Где находится и как выглядит радиоактивная крабовидная туманность

Новые знания

В то время астрономия находилась на совершенно ином уровне знаний, нежели сегодня. Лишь только В 20-х годах прошлого века было установлено, что наш Млечный Путь – это не вся Вселенная. И что он является лишь одной из бесчисленных подобных ему галактик, полных звезд.

Примерно в те же годы Эдвин Хаббл открыл расширение пространства. Основываясь на теории относительности Альберта Эйнштейна и новом понимании структуры атомов, ученые поняли, как работают звезды. И откуда они берут энергию. Люди стали понимать, что происходит с некоторыми звездами в конце их жизни. И что такое на самом деле сверхновая или приглашенная звезда.

В 1928 году Эдвин Хаббл, смог использовать данные наблюдений, чтобы точно измерить, насколько быстро меняется Крабовидная туманность. Которая, как выяснилось, на самом деле, не просто меняется. Но и расширяется! Хаббл подсчитал скорость этого расширения. И обнаружил, что около 900 лет назад должен был произойти какой-то взрыв, который и заставил туманность разлетаться во все стороны.

Но только в 40-х годах прошлого века появилась возможность точно измерить, насколько быстро разлетаются газовые массы туманности. Оказалось, что они делают это очень быстро! Со скоростью почти 1500 километров в секунду! И все это хозяйство, как оказалось, находится на расстоянии около 4900 световых лет от Земли.

Так что если Крабовидная туманность действительно имеет какое-то отношение к приглашенной звезде 1054, как и предполагал Лундмарк, эта приглашенная звезда должна была быть ЧРЕЗВЫЧАЙНО яркой, чтобы ее можно было увидеть невооруженным глазом с такого расстояния. Это должен был быть один из объектов, существование которых было предсказано совсем незадолго до этого: так называемая «сверхновая». То есть большая звезда, взорвавшаяся в конце своей жизни. Ядро такой звезды коллапсирует в чрезвычайно плотный объект, нейтронную звезду. А внешние слои выбрасываются в космос, образуя красивые большие туманности.

Происхождение различных типов туманностей

Тёмные туманности

Тёмные туманности представляют собой плотные (обычно молекулярные) облака межзвёздного газа и межзвёздной пыли, непрозрачные из-за межзвёздного поглощения света пылью. Обычно они видны на фоне светлых туманностей. Реже тёмные туманности видны прямо на фоне Млечного Пути.

Туманность Угольный мешок

В тех частях туманностей, которые полупрозрачны в оптическом диапазоне, хорошо заметна волокнистая структура. Волокна и общая вытянутость туманностей связаны с наличием в них магнитных полей, затрудняющих движение вещества поперёк силовых линий и приводящих к развитию ряда видов магнитогидродинамических неустойчивостей. Пылевой компонент вещества туманностей связан с магнитными полями из-за того, что пылинки электрически заряжены.

Отражательные туманности

Отражательные туманности являются газово-пылевыми облаками, подсвечиваемыми звёздами. Если звезда (звёзды) находятся в межзвёздном облаке или рядом с ним, но недостаточно горяча (горячи), чтобы ионизовать вокруг себя значительное количество межзвёздного водорода, то основным источником оптического излучения туманности оказывается свет звёзд, рассеиваемый межзвёздной пылью.

Большинство отражательных туманностей расположено вблизи плоскости Млечного Пути. В ряде случаев наблюдаются отражательные туманности на высоких галактических широтах. Это газово-пылевые (часто молекулярные) облака различных размеров, формы, плотности и массы, подсвечиваемые совокупным излучением звёзд диска Млечного Пути.

Редкой разновидностью отражательной туманности является так называемое световое эхо, наблюдавшееся после вспышки новой звезды 1901 года в созвездии Персея. Яркая вспышка новой звезды подсветила пыль, и несколько лет наблюдалась слабая туманность, распространявшаяся во все стороны со скоростью света. Кроме светового эха, после вспышек новых звёзд образуются газовые туманности, подобные остаткам вспышек сверхновых звёзд.

