Ett neutronstjärnesystems beboelighet är lämpligheten hos en himlakropp , såsom en pulsarplanet , i ett neutronstjärnesystem för uppkomst och underhåll av liv .
Förekomsten av planeter i varianter av neutronstjärnor - pulsarer - har varit känd sedan 1992 . Fram till nyligen trodde man att liv på planeter nära neutronstjärnor och i synnerhet pulsarer är omöjligt. Anledningen är att neutronstjärnor nästan uteslutande sänder ut inom röntgenområdet för det elektromagnetiska strålningsspektrumet . Elektromagnetisk strålning i det hårda röntgenområdet är skadligt för livsformer som är kända på jorden , och i frånvaro av strålning i det synliga och infraröda spektrumet kan elektromagnetisk strålning inte tränga tillräckligt djupt in i atmosfären och ge belysning och uppvärmning direkt till ytan av planeten [1] .
För att bedöma förälderstjärnans inflytande på deras planeter, deras interaktion med varandra och den därav följande livskraften för planeten i pulsarsystemet, är det nödvändigt att förstå hur och från vad planeten bildas.
Det finns flera teoretiskt möjliga scenarier för bildandet av planeter i ett pulsarsystem. Enligt en av dem uppstår planeter redan före explosionen av en stjärna som en supernova och dess omvandling till en pulsar . Det vill säga omedelbart efter bildandet av en massiv stjärna som föregår supernovan, från samma gas- och dammmoln som själva moderstjärnan bildades av. Enligt detta standardscenario bildades jorden och många andra planeter som bildades i systemet med de flesta stjärnor. I det här scenariot, för en neutronstjärna som bildas efter en supernovaexplosion, kan planeternas banor störas, eller så kan planeterna kastas ut från planetsystemet helt och hållet. De återstående planeterna skulle genomgå partiell avdunstning. Därför anses detta bildningsscenario osannolikt, åtminstone för de kända pulsarplaneterna. Enligt ett annat scenario, som materialet från vilket pulsarplaneterna bildas, verkar skivor från ämnet som skjuts ut av en supernova under dess explosion. Enligt det tredje scenariot bildas planeterna av fragmenteringsskivor som bildades under absorptionen av en neutronstjärna av dess följeslagare som fanns före supernovaexplosionen. De två sista scenarierna är mer sannolika. Enligt allmänt accepterade uppskattningar har ungefär hälften av stjärnorna sitt ursprung i parsystem , så det tredje bildningsscenariot verkar vara det mest sannolika. Till förmån för det senare scenariot säger han också att Leach-pulsaren (PSR B1257+12) , som har ett planetsystem, syftar på millisekundspulsarer som uppstår som ett resultat av absorptionen av materia från en förstörd tvillingstjärna [1] .
Det är känt att i termonukleära reaktioner som sker i supernovor syntetiseras huvuddelen av tunga kemiska grundämnen , tyngre än helium i universum , kallade metaller inom astronomi , inklusive de som utgör vår kropp . Efter en supernovaexplosion sprutas metaller in i det omgivande utrymmet. De kommer till planeterna mediokert, först kommer de in i gas- och dammmolnet och berikar det, och planeter är redan bildade av det senare. Skivorna från vilka pulsarplaneter bildas kommer att påverkas direkt av tunga element, och koncentrationen av metaller i dem är motsvarande hög, eftersom källan ligger i närheten. I ett binärt system kommer följeslagningsstjärnan från den tredje att berikas med en betydande mängd av dessa kemiska grundämnen från materialet som frigörs under supernovaexplosionen. Efter förstörelsen av följeslagaren kommer de att släppas och delta i bildandet av planeter . Mängden syre och vatten kommer att förväntas vara stor. En liknande situation antas i det andra scenariot. Även om det, på grund av frånvaron av en följeslagningsstjärna som skulle locka en del av supernovamateria till dess yta, förväntas något mindre tunga kemiska grundämnen från pulsarplaneter [1] .
