27. detsember 2004, gammakiirte puhang, mis jõudis meieni Päikesesüsteem aastast SGR 1806-20 (kujutatud kunstniku vaates). Plahvatus oli nii võimas, et mõjutas Maa atmosfääri enam kui 50 000 valgusaasta kaugusel.
neutrontäht - kosmiline keha, mis on üks võimalikest evolutsiooni tulemustest, mis koosneb peamiselt neutronite tuumast, mis on kaetud raskete aatomituumade ja elektronide kujul suhteliselt õhukese (~1 km) ainekoorikuga. Neutrontähtede massid on massiga võrreldavad, kuid tüüpiline neutrontähe raadius on vaid 10-20 kilomeetrit. Seetõttu on sellise objekti aine keskmine tihedus mitu korda suurem kui aatomituuma tihedus (mis rasked tuumad keskmine 2,8 10 17 kg/m³). Neutrontähe edasist gravitatsioonilist kokkutõmbumist takistab tuumaaine rõhk, mis tekib neutronite koosmõjul.
Paljudel neutrontähtedel on ülikõrge pöörlemiskiirus – kuni tuhat pööret sekundis. Neutrontähed tekivad tähtede plahvatuste tulemusena.
Enamiku usaldusväärselt mõõdetud massidega neutrontähtede mass on 1,3-1,5 päikesemassi, mis on lähedane Chandrasekhari piiri väärtusele. Teoreetiliselt on vastuvõetavad neutrontähed massiga 0,1 kuni umbes 2,5 päikesemassi, kuid massi ülemise piiri väärtus on praegu teada väga ebatäpselt. Teadaolevatest neutrontähtedest on kõige massiivsemad Vela X-1 (massiga 1σ vähemalt 1,88 ± 0,13 Päikese massi, mis vastab olulisuse tasemele α≈34%), PSR J1614-2230RUEN (massihinnanguga 1,907J40RUEN) ja PSR J1614-2230RUEN. massihinnanguga 2,01 ± 0,04 päikesepaisteline). Gravitatsiooni neutrontähtedes tasakaalustab degenereerunud neutrongaasi rõhk, neutrontähe massi maksimumväärtuse annab Oppenheimeri-Volkovi piir, mille arvväärtus sõltub (veel vähetuntud) aine olekuvõrrandist tähe tuumas. Teoreetilised eeldused on selleks, et veelgi suurema tiheduse suurenemisega on võimalik neutrontähtede muundumine kvarktähtedeks.
Neutrontähe struktuur.
Magnetväli neutrontähtede pinnal jõuab väärtuseni 10 12 -10 13 gaussi (võrdluseks, Maal on umbes 1 gauss), pulsarite raadiokiirguse eest vastutavad neutrontähtede magnetosfäärides toimuvad protsessid. Alates 1990. aastatest on mõningaid neutrontähti tuvastatud magnetaridena – tähtedena, mille magnetväli on suurusjärgus 10 14 G ja suurem. Sellised magnetväljad (ületavad “kriitilist” väärtust 4,414 10 13 G, mille juures elektroni interaktsioonienergia magnetväljaga ületab tema puhkeenergia mec²) toovad sisse kvalitatiivselt uue füüsika, kuna oluliseks muutuvad spetsiifilised relativistlikud efektid, füüsikalise vaakumi polarisatsioon jne.
2012. aastaks on avastatud umbes 2000 neutrontähte. Umbes 90% neist on vallalised. Kokku võib meie omas eksisteerida 10 8–10 9 neutrontähte, see tähendab kuskil üks tuhande tavatähe kohta. Neutrontähti iseloomustavad suured kiirused (tavaliselt sadu km/s). Pilveaine akretsiooni tulemusena võib selles olukorras näha neutrontähte erinevates spektrivahemikes, sealhulgas optilises, mis moodustab umbes 0,003% kiiratavast energiast (vastab 10 tähesuurusele).