Диффузные туманности

Диффузные туманности всегда находятся в областях звездообразования – как правило, в спиральных рукавах галактик. Обычно они связаны с крупными и холодными газопылевыми облаками, в которых формируются звезды. Яркая диффузная туманность – это небольшой кусочек такого облака, разогретый родившейся поблизости горячей массивной звездой.

Поскольку такие звезды формируются нечасто, диффузные туманности далеко не всегда сопровождают холодные облака. Например, в Орионе есть такие звезды, поэтому есть несколько диффузных туманностей, но они крошечные по сравнению с невидимым для глаза темным облаком, занимающим почти все созвездие Ориона. В небольшой области звездообразования в Тельце нет ярких горячих звезд, и поэтому нет заметных диффузных туманностей (есть лишь несколько слабых туманностей вблизи активных молодых звезд типа Т Тельца).

Планетарные туманности

Планетарные туманности – это оболочки, сброшенные звездами на заключительном этапе их эволюции. Нормальная звезда светит за счет протекающих в ее ядре термоядерных реакций, превращающих водород в гелий. Но когда запасы водорода в ядре звезды истощаются, с ней происходят быстрые перемены: гелиевое ядро сжимается, оболочка расширяется, и звезда превращается в красный гигант.

В конце концов они сбрасывают внешние части своих оболочек. Лишенная оболочки внутренняя часть звезды имеет очень высокую температуру, иногда выше 100 000° C. Она постепенно сжимается и превращается в белый карлик, лишенный ядерного источника энергии и медленно остывающий.

Планетарная туманность Улитка

Таким образом, планетарные туманности выбрасываются их центральными звездами, тогда как диффузные туманности типа Туманности Ориона – это вещество, которое осталось неиспользованным в процессе формирования звезд.

Физические параметры

Хабблнеустойчивость Рэлея – Тейлора

В видимом свете Крабовидная туманность состоит из овальной -образной массы волокон, около 6 угловых минут в длину и 4 угловых минуты в ширину (для сравнения, полная луна имеет диаметр 30 угловых минут.), окружающие диффузную синюю центральную область. Считается, что в трех измерениях туманность имеет форму сплющенного сфероида (оценивается на расстоянии 1380 пк / 4500 св. Лет) или вытянутого сфероида (оценивается как 2,020 пк / 6600 св. Лет). прочь). Волокна являются остатками атмосферы звезды-прародителя и состоят в основном из ионизированного гелия и водорода, а также углерода, кислород, азот, железо, неон и сера. Температура волокон обычно составляет от 11000 до 18000 К, а их плотность составляет около 1300 частиц на см.

В 1953 году Иосиф Шкловский предположил, что диффузный синий Область преимущественно создается синхротронным излучением, которое представляет собой излучение, испускаемое искривленным движением электронов в магнитном поле. Излучение соответствовало движению электронов со скоростью до половины скорости света. Спустя три года теория подтвердилась наблюдениями. В 1960-х годах было обнаружено, что источником искривленных траекторий электронов было сильное магнитное поле, создаваемое нейтронной звездой в центре туманности.

Расстояние

Несмотря на то, что Крабовидная туманность является объектом пристального внимания астрономов, расстояние до нее остается открытым вопросом из-за неопределенностей в каждом методе, используемом для оценки ее расстояния. В 2008 году был достигнут консенсус о том, что его расстояние от Земли составляет 2,0 ± 0,5 кпк (6500 ± 1600 св. Лет). Таким образом, в своем самом длинном видимом измерении ее размер составляет около 4,1 ± 1 пк (13 ± 3 св. Лет).

Крабовидная туманность в настоящее время расширяется наружу со скоростью около 1500 км / с (930 миль / с). Снимки, сделанные с интервалом в несколько лет, показывают медленное расширение туманности, и сравнивая это угловое расширение с его спектроскопически скоростью расширения, можно оценить расстояние до туманности. В 1973 году анализ многих методов, используемых для вычисления расстояния до туманности, позволил прийти к выводу, что оно составляет около 1,9 кпк (6300 св. Лет), что согласуется с цитируемым в настоящее время значением.

