Иногда астрономы сталкиваются в небе с объектами, которые мы не можем легко объяснить. В нашем новом исследовании, опубликованном в журнале Science, мы сообщаем о таком открытии, которое, вероятно, вызовет дискуссии и спекуляции. Нейтронные звезды — одни из самых плотных объектов во Вселенной. Компактные, как атомное ядро, и большие, как город, они раздвигают границы нашего понимания экстремальной материи. Чем тяжелее нейтронная звезда, тем больше вероятность того, что она в конечном итоге коллапсирует и станет чем-то еще более плотным: черной дырой. Эти астрофизические объекты настолько плотны, а их гравитационное притяжение настолько сильно, что их ядра — какими бы они ни были — постоянно окутаны от Вселенной горизонтами событий: поверхностями совершенной тьмы, из которой не может вырваться свет.
Если мы хотим когда-либо понять физику переломного момента между нейтронными звездами и черными дырами, мы должны найти объекты на этой границе. В частности, мы должны найти объекты, для которых мы можем проводить точные измерения в течение длительных периодов времени. И это именно то, что мы нашли — объект, который явно не является ни нейтронной звездой, ни черной дырой. Глядя вглубь звездного скопления NGC 1851, мы заметили нечто похожее на пару звезд, предлагающих новый взгляд на крайности материи во Вселенной. Система состоит из миллисекундного пульсара, типа быстро вращающейся нейтронной звезды, которая во время своего вращения проносит лучи радиосвета по космосу, и массивного скрытого объекта неизвестной природы. Массивный объект темный, то есть невидимый на всех частотах света — от радио до оптического, рентгеновского и гамма-диапазонов. В других обстоятельствах это сделало бы невозможным изучение, но именно здесь нам на помощь приходит миллисекундный пульсар.
Миллисекундные пульсары сродни космическим атомным часам. Их вращение невероятно стабильно, и его можно точно измерить, обнаружив регулярный радиоимпульс, который они создают. Несмотря на внутреннюю стабильность, наблюдаемый спин меняется, когда пульсар находится в движении или когда на его сигнал влияет сильное гравитационное поле. Наблюдая за этими изменениями, мы можем измерять свойства тел на орбитах пульсаров. Наша международная группа астрономов использовала радиотелескоп MeerKAT в Южной Африке для проведения таких наблюдений системы, получившей название NGC 1851E. Это позволило нам точно детализировать орбиты двух объектов, показав, что их точка наибольшего сближения меняется со временем. Такие изменения описываются теорией относительности Эйнштейна, а скорость изменения говорит нам об общей массе тел в системе.
Наши наблюдения показали, что система NGC 1851E весит почти в четыре раза больше нашего Солнца и что темный компаньон, как и пульсар, представляет собой компактный объект — гораздо более плотный, чем обычная звезда. Самые массивные нейтронные звезды весят около двух солнечных масс, поэтому, если бы это была система двойной нейтронной звезды (системы, которые хорошо известны и изучены), то она должна была бы содержать две самые тяжелые нейтронные звезды, когда-либо обнаруженные. Чтобы раскрыть природу компаньона, нам нужно понять, как масса в системе распределялась между звездами. Опять же, используя общую теорию относительности Эйнштейна, мы смогли детально смоделировать систему, обнаружив, что масса компаньона находится в диапазоне от 2,09 до 2,71 массы Солнца.
Масса компаньона попадает в «разрыв масс черной дыры», который находится между самыми тяжелыми нейтронными звездами, масса которых предположительно составляет около 2,2 солнечных масс, и самыми легкими черными дырами, которые могут образоваться в результате коллапса звезды, массой около 5 солнечных масс. Природа и формирование объектов в этой щели — нерешенный вопрос астрофизики. Заманчивая возможность состоит в том, что мы обнаружили пульсар на орбите вокруг остатков слияния (столкновения) двух нейтронных звезд. Такая необычная конфигурация стала возможной благодаря плотной упаковке звезд в NGC 1851. На этой переполненной звездной танцполе звезды будут кружиться друг вокруг друга, меняя партнеров в бесконечном вальсе. Если две нейтронные звезды окажутся слишком близко друг к другу, их танец закончится катастрофой.
Созданная в результате их столкновения черная дыра, которая может быть намного легче, чем те, что образовались из коллапсирующих звезд, затем может свободно блуждать по скоплению, пока не найдет другую пару танцоров в вальсе и, довольно грубо, не войдет в нее, выбив более легкого партнера. в процессе. Именно этот механизм столкновений и обменов мог бы породить систему, которую мы наблюдаем сегодня. Мы еще не закончили с этой системой. Уже продолжается работа, направленная на то, чтобы окончательно определить истинную природу компаньона и выяснить, открыли ли мы самую легкую черную дыру или самую массивную нейтронную звезду — или, возможно, ни того, ни другого. На границе нейтронных звезд и черных дыр всегда существует вероятность существования какого-то нового, пока неизвестного астрофизического объекта. За этим открытием наверняка последует множество спекуляций, но уже сейчас ясно, что эта система имеет огромные перспективы, когда дело доходит до понимания того, что на самом деле происходит с материей в самых экстремальных условиях Вселенной.
