Mit jelent a semleges csillag kifejezés? Szupernóva-robbanás után következik be

Neutroncsillag

A számítások azt mutatják, hogy az M ~ 25M szupernóva-robbanás során egy sűrű neutronmag (neutroncsillag) marad vissza, amelynek tömege ~1,6 M. Az M > 1,4 M maradéktömegű csillagokban, amelyek még nem érték el a szupernóva-stádiumot, a degenerált elektrongáz nyomása sem képes kiegyensúlyozni a gravitációs erőket, és a csillag magsűrűségű állapotba van összenyomva. Ennek a gravitációs összeomlásnak a mechanizmusa ugyanaz, mint egy szupernóva-robbanáskor. A csillag belsejében a nyomás és a hőmérséklet eléri azt az értéket, amelynél az elektronok és a protonok egymásba „préselődnek” és a reakció eredményeként

a neutrínók kibocsátása után neutronok keletkeznek, amelyek sokkal kisebb fázistérfogatot foglalnak el, mint az elektronok. Megjelenik egy úgynevezett neutroncsillag, melynek sűrűsége eléri a 10 14 - 10 15 g/cm 3 -t. A neutroncsillagok jellemző mérete 10-15 km. Bizonyos értelemben a neutroncsillag egy óriási atommag. A további gravitációs összenyomódást a neutronok kölcsönhatása következtében fellépő nukleáris anyag nyomása akadályozza meg. Ez egyben a degenerációs nyomás is, mint korábban a fehér törpe esetében, de ez egy sokkal sűrűbb neutrongáz degenerációs nyomása. Ez a nyomás akár 3,2 M tömeget is képes megtartani.
Az összeomlás pillanatában keletkezett neutrínók elég gyorsan lehűtik a neutroncsillagot. Elméleti becslések szerint hőmérséklete 10 11-ről 10 9 K-re csökken ~ 100 s alatt. Ezenkívül a hűtési sebesség kissé csökken. Ez azonban csillagászati ​​léptékben meglehetősen magas. A hőmérséklet 10 9 K-ről 10 8 K-ra csökken 100 év alatt, és 10 6 K-ra egy millió év alatt. A neutroncsillagok optikai módszerekkel történő észlelése meglehetősen nehézkes kis méretük és alacsony hőmérsékletük miatt.
1967-ben a Cambridge-i Egyetemen Hewish és Bell felfedezték a periodikus elektromágneses sugárzás kozmikus forrásait - a pulzárokat. A legtöbb pulzár impulzusismétlési periódusa 3,3·10 -2 és 4,3 másodperc közötti tartományban van. A modern elképzelések szerint a pulzárok forgó neutroncsillagok, amelyek tömege 1-3 M és átmérője 10-20 km. Csak a neutroncsillagok tulajdonságaival rendelkező kompakt objektumok képesek megtartani alakjukat anélkül, hogy összeesnének ilyen forgási sebesség mellett. A szögimpulzus és a mágneses tér megőrzése a neutroncsillag kialakulása során gyorsan forgó pulzárok megszületéséhez vezet, erős mágneses térrel B ~ 10 12 G.
Úgy gondolják, hogy a neutroncsillagnak van egy mágneses tere, amelynek tengelye nem esik egybe a csillag forgástengelyével. Ebben az esetben a csillag sugárzása (rádióhullámok és látható fény) világítótorony sugaraiként siklik a Földön. Amikor a sugár keresztezi a Földet, impulzus kerül rögzítésre. Maga a neutroncsillag sugárzása annak a ténynek köszönhető, hogy a töltött részecskék a csillag felszínéről mágneses erővonalak mentén mozognak kifelé, és elektromágneses hullámokat bocsátanak ki. A pulzáros rádiósugárzásnak ezt a mechanizmusát, amelyet először Gold javasolt, az ábra mutatja be. 39.

Ha egy sugárnyaláb ér egy megfigyelőt a Földön, a rádióteleszkóp rövid rádióimpulzusokat észlel, amelyek időtartama megegyezik a neutroncsillag forgási periódusával. Az impulzus alakja nagyon összetett lehet, amit a neutroncsillag magnetoszférájának geometriája határoz meg, és minden egyes pulzárra jellemző. A pulzárok forgási periódusai szigorúan állandóak, és ezen periódusok mérési pontossága eléri a 14 számjegyet.
Jelenleg olyan pulzárokat fedeztek fel, amelyek bináris rendszerek részét képezik. Ha a pulzár a második komponens körül kering, akkor a pulzár periódusában a Doppler-effektus miatt eltéréseket kell megfigyelni. Amikor a pulzár megközelíti a megfigyelőt, a rádióimpulzusok rögzített periódusa a Doppler-effektus miatt csökken, és amikor a pulzár eltávolodik tőlünk, a periódusa növekszik. E jelenség alapján fedezték fel a kettős csillagok részét képező pulzárokat. Az elsőként felfedezett PSR 1913 + 16 pulzár esetében, amely egy bináris rendszer része, a keringési periódus 7 óra 45 perc volt. A PSR 1913 + 16 pulzár természetes keringési ideje 59 ms.
A pulzár sugárzásának a neutroncsillag forgási sebességének csökkenéséhez kell vezetnie. Ezt a hatást is találták. A kettős rendszer részét képező neutroncsillag intenzív röntgensugárzás forrása is lehet.
Az 1,4 M tömegű és 16 km sugarú neutroncsillag szerkezetét az ábra mutatja. 40.