Крабовидный пульсар сама была обнаружена в 1968 году. Отслеживание ее расширения (при условии постоянного уменьшения скорости расширения из-за массы туманности) позволило установить дату создания туманности через несколько десятилетий после 1054 года, что означает, что ее скорость наружу замедлилась меньше, чем предполагалось с тех пор. взрыв сверхновой. Считается, что это уменьшенное замедление вызвано энергией пульсара, которая питается магнитным полем туманности, которое расширяется и выталкивает волокна туманности наружу.

Масса

Оценка общей массы туманности туманности важны для оценки массы звезды-прародителя сверхновой. Количество вещества, содержащегося в волокнах Крабовидной туманности (выбрасываемая масса ионизированного и нейтрального газа; в основном гелий ), оценивается в 4,6 ± 1,8 M☉.

Тор, богатый гелием

Один из Многие компоненты туманности (или аномалии) Крабовидной туманности представляют собой богатый гелием тор, который виден как полоса восток-запад, пересекающая область пульсара. Тор составляет около 25% видимого выброса. Однако расчет предполагает, что около 95% тора составляет гелий. Пока не было предложено правдоподобного объяснения структуры тора.

Рождённая на кончике пера

Открытие в 1932 году новой элементарной частицы — нейтрона заставило астрофизиков задуматься над тем, какую роль он может играть в эволюции звезд. Два года спустя было высказано предположение о том, что взрывы сверхновых звезд связаны с превращением обычных звезд в нейтронные.ции Затем были выполнены расчеты структуры и параметров последних, и стало ясно, что если небольшие звезды (типа нашего Солнца) в конце своей эволюпревращаются в белых карликов, то более тяжелые становятся нейтронными.

В августе 1967 года радиоастрономы при изучении мерцаний космических радиоисточников обнаружили странные сигналы — фиксировались очень короткие, длительностью около 50 миллисекунд, импульсы радиоизлучения, повторявшиеся через строго определенный интервал времени (порядка одной секунды). Это было совершенно не похоже на обычную хаотическую картину случайных нерегулярных колебаний радиоизлучения. После тщательной проверки всей аппаратуры пришла уверенность, что импульсы имеют внеземное происхождение. Астрономов трудно удивить объектами, излучающими с переменной интенсивностью, но в данном случае период был столь мал, а сигналы — столь регулярны, что ученые всерьез предположили, что они могут быть весточками от внеземных цивилизаций. А потому первый пульсар получил название LGM-1 (от английского Little Green Men — «Маленькие Зеленые Человечки»), хотя попытки найти какой-либо смысл в принимаемых импульсах окончились безрезультатно. Вскоре были обнаружены еще 3 пульсирующих радиоисточника. Их период опять оказался много меньше характерных времен колебания и вращения всех известных астрономических объектов. Из-за импульсного характера излучения новые объекты стали называть пульсарами. Это открытие буквально всколыхнуло астрономию, и из многих радиообсерваторий начали поступать сообщения об обнаружении пульсаров. После открытия пульсара в Крабовидной Туманности, возникшей из-за взрыва сверхновой в 1054 году (эта звезда была видна днем, о чем упоминают в своих летописях китайцы, арабы и североамериканцы), стало ясно, что пульсары каким-то образом связаны с вспышками сверхновых звезд. Скорее всего, сигналы шли от объекта, оставшегося после взрыва. Прошло немало времени, прежде чем астрофизики поняли, что пульсары — это и есть быстро вращающиеся нейтронные звезды, которые они так долго искали.

Активное динамо

Все мы знаем, что энергия любит переходить из одной формы в другую. Электричество легко превращается в тепло, а кинетическая энергия — в потенциальную. Огромные конвективные потоки электропроводящей магмы плазмы или ядерного вещества, оказывается, тоже могут свою кинетическую энергию преобразовать во что-нибудь необычное, например в магнитное поле. Перемещение больших масс на вращающейся звезде в присутствии небольшого исходного магнитного поля могут приводить к электрическим токам, создающим поле того же направления, что и исходное. В результате начинается лавинообразное нарастание собственного магнитного поля вращающегося токопроводящего объекта. Чем больше поле, тем больше токи, чем больше токи, тем больше поле — и все это из-за банальных конвективных потоков, обусловленных тем, что горячее вещество легче холодного, и потому всплывает.