Närvaron av en fragmentskiva i Leach -pulsaren (PSR B1257+12) visades av en grupp forskare från University of Leiden baserat på analys av experimentella data. Enligt dessa data var det möjligt att bestämma objektets totala strålningsenergi, som uppgick till cirka 3,1 × 10 29 erg / s . Med utgångspunkt från detta, såväl som från den ojämna fördelningen av fotoner genom energi, försökte forskarna uppskatta mängden materia i siktlinjen mellan den jordiska observatören och källan till denna strålning, som delvis skulle absorbera flödet av dess fotoner . För att uppskatta den förväntade strålningen användes modellen "bbodyrad", som i det här fallet beskriver strålningen från en neutronstjärna. Enligt den erhållna modellen borde fördelningen av fotonenergier i intervallet 0,3-8,0 keV ha varit mer enhetlig än vad som observerades experimentellt. Praktiskt taget all materia mellan en neutronstjärna och en jordisk observatör är huvudsakligen koncentrerad kring denna stjärna själv i närheten, och andelen av de återstående är extremt liten. Författarna visade att en fragmenteringsskiva, liknande i massa till liknande skivor av huvudsekvensstjärnor [ 1] [2] , kan vara ansvarig för denna utrotning .
Således visades det att en viss pulsar Leach (PSR B1257+12) har en fragmentskiva och planeterna i dess planetsystem kunde ha bildats av den.
Hotet mot planeternas livskraft är förlusten av planetens hydrosfär och gashölje , såväl som påverkan av hård röntgen- och gammastrålning på levande organismer. [1] .
Huvuddelen av energin som pulsaren överför till planeten faller på den hårda delen av det elektromagnetiska spektrumet och pulsarvinden . Pulsarvinden bildas av laddade partiklar som accelereras av det kraftfulla magnetfältet hos en roterande neutronstjärna till relativistiska hastigheter. När de når planetens atmosfär kolliderar de med dess partiklar och joniserar dem. Längs vägen föds fotoner av gammastrålning, som fortplantar sig i alla riktningar och gradvis överför sin energi till närliggande partiklar. Om energin hos pulsarvinden är lika med eller överstiger 4 × 10 32 erg / s , anses det osannolikt att pulsarplaneten bibehåller dess atmosfär på lång sikt. Röntgenfotoner spelar en roll som liknar pulsarvinden. När de kommer in i de yttre lagren av atmosfären på en pulsarplanet, joniserar de dess atomer . Enbart röntgenstrålning är dock inte tillräckligt för att värma upp planeten. Om effekten av pulsarvinden är för liten, kan temperaturen på planetens atmosfär falla under temperaturen för flytande vatten på ytan . På tal om förhållandet mellan energin hos pulsarvinden och pulsarens ljusstyrka, baserat på observationer av pulsarvinden nära pulsarer, där det finns plerioner som bildas av en sådan vind, är det svårt att bestämma dess totala energi. Det är dock känt från dess effekt på plerioner att denna energi överstiger ljusstyrkan hos en neutronstjärna med storleksordningar. Å ena sidan värmer både processer, strålning och pulsarvinden pulsarplanetens gashölje, vilket ökar dess livskraft. Å andra sidan leder joniseringen av partiklar i atmosfären till att många av dem kan ta upp den andra kosmiska hastigheten för planeten och lämna den för alltid. Väte försvinner från atmosfären för snabbt, så det är viktigt hur mycket tyngre gaser planeten kommer att behålla efter en lång vistelse nära en neutronstjärna och hur mycket av dem planeten från början besitter [1] .