Az I egy vékony külső réteg sűrűn csomagolt atomokból. A II. és III. régióban a magok testközpontú köbös rács formájában helyezkednek el. A IV. régió főleg neutronokból áll. Az V. régióban az anyag pionokból és hiperonokból állhat, amelyek egy neutroncsillag hadronikus magját alkotják. A neutroncsillag szerkezetének bizonyos részletei jelenleg tisztázás alatt állnak.
A neutroncsillagok kialakulása nem mindig szupernóva-robbanás következménye. Egy másik lehetséges mechanizmus a neutroncsillagok kialakulására a fehér törpék evolúciója során szoros kettős csillagrendszerekben. Az anyagáramlás a kísérőcsillagról a fehér törpére fokozatosan növeli a fehér törpe tömegét, és a kritikus tömeg (Chandrasekhar határ) elérésekor a fehér törpe neutroncsillaggá változik. Abban az esetben, ha az anyag áramlása a neutroncsillag kialakulása után folytatódik, tömege jelentősen megnőhet, és a gravitációs összeomlás következtében fekete lyukká alakulhat. Ez megfelel az úgynevezett „néma” összeomlásnak.
A kompakt kettőscsillagok röntgensugárzás forrásaként is megjelenhetnek. Ez a „normál” csillagból egy tömörebb csillagba eső anyag felhalmozódása miatt is felmerül. Amikor az anyag felhalmozódik egy B > 10 10 G neutroncsillagra, az anyag a mágneses pólusok tartományába esik. A röntgensugárzást a tengelye körüli forgás modulálja. Az ilyen forrásokat röntgenpulzároknak nevezik.
Léteznek olyan röntgenforrások (úgynevezett burster), amelyekben sugárzáskitörések jelentkeznek időszakosan, több órától egy napig tartó időközönként. A burst jellemző felfutási ideje 1 másodperc. A sorozatfelvétel időtartama 3-10 másodperc. Az intenzitás a robbanás pillanatában 2-3 nagyságrenddel nagyobb lehet, mint a csendes állapotban lévő fényerő. Jelenleg több száz ilyen forrás ismert. Úgy gondolják, hogy a sugárzáskitörések a neutroncsillagok felszínén felgyülemlett anyag termonukleáris robbanásai eredményeként jönnek létre, akkréció eredményeként.
Köztudott, hogy kis távolságok között a nukleonok (< 0.3·10 -13 см) ядерные силы притяжения сменяются силами оттал-кивания, т. е. противодействие ядерного вещества на малых расстояниях сжимающей силе тяготения увеличивается. Если плотность вещества в центре нейтронной звезды превышает ядерную плотность ρ яд и достигает 10 15 г/см 3 , то в центре звезды наряду с нуклонами и электронами образуются также мезоны, гипероны и другие более массивные частицы. Исследования поведения вещества при плотностях, превышающих ядерную плотность, в настоящее время находятся в начальной стадии и имеется много нерешенных проблем. Расчеты показывают, что при плотностях вещества ρ >A ρ mérgezhet olyan folyamatokat, mint a pionkondenzátum megjelenése, a neutronizált anyag szilárd kristályos állapotba kerülése, valamint hiperon és kvark-gluon plazma képződése. Lehetséges a neutronanyag szuperfolyékony és szupravezető állapotának kialakulása.
A nukleárisnál 10 2-10 3-szor nagyobb sűrűségű anyag viselkedéséről szóló modern elképzeléseknek megfelelően (nevezetesen ilyen sűrűségről beszélünk, amikor egy neutroncsillag belső szerkezetéről beszélünk), a csillag belsejében, a stabilitás közelében atommagok képződnek. határ. Mélyebb megértést érhetünk el, ha a nukleáris anyag sűrűségétől, hőmérsékletétől és stabilitásától függő halmazállapotot tanulmányozzuk a protonok számának a neutronok számához viszonyított egzotikus arányaiban az atommagban n p / n n , figyelembe véve a neutrínókat érintő gyenge folyamatokat. . Jelenleg gyakorlatilag egyetlen lehetőség a nukleárisnál nagyobb sűrűségű anyagok tanulmányozására a nehézionok közötti magreakciók. A nehézionok ütközésére vonatkozó kísérleti adatok azonban még mindig nem adnak elegendő információt, mivel az elérhető n p / n n értékek mind a célmag, mind a beeső felgyorsított mag esetében kicsik (~ 1 - 0,7).
A rádiópulzárok periódusainak pontos mérése kimutatta, hogy a neutroncsillag forgási sebessége fokozatosan lassul. Ennek oka a csillag forgásának kinetikus energiájának a pulzár sugárzási energiájává történő átalakulása és a neutrínók kibocsátása. A rádiópulzárok periódusában bekövetkezett kis hirtelen változásokat a neutroncsillag felszíni rétegében felhalmozódó feszültség magyarázza, amelyet „repedés” és „törés” kísér, ami a csillag forgási sebességének megváltozásához vezet. A rádiópulzárok megfigyelt időbeli jellemzői a neutroncsillag „kéregének” tulajdonságairól, a benne lévő fizikai feltételekről és a neutronanyag szuperfolyékonyságáról tartalmaznak információkat. A közelmúltban jelentős számú, 10 ms-nál rövidebb periódusú rádiópulzárt fedeztek fel. Ez megköveteli a neutroncsillagokban végbemenő folyamatokkal kapcsolatos elképzelések tisztázását.
Egy másik probléma a neutroncsillagokban zajló neutrínófolyamatok vizsgálata. A neutrínó emisszió azon mechanizmusok egyike, amelyek révén a neutroncsillag a keletkezését követő 10 5-10 6 éven belül energiát veszít.