Особенности объекта М1

Крабовидная туманность ‒ следствие космической катастрофы. Звезда SN 1054, то есть Super Nova, взорвалась в 1054 году. При взрыве она сбросила свою оболочку, которая стала расширяться в пространстве со скоростью 1500 км/с.

М1 Крабовидная туманность — телескоп: Sky Watcher BK2001PDS.

Центр туманности теперь занимает пульсар PSR B0531+21, который является остатком сверхновой. Сейчас он является нейтронной звездой. Пульсар производит энергию больше, чем произвели бы 100 тысяч наших Солнц.

Туманность находится на расстоянии 6500 лет от Земли. Она состоит из водорода, гелия и других продуктов горения звезды: кислорода, азота, железа, углерода, неона и серы.

С помощью мощных современных телескопов видна неоднородность газа в туманности:

• Оранжевые волокна — остатки звезды, состоящие из водорода.
• Голубые оттенки в центре считают синхротронным поляризированным излучением. Здесь электроны высоких энергий движутся в сильном магнитном поле.
• Синие нити во внешней области туманности являются нейтральным кислородом.
• Зелёноватые волокна представляют собой ионизированную серу.
• Красные участки — это ионизированный кислород.

Сейчас размер волокнистой оболочки туманности около 10-ти световых лет. Температура в разных участках заметно отличается и составляет 11 000 дo 18 000 K. Это 17 727С.

Мнение эксперта
Цыпкин Трофим Петрович
Сотрудник обсерватории

Один градус Кельвина равен -272,15С.

Центральная звезда — пульсар

В центре Крабовидной туманности находится нейтронная звезда очень небольшого размера – порядка 25-30 км в диаметре, но с большой массой и невероятной плотностью. Он вращается с огромной скоростью – 30 оборотов в секунду, излучая во всем диапазоне электромагнитного спектра. У этой звезды имеется наклон электромагнитной оси по отношению к нам, поэтому при её вращении излучение к нам приходит циклически. Такие звезды называются пульсарами, и в центре Крабовидной туманности расположен пульсар PSR B0531+21. Открыли его в 1968 году.

Изображение получено из комбинации фото с телескопа Хаббл и рентгеновского снимка с телескопа Чандра.

Излучение пульсаров отличается очень большой стабильностью, поэтому они служат некими «маяками Вселенной». Пульсар Крабовидной туманности – не исключение, его исследование очень обогатило науку. Этот пульсар использовали для калибровки приборов для рентгеновской и гамма-астрономии, и даже появилась единица измерения плотности потока излучения под названием «краб». Однако сейчас у этого пульсара стали заметны некоторые признаки нестабильности – в рентгеновском диапазоне интенсивность излучения упала, а в гамма-диапазоне случаются вспышки.

Самый сильный магнит

Анализ данных, полученных спутником RХТЕ (Rossi X-ray Timing Ехрlогег, NАSА) при наблюдениях необычного пульсара SGR 1806-20, показал, что этот источник является самым мощным из известных на сегодняшний день магнитов во Вселенной. Величина его поля была определена не только на основании косвенных данных (по замедлению пульсара), но и практически прямо — по измерению частоты вращения протонов в магнитном поле нейтронной звезды. Магнитное поле вблизи поверхности этого магнитара достигает 1015 гаусс. Находись он, например, на орбите Луны, все магнитные носители информации на нашей Земле были бы размагничены

Правда, с учетом того, что его масса примерно равна Солнечной, это было бы уже неважно, поскольку даже если бы Земля и не упала на эту нейтронную звездочку, то вертелась бы вокруг нее как угорелая, делая полный оборот всего за час

История Крабовидной туманности

№1. Китайские астрономы зафиксировали взрыв сверхновой 4 июля 1054 года.

№2. Яркий свет взрыва был виден ровно 23 дня и сиял в шесть раз ярче Венеры!

