что не даст карлику остыть. Но темп аккреции из межзвездной среды очень низкий, не более г/с, что позволило бы набрать массу солнца лишь примерно за лет, а даже хаббловское время на 6 порядков меньше. Поэтому единственный способ заставить белый карлик ``поправиться``, это аккреция в тесной двойной системе (о тесных двойных системах см., например, статью автора в журнале "Звездочет" N12, 1995, стр. 12-14).
Если второй компонент системы заполняет свою полость Роша, то поток вещества устремляется на белый карлик, и его масса может существенно увеличиться всего, скажем, за миллион лет. Когда масса достигнет чандрасекхаровского предела, произойдет переход белого карлика в нейтронную звезду.
Это один из возможных каналов образования нейтронных звезд. Многие системы могут возникать только благодаря такому процессу. Нейтронные звезды, образующиеся при этом могут отличаться от тех, которые образуются через более известный канал - взрыв массивной звезды.
Известно, что тяжелые звезды в процессе своей эволюции, пережигая все более тяжелые элементы, подходят к моменту потери устойчивости. И происходит фантастический по своей мощности взрыв - вспышка сверхновой. Выделяется (в основном в виде нейтрино) энергия порядка эрг. В итоге может образоваться нейтронная звезда или черная дыра (так же может образоваться т.н. ``кварковая`` или ``странная`` звезда, если такие объекты действительно существуют в природе, а не только в статьях теоретиков, или же после взрыва может вообще не остаться никакого компактного остатка). Пока точно неизвестно из каких звезд образуются нейтронные звезды, а из каких черные дыры. Но хорошей оценкой является следующее условие: если масса звезды на главной последовательности лежала в интервале от 10 до 40 солнечных масс, то образуется нейтронная звезда, а если масса была больше - то черная дыра. Скорее всего реальность окажется немного сложнее, и в одном и том же интервале масс будут возможны оба варианта.
Таким образом нейтронная звезда может образоваться или из белого карлика в двойной системе, или из массивной звезды. Добавим, что и массивная звезда может входить в тесную двойную систему. Неизвестно, оказывает ли это решающее воздействие на параметры рождающейся нейтронной звезды. Но это не исключено. Причем здесь возможно два варианта: может взрываться изначально более массивная компонента двойной, часть вещества которой перетекла на соседку. И может взрываться соседка, на которую натекло вещество.
Figure 5: Крабовидная туманность, в которой находится самый
знаменитый радиопульсар.
Итак, мы рассмотрели возможные варианты образования нейтронных звезд. Что же при этом получается?