Több mint tízmilliárd év telt el az Univerzum születése óta, amely során csillagfejlődés megy végbe, és megváltozik a világűr összetétele. Egyes űrobjektumok eltűnnek, mások pedig megjelennek a helyükön. Ez a folyamat folyamatosan zajlik, azonban a hatalmas időintervallumok miatt egyetlen kolosszális és lenyűgöző multi-session képkockáját tudjuk megfigyelni.

Az Univerzumot teljes pompájában látjuk, megfigyeljük a csillagok életét, az evolúció szakaszait és a halál pillanatát. Egy csillag halála mindig grandiózus és fényes esemény. Minél nagyobb és masszívabb a csillag, annál nagyobb a kataklizma.

A neutroncsillag az ilyen evolúció szembetűnő példája, élő emlékműve a múltbeli csillagerőnek. Ez az egész paradoxon. Egy hatalmas csillag helyén, amelynek mérete és tömege tízszer és százszor nagyobb, mint a mi Napunké, egy apró, pártíz kilométeres átmérőjű égitest jelenik meg. Ez az átalakulás nem megy egyik napról a másikra. A neutroncsillagok kialakulása egy kozmikus szörnyeteg hosszú, térben és időben meghosszabbított fejlődési útjának eredménye.

Neutroncsillagok fizikája

Az Univerzumban kevés ilyen objektum található, amint az első pillantásra tűnhet. Általában egy neutroncsillag lehet egy az ezerből. Az ilyen kis szám titka a neutroncsillagok születését megelőző egyedi evolúciós folyamatokban rejlik. Minden sztár másképp éli az életét. A sztárdráma vége is másképp néz ki. A cselekvés mértékét a csillag tömege határozza meg. Minél nagyobb a kozmikus test tömege, minél nagyobb a csillag tömege, annál nagyobb a valószínűsége annak, hogy halála gyors és fényes lesz.

A folyamatosan növekvő gravitációs erők a csillaganyag hőenergiává történő átalakulásához vezetnek. Ezt a folyamatot önkéntelenül egy kolosszális kilökődés – egy szupernóva-robbanás – kíséri. Egy ilyen kataklizma eredménye egy új űrobjektum - egy neutroncsillag.

Egyszerűen fogalmazva, a csillaganyag megszűnik tüzelőanyag lenni, a termonukleáris reakciók elvesztik intenzitásukat, és nem képesek fenntartani a kívánt hőmérsékletet egy hatalmas test mélyén. Ebből az állapotból a kiút az összeomlás – a csillaggáz összeomlása a csillag központi részébe.

Mindez az energia azonnali felszabadulásához vezet, minden irányba szétszórva a csillaganyag külső rétegeit. A csillag helyén egy táguló köd jelenik meg. Ilyen átalakulás bármely csillaggal megtörténhet, de az összeomlás következményei eltérőek lehetnek.

Ha a kozmikus objektum tömege kicsi, például a Naphoz hasonló sárga törpével van dolgunk, akkor egy fehér törpe marad a kitörés helyén. Abban az esetben, ha az űrszörny tömege több tízszeresen meghaladja a Nap tömegét, az összeomlás következtében szupernóva-kitörést figyelhetünk meg. A korábbi csillagnagyság helyén neutroncsillag keletkezik. A szupermasszív csillagok, amelyek tömege több százszor nagyobb, mint a Nap tömege, egy neutroncsillag egy köztes szakasz. A folyamatos gravitációs kompresszió oda vezet, hogy a neutroncsillagok élete egy fekete lyuk megjelenésével ér véget.