№3. Даже невооруженным глазом можно было наблюдать яркий свет в течение 653 дней (примерно 2 года).

№4. Позднее, эта туманность была замечена английским астрономом Джоном Бевисом в 1731 году.

№6. Остаток взрыва сверхновой – крабовидная туманность. Эта туманность также известна как М1, Телец А и NGC 1952.

№7. В 1757 году Алексис Клеро предсказал возвращение кометы Галлея в 1758 году после пересмотра расчетов Эдмунда Галлея.

№8. Алексис Клеро, Николь-Рейн Лепоте и Жером Лаланд продолжили подсчеты и пришли к выводу, что комета появится в созвездии Тельца.

№9. В то же время французский астроном Шарль Мессье снова открыл крабовидную туманность в 1758 году. Ранее он думал, что это комета Галлея. Однако, заметив, что небесный объект не двигался, он пришел к выводу, что это не комета Галлея.

№10. Уильям Гершель несколько раз наблюдал крабовидную туманность с 1783 по 1809. Он пришел к выводу, что туманность состоит из множества звезд.

Это составное изображение Крабовидной туманности. Здесь отображены видимые длины волн с выбросами ионов кислорода и серы (синий), пыли (красный). При изучении пылевого слоя были найдены линии излучения из гидрида аргона

№11. Название крабовидной туманности дал 3-й граф Россе Уильям Парсонс. Он наблюдал этот объект в 1844 году в замке Бирр с помощью 36-дюймового телескопа и заметил, что туманность напоминает краба. Позже, он наблюдал ее и в 1848 году на большом телескопе (72 дюйма), но не смог подтвердить форму туманности.

№12. Но название «крабовидная туманность» осталось.

№13. Крабовидная туманность является частью созвездия Тельца и, следовательно, называется Телец А.

№14. Весто Слайфер изучал крабовидную туманность в своем спектроскопическом исследовании в 1913 г. Дальнейшие исследования крабовидной туманности показали, что она расширяется.

№15. Также было обнаружено, что крабовидная туманность была видна на Земле около 900 лет назад.

№16. В 1921 году Карл Лэмпленд обнаружил некоторые структурные изменения в крабовидной туманности. В том же году Джон Чарльз Дункан продемонстрировал, что крабовая туманность расширяется.

№17. В 1921 году Кнут Лундмарк снова отметил близость крабовидной туманности к звезде 1054 года.

№18. В 1928 году Эдмунд Халли предложил связать небесный объект (крабовидную туманность) со звездой 1054 года.

№19. Однако это предложение было спорным, пока природа сверхновых не была ясна.

№20. Николас Мейолл указал, что звезда 1054 года была сверхновой, которая взорвалась и в итоге породила крабовидную туманность.

№21. Начались поиски исторических сверхновых. Семь исторических наблюдений были найдены путем сравнения древних астрономических документов с современными наблюдениями за остатками сверхновых.

№22. Исследования показывают, что взрыв сверхновой, которая произвела крабовидную туманность, произошел в начале мая или апреле. Он достиг максимальной яркости в июле.

№23. Взрыв сверхновой был настолько ярким, что ночью ослепил все, кроме Луны.

№24. Крабовидная туманность – первый небесный объект, связанный со взрывом сверхновой.

№25. В 1960-х годах крабовидная туманность снова оказалась в центре внимания с открытием пульсаров.

№26. Франко Пачини предсказал, что крабовый пульсар существует впервые. Звезда была обнаружена в 1968 году. Весь эпизод с крабовидной туманностью и ее сверхновой привел к пониманию сверхновых.

№27. У крабовидной туманности внутренняя часть ветровой туманности пульсара в виде раковины, окружающей крабовый пульсар.

№28. Крабовидная туманность, испускающая гамма-лучи сверх 100 ТэВ, была зарегистрирована в 2019 году. Она стала первым идентифицированным источником, испускающим гамма-лучи сверх 100 ТэВ.