Under bildningen av planeten, när dess massa växer, i det allmänna fallet, får dess atmosfär sin massa exponentiellt [1] . På kroppar som är flera gånger mer massiva än jorden måste deras gashölje vara hundratusentals eller till och med miljontals gånger mer massivt än jordens. Forskarna byggde en modell för interaktionen av pulsarstrålning med superjordarnas atmosfärer . I det mest pessimistiska scenariot, när planeterna inte har något magnetfält alls , för en kropp med en massa och atmosfär som är jämförbar med jordens, utan ett magnetfält som kretsar runt en neutronstjärna, försvinner atmosfären ganska snabbt. I allmänhet kommer gashöljet att gå förlorat inom 1-10 miljoner år, beroende på avståndet till pulsaren och den initiala atmosfäriska fraktionen i planetens massa. I närvaro av ett magnetfält kommer processen att sakta ner, men hur mycket är svårt att uppskatta i nuläget. När det gäller de mer massiva superjordarna med kraftfulla atmosfärer, kommer de att behålla huvuddelen av sina gasformiga skal om en biljon år. Här bör man dock komma ihåg att under så lång tid kommer strålningsflödet och pulsarvinden från en neutronstjärna att försvagas så mycket att temperaturen på planeterna bredvid blir för låg. Denna beräkning visar dock att pulsarplaneter kan stanna i en pulsars beboeliga zon i miljarder år [1] [2] .
Röntgenstrålning absorberas av atmosfären ganska bra, och skickar den inte till planetens yta. Eftersom, som ni vet, ju högre fotonenergi, desto lättare absorberas den [1] . Enligt forskarnas beräkningar skulle även på jorden, med sin relativt tunna atmosfär, de mest energirika röntgenfotonerna absorberas på en höjd av 50-70 kilometer från ytan [2] . För pulsarplaneter bör dock absorption ske i atmosfärens översta lager, eftersom pulsarplaneter bildas i en skiva av materia med en högre koncentration av metaller och till en början bör vara mycket rikare på syre och andra gaser. Därför kan atmosfären och hydrosfären på dem vara mycket kraftfullare än jordens. Det är känt från beräkningar och observationer att i närvaro av ett tätt gasformigt skal, överförs energin som kommer in från utsidan i slutändan effektivt till de lägre skikten . Till exempel har Titan och Venus i solsystemet en atmosfär som är mycket tätare än jordens, därför är temperaturfluktuationer på dessa kroppar, på alla punkter på deras yta, försumbara än på jorden. Och detta trots det faktum att nästan all strålning som kommer till dem absorberas högt upp i atmosfärens övre skikt, och inte passerar till planetens yta, som på jorden i molnfria områden [1] .
I exemplet med Lich-pulsaren (PSR B1257 + 12) överstiger den totala ljusstyrkan solens totala ljusstyrka med 7,2 gånger , men inte mer än 0,003% av den faller på strålning i det synliga området och nära infraröd strålning . Huvuddelen av energin sänds ut i form av röntgenstrålar, med en strålningsenergi på ca 3,1×10 29 erg / s och pulsarvind, med en strålningsenergi på 4×10 32 erg / s , dock den exakta värdet är inte känt i nuläget. Atmosfären och hydrosfären på dess två planeter kan vara särskilt kraftfulla, eftersom båda är superjordar, Poltergeist (PSR B1257+12 c) har en massa på 4,3 M ⊕ och Phoebetor (PSR B1257+12 d) 3,9 M ⊕ . Baserat på detta är dessa planeter kapabla att vara i den beboeliga zonen för en pulsar i miljarder år [1] .
Ett av förutsättningarna för en pulsarplanets livskraft är en tät atmosfär. Det förväntas att ytan kommer att vara mycket mörk, och trycket kommer att vara högre än jordens. På grund av det höga trycket kommer temperaturen i planetnära skiktet att vara enhetlig överallt, utan uttalade fluktuationer [1] .
Livet kan likna jordlevande kemotrofer . Den kan använda den infraröda bakgrundsstrålningen från den omgivande atmosfären som värms upp av moderpulsaren. Enligt en av medförfattarna till studien [2] av en sådan planets beboelighet kan liv utvecklas i regioner som liknar Marianergraven . Enligt hans uppfattning kan sådana utomjordiska organismer likna xenophyophores , som vanligtvis finns i djupen av haven. Forskaren utesluter inte heller mer komplexa organismer [1] .
Som jämförelse kan nämnas att på jorden kan flercelliga organismer också ha uppstått under enormt tryck många kilometer under havsbotten [1] , som till exempel vissa svampar [3] .