Az összeomlás következtében a csillagnak csak a magja maradt meg, amely tovább zsugorodik. E tekintetben a neutroncsillagok jellemző tulajdonsága nagy sűrűségük és hatalmas tömegük, apró méretekkel. Tehát egy 20 km átmérőjű neutroncsillag tömege. Csillagunk tömegének 1,5-3-szorosa. Megtörténik az elektronok és protonok neutronokká tömörödése vagy neutronizálása. Ennek megfelelően a térfogat és a méret csökkenésével a csillaganyag sűrűsége és tömege gyorsan növekszik.

A neutroncsillagok összetétele

A neutroncsillagok összetételéről nincs pontos információ. Ma az asztrofizikusok az ilyen objektumok tanulmányozásakor a magfizikusok által javasolt munkamodellt használják.

Feltehetően a csillaganyag az összeomlás következtében neutronos, szuperfolyékony folyadékká alakul. Ezt elősegíti az a hatalmas gravitációs vonzás, amely állandó nyomást gyakorol az anyagra. Ezt a „folyékony nukleáris anyagot” degenerált gáznak nevezik, és 1000-szer sűrűbb a víznél. A degenerált gáz atomjai egy magból és a körülötte keringő elektronokból állnak. A neutronizáció során az atomok belső tere a gravitációs erők hatására eltűnik. Az elektronok az atommaggal egyesülve neutronokat képeznek. A belső gravitáció stabilitást ad a szupersűrű anyagnak. Ellenkező esetben elkerülhetetlenül beindul a láncreakció, amit egy atomrobbanás kísér.

Minél közelebb van a csillag külső széléhez, annál alacsonyabb a hőmérséklet és a nyomás. Összetett folyamatok eredményeként a neutronanyag „lehűl”, amiből intenzíven szabadulnak fel vasmagok. Az összeomlás és az azt követő robbanás egy bolygóvas gyár, amely a világűrbe terjed, és a bolygók kialakulásának építőanyagává válik.

A Föld a szupernóva-robbanásoknak köszönhető, hogy szerkezetében és szerkezetében kozmikus vasrészecskék vannak jelen.

Hagyományosan egy neutroncsillag szerkezetét mikroszkóppal vizsgálva öt réteget különböztethetünk meg az objektum szerkezetében:

• a tárgy atmoszférája;
• külső kéreg;
• belső rétegek;
• külső mag;
• a neutroncsillag belső magja.

A neutroncsillag légköre mindössze néhány centiméter vastag, és a legvékonyabb réteg. Összetételét tekintve a csillag hőbesugárzásáért felelős plazmaréteg. Ezután jön a több száz méter vastag külső kéreg. A külső kéreg és a belső rétegek között van a degenerált elektrongáz birodalma. Minél mélyebbre kerül a csillag középpontja, ez a gáz annál gyorsabban válik relativisztikussá. Vagyis a csillag belsejében lezajló folyamatok az atommagok arányának csökkenésével járnak. Ezzel párhuzamosan nő a szabad neutronok száma. A neutroncsillagok belső részei a külső magot képviselik, ahol a neutronok továbbra is együtt élnek az elektronokkal és protonokkal. Ennek az anyagrétegnek a vastagsága több kilométer, míg az anyag sűrűsége több tízszer nagyobb, mint az atommag sűrűsége.

Ez az egész atomleves a kolosszális hőmérsékletnek köszönhetően létezik. A szupernóva-robbanás idején a neutroncsillag hőmérséklete 1011 K volt. Ebben az időszakban az új égi objektum maximális fényerővel rendelkezik. Közvetlenül a robbanás után gyors lehűlési szakasz kezdődik, a hőmérséklet néhány perc alatt 109K-ra csökken. Ezt követően a hűtési folyamat lelassul. Annak ellenére, hogy a csillag hőmérséklete még mindig magas, az objektum fényereje csökken. A csillag csak a hő- és infravörös sugárzás hatására világít tovább.

A neutroncsillagok osztályozása

A csillag-nukleáris anyagnak ez a sajátos összetétele határozza meg a neutroncsillagok nagy nukleáris sűrűségét, 1014-1015 g/cm³, miközben a létrejövő objektum átlagos mérete nem kevesebb, mint 10 és nem több, mint 20 km. A sűrűség további növekedését a neutronkölcsönhatási erők stabilizálják. Más szavakkal, a degenerált csillaggáz egyensúlyi állapotban van, és megakadályozza, hogy a csillag újra összedőljön.