Сверхновая

Крабовидная туманность имеет тесную взаимосвязь со сверхновой, которая называется SN 1054. В 1921 году силами Карла Отто Лапланда был обнаружен тот факт, что структура туманности претерпела определённые изменения. С помощью анализа появилась возможность понять, что она содержит остатки сверхновой. Именно её китайские астрономы отобразили в 1054 году 4 июля. Продолжительность наблюдения составила 23 дня, а значение пиковой величины – 7, что позволяло отыскать объект даже в дневное время суток. В столь ярком состоянии светило находилось в течение 653 дней. Записи о нём присутствуют в наблюдениях японских и арабских учёных.

Крабовидная туманность имеет несколько вариантов изображений. В основном на них содержатся видимые длины волн, оснащённые выбросами кислородных ионов, а также серы, пыли. В процессе наблюдения за пылевым слоем были отысканы линии излучения, состояние из аргона гидрида. В начале 1920-х годов прошлого столетия было замечено, что крабовидная туманность приближена к сверхновой. В 1928 г. Хаббл сделал предположение о том, что объекты взаимосвязаны между собой.

На тот момент о сверхновых звёздах не было известно практически ничего, поэтому до работ Николы Майалла, которые смогли предоставить доводы, никто исследованиями не занимался. Тем не менее, предполагалось, что крабовидная туманность образовалась вследствие взрыва очень большой звезды, масса которой превышала Солнце в 9-11 раз.

Крабовидная туманность

Если навести телескоп, пусть даже сравнительно небольшой, на небо, где в 1054 году появилась приглашенная звезда, то можно увидеть космическую туманность. Это большое облако пыли и газа, которое выглядит очень эффектно со своими многочисленными разветвлениями и нитями.

Еще в 1731 году английский врач Джон Бевис обнаружил, что в созвездии Тельца можно наблюдать что-то интересное. Он построил небольшую частную обсерваторию на севере Лондона и наблюдал за небом, чтобы составить звездный атлас. Во время своих наблюдений он и обнаружил объект, который сейчас называют «Крабовидной туманностью».

Независимо от Бевиса, француз Шарль Мессье тоже нашел эту туманность в 1758 году при поиске объектов, похожих на кометы. Первым человеком, который смог наблюдать большое количество деталей туманности, был Уильям Парсонс, 3-й граф Росс. В 1844 году он использовал для этого свой большой телескоп-рефлектор диаметром 91 сантиметр. Это был просто колоссальный телескоп для того времени. Этот инструмент позволил Парсонсу составить рисунок туманности. Он также дал этой туманности ее нынешнее название, так как ее форма напомнила ему краба.

Крабовидная туманность, нарисованная лордом Россом в 1844 году (Общественное достояние).

Однако ближе к концу 19 века, когда были сделаны первые фотографии объекта, стало очевидно, что туманность совсем не похожа на краба. Однако что это за туманность на самом деле, и откуда она взялась, было неясно. Крабовидная туманность была не единственной туманностью этого типа на небе, и они назывались «планетарными туманностями». Однако на самом деле они не имеют ничего общего с планетами.

Истинная природа Крабовидной туманности была установлена только в начале 20 века. Американский астроном Карл Отто Лэмпленд сравнил текущие изображения туманности с более ранними изображениями. И обнаружил, что ее форма немного изменилась. Другие астрономы подтвердили это

А чуть позже шведский астроном Кнут Лундмарк обратил внимание на то, что туманность находится примерно там, где древние китайские астрономы увидели на небе «приглашённую звезду»

Крабовидная туманность в рентгеновских лучах (Изображение: NASA/CXC/SAO)

Звезда-прародитель

Хаббла

Звезда, взорвавшаяся как сверхновая, называется звезда-прародитель сверхновой. Два типа звезд взрываются как сверхновые: белые карлики и массивные звезды. В так называемых сверхновых типа Ia газы, падающие на «мертвый» белый карлик, увеличивают его массу до критического уровня, предела Чандрасекара, что приводит к неуправляемый термоядерный взрыв, уничтожающий звезду; в сверхновых типа Ib / c и типа II звезда-прародитель — это массивная звезда, в ядре которой заканчивается топливо для ядерных реакций и она коллапсирует в на самой себе, высвобождая потенциальную гравитационную энергию в форме, которая сдувает внешние слои звезды. Сверхновые типа Ia не производят пульсаров. таким образом, пульсар в Крабовидной туманности показывает, что он, должно быть, образовался в результате сверхновой с коллапсом ядра.