Valguse gravitatsiooniline kõrvalekalle (valguse relativistliku kõrvalekalde tõttu on nähtav üle poole pinnast)
Neutrontähed on üks väheseid kosmiliste objektide klasse, mida teoreetiliselt ennustasid vaatlejad enne avastamist.
1933. aastal pakkusid astronoomid Walter Baade ja Fritz Zwicky, et supernoova plahvatuse käigus võib tekkida neutrontäht. Tolleaegsed teoreetilised arvutused näitasid, et neutrontähe kiirgus on liiga nõrk ja seda on võimatu tuvastada. Huvi neutrontähtede vastu kasvas 1960. aastatel, kui hakkas arenema röntgenastronoomia, kuna teooria ennustas, et nende soojuskiirguse maksimum toimus pehmes röntgenipiirkonnas. Ootamatult avastati need aga raadiovaatlustes. 1967. aastal avastas E. Hewishi magistrant Jocelyn Bell objekte, mis kiirgavad regulaarseid raadiolainete impulsse. Seda nähtust seletati raadiokiire kitsa suunaga kiiresti pöörlevalt objektilt - omamoodi "kosmilisest majakast". Kuid iga tavaline täht kukuks kokku nii suurel pöörlemiskiirusel. Selliste majakate rolli sobisid vaid neutrontähed. Pulsar PSR B1919+21 peetakse esimeseks avastatud neutrontäheks.
Neutrontähe vastastikmõju ümbritseva ainega määravad kaks peamist parameetrit ja sellest tulenevalt ka nende vaadeldavad ilmingud: pöörlemise periood (kiirus) ja magnetvälja suurus. Aja jooksul kulutab täht oma pöörlemisenergiat ja selle pöörlemine aeglustub. Samuti nõrgeneb magnetväli. Sel põhjusel võib neutrontäht elu jooksul oma tüüpi muuta. Allpool on toodud neutrontähtede nomenklatuur pöörlemiskiiruse kahanevas järjekorras vastavalt V.M. monograafiale. Lipunov. Kuna pulsarmagnetosfääride teooria on alles väljatöötamisel, on alternatiivseid teoreetilisi mudeleid.
Tugev magnetväli ja lühike pöörlemisperiood. Magnetosfääri kõige lihtsamas mudelis pöörleb magnetväli jäigalt, see tähendab sama nurkkiirusega kui neutrontähe keha. Teatud raadiuses läheneb välja lineaarne pöörlemiskiirus valguse kiirusele. Seda raadiust nimetatakse "valgussilindri raadiuseks". Sellest raadiusest kaugemal ei saa tavalist dipoolvälja eksisteerida, seega katkevad väljatugevuse jooned selles punktis. Mööda magnetvälja jooni liikuvad laetud osakesed võivad selliste kaljude kaudu lahkuda neutrontähest ja lennata eemale tähtedevahelisse ruumi. Seda tüüpi neutrontäht "väljastab" (prantsuse keelest éjecter - välja ajada, välja tõrjuda) relativistlikke laetud osakesi, mis kiirgavad raadioulatuses. Ejektoreid vaadeldakse raadiopulsaridena.
Propeller
Pöörlemiskiirus on osakeste väljutamiseks juba ebapiisav, seega ei saa selline täht olla raadiopulsar. Pöörlemiskiirus on aga endiselt suur ja neutrontähte ümbritseva magnetvälja poolt kinni püütud aine ei saa kukkuda, see tähendab, et aine akretsiooni ei toimu. Seda tüüpi neutrontähtedel pole praktiliselt mingeid jälgitavaid ilminguid ja neid on vähe uuritud.
Accretor (röntgenipulsar)
Pöörlemiskiirus on vähendatud sellisele tasemele, et nüüd ei takista miski ainel sellisele neutrontähele kukkumast. Langev aine, juba plasma olekus, liigub mööda magnetvälja jooni ja põrkab vastu neutrontähe keha tahket pinda selle pooluste piirkonnas, kuumutades kuni kümneid miljoneid kraadi. Nii kõrge temperatuurini kuumutatud aine helendab röntgenikiirguse vahemikus eredalt. Piirkond, kus langev aine neutrontähe keha pinnaga kokku põrkub, on väga väike – vaid umbes 100 meetrit. See kuum koht kaob perioodiliselt tähe pöörlemise tõttu vaateväljast ja täheldatakse regulaarseid röntgenikiirte pulsatsioone. Selliseid objekte nimetatakse röntgenpulsariteks.