Az ilyen kozmikus objektumok, mint például a neutroncsillagok, meglehetősen összetett természete vált oka a későbbi osztályozásnak, ami megmagyarázza viselkedésüket és létezésüket az Univerzum hatalmasságában. A fő paraméterek, amelyek alapján az osztályozást elvégzik, a csillag forgási periódusa és a mágneses tér skálája. Létezése során a neutroncsillag veszít forgási energiájából, és az objektum mágneses tere is csökken. Ennek megfelelően az égitest egyik állapotból a másikba kerül, amelyek közül a következő típusok a legjellemzőbbek:

• A rádiópulzárok (ejektorok) olyan tárgyak, amelyek rövid forgási periódusúak, de mágneses terejük erőssége meglehetősen nagy marad. Az erőterek mentén mozgó töltött részecskék töréspontokon hagyják el a csillaghéjat. Egy ilyen típusú égitest kilökődik, időnként megtöltve az Univerzumot rádiófrekvenciás tartományban észlelt rádióimpulzusokkal;
• A neutroncsillag egy légcsavar. Ebben az esetben az objektum rendkívül alacsony forgási sebességgel rendelkezik, azonban a mágneses tér nem elég erős ahhoz, hogy anyagelemeket vonzzon a környező térből. A csillag nem bocsát ki impulzusokat, és akkréció (a kozmikus anyag esése) ebben az esetben nem történik;
• Röntgen-pulzár (akkrátor). Az ilyen objektumok forgási sebessége alacsony, de az erős mágneses tér miatt a csillag intenzíven nyeli el a világűrből származó anyagokat. Emiatt azokon a helyeken, ahol a csillaganyag leesik, a neutroncsillagok felszínén több millió fokra felmelegített plazma halmozódik fel. Az égitest felszínén ezek a pontok pulzáló hő- és röntgensugárzás forrásaivá válnak. Az infravörös és röntgensugár tartományban az űr mélyébe pillantani képes nagy teljesítményű rádióteleszkópok megjelenésével lehetővé vált jó néhány közönséges röntgenpulzár gyorsabb azonosítása;
• A georotátor olyan objektum, amelynek forgási sebessége alacsony, míg a csillaganyag akkréció következtében felhalmozódik a csillag felszínén. Az erős mágneses tér megakadályozza a plazma képződését a felszíni rétegben, és a csillag fokozatosan gyarapodik.

Amint az a meglévő osztályozásból látható, a neutroncsillagok mindegyike eltérően viselkedik. Ez különböző módszerekhez vezet a felismerésükhöz, és talán ezeknek az égitesteknek a sorsa a jövőben más lesz.

A neutroncsillagok születésének paradoxonai

Az első verzió, amely szerint a neutroncsillagok egy szupernóva-robbanás termékei, ma már nem posztulátum. Van egy elmélet, hogy itt más mechanizmus is használható. A kettős csillagrendszerekben a fehér törpék az új csillagok táplálékává válnak. A csillaganyag fokozatosan áramlik egyik kozmikus objektumból a másikba, tömege kritikus állapotba növekszik. Más szóval, a jövőben az egyik fehér törpepár egy neutroncsillag lesz.

Gyakran előfordul, hogy egyetlen neutroncsillag csillaghalmazok közeli környezetében a figyelmét a legközelebbi szomszédjára fordítja. Bármely csillag a neutroncsillagok társaivá válhat. Ezek a párok meglehetősen gyakran előfordulnak. Az ilyen barátság következményei a társ tömegétől függenek. Ha az új társ tömege kicsi, akkor az ellopott csillaganyag akkréciós korong formájában felhalmozódik. Ez a folyamat, amelyet hosszú forgási periódus kísér, a csillaggáz egymillió fokos hőmérsékletre melegszik fel. A neutroncsillag röntgensugárban fog kitörni, és röntgenpulzárrá válik. Ennek a folyamatnak két útja van:

• a csillag homályos égitestként marad az űrben;
• a test rövid röntgenkitöréseket (burstereket) kezd kibocsátani.

Röntgenkitörések során a csillag fényessége gyorsan növekszik, így egy ilyen objektum 100 ezerszer fényesebb, mint a Nap.

A neutroncsillagok tanulmányozásának története

A neutroncsillagok a XX. század második felének felfedezésévé váltak. Korábban technikailag lehetetlen volt ilyen objektumokat észlelni galaxisunkban és az Univerzumban. Az ilyen égitestek gyenge fénye és kis mérete nem tette lehetővé, hogy optikai teleszkópokkal észleljék őket. A vizuális kontaktus hiánya ellenére elméletileg megjósolták az ilyen objektumok létezését a térben. A hatalmas sűrűségű csillagok létezésének első változata L. Landau szovjet tudós javaslatára jelent meg 1932-ben.

Egy évvel később, 1933-ban a tengerentúlon komoly nyilatkozatot tettek a szokatlan szerkezetű csillagok létezéséről. Fritz Zwicky és Walter Baade csillagászok ésszerű elméletet terjesztettek elő, miszerint egy neutroncsillag elkerülhetetlenül a szupernóva-robbanás helyén marad.