Теоретические модели взрывов сверхновых предполагают, что звезда, взорвавшаяся и образовавшая Крабовидную туманность, должна была иметь массу между 9 и 11 M☉. Звезды с массой ниже 8 M☉считаются слишком маленькими, чтобы вызывать взрывы сверхновых, и заканчивают свою жизнь, создавая вместо этого планетарную туманность, в то время как звезда тяжелее 12 M☉могла бы произвести туманность с химическим составом, отличным от наблюдаемого в Крабовидной туманности. Однако недавние исследования предполагают, что прародителем могла быть звезда в диапазоне от 8 до 10 M☉, которая взорвалась бы в .

A Существенная проблема в исследованиях Крабовидной туманности состоит в том, что совокупная масса туманности и пульсара в сумме значительно меньше предсказанной массы звезды-прародителя, и вопрос о том, где находится «недостающая масса», остается нерешенным. Оценки массы туманности производятся путем измерения общего количества излучаемого света и вычисления необходимой массы с учетом измеренной температуры и плотности туманности. Оценки варьируются от 1 до 5 M☉, при этом 2–3 M☉являются общепринятым значением. Масса нейтронной звезды оценивается в диапазоне от 1,4 до 2 M☉.

. Преобладающая теория, объясняющая недостающую массу Крабовидной туманности, заключается в том, что значительная часть массы прародителя была унесена до взрыва сверхновой в быстром звездный ветер, явление, обычно наблюдаемое в звездах Вольфа – Райе. Однако это создало бы оболочку вокруг туманности. Хотя были предприняты попытки на нескольких длинах волн для наблюдения за оболочкой, ни одна из них не была обнаружена.

Всесильная гравитация

Согласно современной теории эволюции массивные звезды заканчивают свою жизнь колоссальным взрывом, превращающим большую их часть в расширяющуюся газовую туманность. В итоге от гиганта, во много раз превышавшего размерами и массой наше Солнце, остается плотный горячий объект размером около 20 км, с тонкой атмосферой (из водорода и более тяжелых ионов) и гравитационным полем, в 100 млрд. раз превышающим земное. Его и назвали нейтронной звездой, полагая, что он состоит главным образом из нейтронов. Вещество нейтронной звезды — самая плотная форма материи (чайная ложка такого суперядра весит около миллиарда тонн).

Очень короткий период излучаемых пульсарами сигналов был первым и самым главным аргументом в пользу того, что это и есть нейтронные звезды, обладающие огромным магнитным полем и вращающиеся с бешеной скоростью. Только плотные и компактные объекты (размером всего несколько десятков километров) с мощным гравитационным полем могут выдерживать такую скорость вращения, не разлетаясь на куски из-за центробежных сил инерции.

Нейтронная звезда состоит из нейтронной жидкости с примесью протонов и электронов. «Ядерная жидкость», очень напоминающая вещество из атомных ядер, в 1014 раз плотнее обычной воды. Это огромное различие вполне объяснимо — ведь атомы состоят в основном из пустого пространства, в котором вокруг крошечного, тяжелого ядра порхают легкие электроны. Ядро содержит почти всю массу, так как протоны и нейтроны в 2 000 раз тяжелее электронов. Экстремальные силы, возникающие при формировании нейтронной звезды, так сжимают атомы, что электроны, вдавленные в ядра, объединяются с протонами, образуя нейтроны. Таким образом рождается звезда, почти полностью состоящая из нейтронов. Сверхплотная ядерная жидкость, если ее принести на Землю, взорвалась бы, подобно ядерной бомбе, но в нейтронной звезде она устойчива благодаря огромному гравитационному давлению. Однако во внешних слоях нейтронной звезды (как, впрочем, и всех звезд) давление и температура падают, образуя твердую корку толщиной около километра. Как полагают, состоит она в основном из ядер железа