A 20. század 60-as éveiben áttörés következett be a csillagászati ​​megfigyelésekben. Ezt elősegítette az olyan röntgenteleszkópok megjelenése, amelyek képesek érzékelni a lágy röntgensugárzás forrásait az űrben. A csillagászok megfigyeléseikben az erős hősugárzás forrásainak világűrben való létezésének elméletét felhasználva arra a következtetésre jutottak, hogy új típusú csillagról van szó. A neutroncsillagok létezésének elméletéhez jelentős adalékot jelentett a pulzárok felfedezése 1967-ben. Az amerikai Jocelyn Bell rádióberendezése segítségével felfedezte az űrből érkező rádiójeleket. A rádióhullámok forrása egy gyorsan forgó tárgy volt, amely rádiójeladóként működött, és minden irányba jeleket küld.

Egy ilyen objektum minden bizonnyal nagy forgási sebességgel rendelkezik, ami végzetes lenne egy közönséges csillag számára. A csillagászok által felfedezett első pulzár a PSR B1919+21, amely 2283,12 fényév távolságban található. évre a bolygónktól. A tudósok szerint a Földhöz legközelebb eső neutroncsillag az RX J1856.5-3754 űrobjektum, amely a Corona South csillagképben található, és amelyet 1992-ben fedeztek fel a Chandra Obszervatóriumban. A Föld és a legközelebbi neutroncsillag távolsága 400 fényév.

Ha bármilyen kérdése van, tegye fel őket a cikk alatti megjegyzésekben. Mi vagy látogatóink szívesen válaszolunk rájuk

A Nap tömegénél 1,5-3-szor nagyobb tömegű csillagok életük végén nem tudják megállítani az összehúzódásukat a fehér törpe állapotában. Az erős gravitációs erők olyan sűrűségűre sűrítik őket, hogy az anyag „semlegesül”: az elektronok és a protonok kölcsönhatása ahhoz a tényhez vezet, hogy a csillag szinte teljes tömege neutronokban lesz. Alakított neutroncsillag. A legnagyobb tömegű csillagok neutroncsillagokká válhatnak, miután szupernóvaként felrobbannak.

Neutroncsillagok koncepciója

A neutroncsillagok fogalma nem új keletű: létezésük lehetőségére az első felvetést a kaliforniai Fritz Zwicky és Walter Baarde tehetséges csillagászok fogalmazták meg 1934-ben. (Valamivel korábban, 1932-ben a neutroncsillagok létezésének lehetőségét a híres szovjet tudós, L. D. Landau jósolta meg.) A 30-as évek végén Oppenheimer és Volkov más amerikai tudósok kutatásának tárgyává vált. E fizikusok érdeklődését ez a probléma az okozta, hogy meg akarták határozni egy hatalmas, összehúzódó csillag fejlődésének végső szakaszát. Mivel a szupernóvák szerepét és jelentőségét nagyjából egy időben fedezték fel, felmerült, hogy a neutroncsillag egy szupernóva-robbanás maradványa lehet. Sajnos a második világháború kitörésével a tudósok figyelme a katonai igények felé fordult, és ezeknek az új és rendkívül titokzatos tárgyaknak a részletes vizsgálatát felfüggesztették. Aztán az 50-es években a neutroncsillagok tanulmányozását pusztán elméletileg folytatták annak megállapítása érdekében, hogy összefüggésben állnak-e a kémiai elemek születésének problémájával a csillagok központi tartományában.
továbbra is az egyetlen asztrofizikai objektum, amelynek létezését és tulajdonságait jóval a felfedezésük előtt megjósolták.

Az 1960-as évek elején a kozmikus röntgenforrások felfedezése nagy bátorítást adott azoknak, akik a neutroncsillagokat az égi röntgensugár lehetséges forrásaként tekintették. 1967 végére Az égi objektumok új osztályát fedezték fel - a pulzárokat, amelyek megzavarták a tudósokat. Ez a felfedezés volt a legfontosabb fejlemény a neutroncsillagok tanulmányozásában, mivel ismét felvetette a kozmikus röntgensugarak eredetének kérdését. A neutroncsillagokról szólva figyelembe kell venni, hogy fizikai jellemzőik elméletileg megalapozottak, és nagyon hipotetikusak, mivel az ezekben a testekben fennálló fizikai feltételek laboratóriumi kísérletekkel nem reprodukálhatók.

A neutroncsillagok tulajdonságai

A gravitációs erők döntően befolyásolják a neutroncsillagok tulajdonságait. Különféle becslések szerint a neutroncsillagok átmérője 10-200 km. Ez a kozmikus értelemben jelentéktelen térfogat pedig olyan mennyiségű anyaggal van „megtöltve”, amiből a Naphoz hasonló égitestet alkothat, amelynek átmérője körülbelül 1,5 millió km, tömege pedig csaknem harmadmilliószor nehezebb. mint a Föld! Ennek az anyagkoncentrációnak a természetes következménye a neutroncsillag hihetetlenül nagy sűrűsége. Valójában olyan sűrűnek bizonyul, hogy akár szilárd is lehet. Egy neutroncsillag gravitációja akkora, hogy egy ember súlya körülbelül egymillió tonna lenne. A számítások azt mutatják, hogy a neutroncsillagok erősen mágnesezettek. Becslések szerint egy neutroncsillag mágneses tere elérheti az 1 milliót. millió gauss, míg a Földön 1 gauss. Neutroncsillag sugara körülbelül 15 km-nek, tömege pedig körülbelül 0,6-0,7 naptömegnek számít. A külső réteg egy ritkított elektronból és magplazmából álló magnetoszféra, amelyen áthatol a csillag erős mágneses tere. Itt keletkeznek azok a rádiójelek, amelyek a pulzárok jellemzői. A mágneses erővonalak mentén spirálisan mozgó ultragyorsan töltött részecskék különféle típusú sugárzást váltanak ki. Egyes esetekben a sugárzás az elektromágneses spektrum rádiótartományában fordul elő, másokban - magas frekvenciájú sugárzás.

Neutroncsillagok sűrűsége

Szinte közvetlenül a magnetoszféra alatt az anyag sűrűsége eléri az 1 t/cm3-t, ami 100 000-szer nagyobb, mint a vas sűrűsége. A külső réteg után következő réteg fém jellemzőkkel rendelkezik. Ez a „szuperkemény” anyagréteg kristályos formában van. A kristályok 26 - 39 és 58 - 133 atomtömegű atommagokból állnak. Ezek a kristályok rendkívül kicsik: 1 cm-es távolság lefedéséhez körülbelül 10 milliárd kristályt kell egy sorban felsorakoztatni. Ennek a rétegnek a sűrűsége több mint 1 milliószor nagyobb, mint a külső rétegben, vagy egyébként 400 milliárdszor nagyobb, mint a vas sűrűsége.
Tovább haladva a csillag közepe felé, átlépjük a harmadik réteget. Tartalmaz olyan nehéz atommagokat, mint a kadmium, de gazdag neutronokban és elektronokban is. A harmadik réteg sűrűsége 1000-szer nagyobb, mint az előzőé. Mélyebbre hatolva a neutroncsillagba, elérjük a negyedik réteget, és a sűrűség enyhén - körülbelül ötszörösére - nő. Ilyen sűrűség mellett azonban az atommagok már nem tudják megőrizni fizikai épségüket: neutronokká, protonokká és elektronokká bomlanak. Az anyag nagy része neutron formájában van. Minden elektronhoz és protonhoz 8 neutron tartozik. Ez a réteg lényegében neutronfolyadéknak tekinthető, amely elektronokkal és protonokkal „szennyezett”. Ez alatt a réteg alatt található a neutroncsillag magja. Itt a sűrűség körülbelül 1,5-szer nagyobb, mint a fedőrétegben. És mégis, még a sűrűség ilyen kis növekedése is azt a tényt eredményezi, hogy a részecskék a magban sokkal gyorsabban mozognak, mint bármely más rétegben. A kisszámú protonnal és elektronnal keveredő neutronok mozgásának kinetikus energiája olyan nagy, hogy állandóan rugalmatlan részecskék ütközései következnek be. Az ütközési folyamatokban minden, a magfizikában ismert részecske és rezonancia megszületik, amiből ezernél is több van. Minden valószínűség szerint nagyszámú olyan részecske van, amelyet még nem ismerünk.

Neutroncsillag hőmérséklete

A neutroncsillagok hőmérséklete viszonylag magas. Ez várható is, tekintettel arra, hogyan keletkeznek. A csillagok létezésének első 10-100 ezer éve alatt a mag hőmérséklete több száz millió fokra csökken. Ezután egy új fázis kezdődik, amikor a csillag magjának hőmérséklete az elektromágneses sugárzás kibocsátása miatt lassan csökken.

Szupernóva-robbanás után következik be.

Ez egy sztár életének alkonya. Gravitációja olyan erős, hogy elektronokat dob ​​ki az atomok pályájáról, neutronokká alakítva azokat.

Amikor elveszíti belső nyomásának támaszát, összeomlik, és ez oda vezet szupernóva-robbanás.

Ennek a testnek a maradványai neutroncsillaggá válnak, amelynek tömege a Nap tömegének 1,4-szerese, sugara pedig majdnem megegyezik az Egyesült Államokban található Manhattan sugarával.

Egy neutroncsillag sűrűségű cukordarab súlya...

Ha például veszel egy darab 1 cm3 térfogatú cukrot, és elképzeled, hogy abból van neutroncsillag anyag, akkor tömege megközelítőleg egymilliárd tonna lenne. Ez körülbelül 8 ezer repülőgép-hordozó tömegének felel meg. Kis tárgy hihetetlen sűrűség!

Az újszülött neutroncsillag nagy forgási sebességgel büszkélkedhet. Amikor egy hatalmas csillag neutroncsillaggá változik, a forgási sebessége megváltozik.

A forgó neutroncsillag egy természetes elektromos generátor. Forgatása erős mágneses teret hoz létre. A mágnesességnek ez a hatalmas ereje befogja az elektronokat és az atomok egyéb részecskéit, és óriási sebességgel mélyen az Univerzumba küldi. A nagy sebességű részecskék hajlamosak sugárzást bocsátani. A pulzárcsillagokban megfigyelt villódzás ezeknek a részecskéknek a kisugárzása.De csak akkor vesszük észre, ha sugárzása felénk irányul.

A forgó neutroncsillag egy Pulsar, egy szupernóva-robbanás után keletkezett egzotikus objektum. Ez élete naplemente.

A neutroncsillagok sűrűsége eltérően oszlik el. Hihetetlenül sűrű kérgük van. De a neutroncsillag belsejében lévő erők áthatolhatnak a kéregen. És amikor ez megtörténik, a csillag módosítja a helyzetét, ami változáshoz vezet a forgásában. Ezt úgy hívják: a kéreg megrepedt. Robbanás történik egy neutroncsillagon.

Cikkek

A csillagfejlődés végtermékét neutroncsillagoknak nevezzük. A méretük és a súlyuk egyszerűen lenyűgöző! Mérete legfeljebb 20 km átmérőjű, de súlya eléri a . A neutroncsillag anyagának sűrűsége sokszorosa az atommag sűrűségének. A szupernóva-robbanások során neutroncsillagok jelennek meg.

A legtöbb ismert neutroncsillag körülbelül 1,44 naptömegűés egyenlő a Chandrasekhar tömeghatárral. De elméletileg lehetséges, hogy akár 2,5 tömegűek is lehetnek. Az eddig felfedezett legnehezebb 1,88 naptömeg súlyú, és a neve Vele X-1, a második pedig 1,97 naptömegű a PSR J1614-2230. A sűrűség további növekedésével a csillag kvarkká alakul.

A neutroncsillagok mágneses tere nagyon erős és eléri a 10,12 G fokot, a Föld mezője 1 G. 1990 óta néhány neutroncsillagot magnetárként azonosítanak – ezek olyan csillagok, amelyek mágneses tere jóval meghaladja a 10-14 G fokot. Az ilyen kritikus mágneses mezőknél a fizika megváltozik, relativisztikus hatások (a fény mágneses tér általi meghajlítása) és a fizikai vákuum polarizációja jelentkeznek. A neutroncsillagokat megjósolták, majd felfedezték.

Az első feltételezéseket Walter Baade és Fritz Zwicky tette 1933-ban, azt a feltételezést tették, hogy a neutroncsillagok szupernóva-robbanás eredményeként születnek. Számítások szerint ezeknek a csillagoknak a sugárzása nagyon kicsi, egyszerűen lehetetlen észlelni. De 1967-ben Huish végzős hallgatója, Jocelyn Bell felfedezte, hogy rendszeres rádióimpulzusokat bocsát ki.

Az ilyen impulzusokat a tárgy gyors forgása eredményezte, de a közönséges csillagok egyszerűen szétrepülnek egy ilyen erős forgástól, és ezért úgy döntöttek, hogy neutroncsillagok.

Pulzárok a forgási sebesség csökkenő sorrendjében:

Az ejektor egy rádiópulzár. Alacsony forgási sebesség és erős mágneses tér. Egy ilyen pulzár mágneses mezővel rendelkezik, és a csillag együtt forog azonos szögsebességgel. Egy bizonyos pillanatban a mező lineáris sebessége eléri a fénysebességet, és elkezdi meghaladni azt. Továbbá a dipólustér nem létezhet, és a térerősség vonalak megszakadnak. Ezen vonalak mentén haladva a töltött részecskék elérik a sziklát és leszakadnak, így elhagyják a neutroncsillagot, és a végtelenségig bármilyen távolságra elrepülhetnek. Ezért ezeket a pulzárokat ejektoroknak (kiadni, kilökni) - rádiópulzároknak nevezik.

Propeller, már nem ugyanaz a forgási sebessége, mint az ejektornak, hogy fény utáni sebességre gyorsítsa a részecskéket, tehát nem lehet rádiós pulzár. De a forgási sebessége még mindig nagyon nagy, a mágneses tér által befogott anyag még nem tud ráesni a csillagra, vagyis akkréció nem történik. Az ilyen csillagokat nagyon rosszul tanulmányozták, mert szinte lehetetlen megfigyelni őket.

Az accretor egy röntgenpulzár. A csillag már nem forog olyan gyorsan, és az anyag elkezd esni a csillagra, és a mágneses erővonal mentén esik. A pólus közelében szilárd felületre esve az anyag több tízmillió fokra melegszik fel, ami röntgensugárzást eredményez. A pulzálás annak a ténynek köszönhető, hogy a csillag még mindig forog, és mivel az anyag esésének területe csak körülbelül 100 méter, ez a folt időnként eltűnik a látókörből.

Előző cikk: Mekkora a fénysebesség Következő cikk: Harmonikus rezgések Az oszcillációs frekvencia fizikai képlete