Georotaator
Selliste neutrontähtede pöörlemiskiirus on väike ja ei takista akretsiooni. Kuid magnetosfääri mõõtmed on sellised, et magnetväli peatab plasma enne, kui gravitatsioon selle kinni püüab. Sarnane mehhanism toimib ka Maa magnetosfääris, mistõttu on seda tüüpi neutrontähed oma nime saanud.
Magnet
Erakordselt tugeva magnetväljaga (kuni 10 11 T) neutrontäht. Teoreetiliselt ennustati magnetaride olemasolu 1992. aastal ning esimesed tõendid nende tegeliku olemasolu kohta saadi 1998. aastal, kui vaadeldi võimsat gamma- ja sähvatussähvatust. röntgenikiirgus allikast SGR 1900+14 Aquila tähtkujus. Magnetaaride eluiga on umbes 1 000 000 aastat. Magnetaaridel on tugevaim magnetväli aastal.
Magnetid on halvasti mõistetav neutrontähtede tüüp, kuna vähesed on Maale piisavalt lähedal. Magnetaaride läbimõõt on umbes 20-30 km, kuid enamiku massid ületavad Päikese massi. Magnetaar on nii kokku surutud, et selle aine hernes kaaluks üle 100 miljoni tonni. Enamik teadaolevaid magnetare pöörleb väga kiiresti, vähemalt paar pööret ümber telje sekundis. Neid täheldatakse gammakiirguses röntgenikiirguse lähedal, nad ei kiirga raadiokiirgust. Eluring magnetar on piisavalt lühike. Nende tugevad magnetväljad kaovad umbes 10 000 aasta pärast, misjärel nende aktiivsus ja röntgenikiirgus lakkavad. Ühe oletuse kohaselt võis meie galaktikas kogu selle eksisteerimise jooksul tekkida kuni 30 miljonit magnetari. Magnetaarid moodustuvad massiivsetest tähtedest, mille algmass on umbes 40 M☉.
Magnetaari pinnale tekkinud põrutused põhjustavad tähes tohutuid võnkumisi; nendega kaasnevad magnetvälja kõikumised põhjustavad sageli tohutuid gammakiirguse purskeid, mis registreeriti Maal aastatel 1979, 1998 ja 2004.
2007. aasta mai seisuga oli teada kaksteist magnetari ja veel kolm kandidaati ootasid kinnitust. Tuntud magnetaride näited:
SGR 1806-20, mis asub Maast 50 000 valgusaasta kaugusel kl vastaspool meie galaktika Linnutee Amburi tähtkujus.
SGR 1900+14, 20 000 valgusaasta kaugusel, asub Aquila tähtkujus. Pärast pikka madalate heitkoguste perioodi (olulised plahvatused ainult 1979. ja 1993. aastal) intensiivistus mais-augustis 1998 ning 27. augustil 1998 tuvastatud plahvatus oli piisavalt tugev, et sundida NEAR Shoemakeri kosmoselaeva kahjustuste vältimiseks välja lülituma. 29. mail 2008 tuvastas NASA Spitzeri teleskoop selle magnetari ümber ainerõngad. Arvatakse, et see rõngas tekkis 1998. aastal täheldatud plahvatuse käigus.
1E 1048.1-5937 on anomaalne röntgenpulsar, mis asub 9000 valgusaasta kaugusel Carina tähtkujus. Tähe, millest magnetar tekkis, mass oli 30–40 korda suurem kui Päikesel.
Täielik nimekiri on toodud magnetaride kataloogis.
2008. aasta septembri seisuga on ESO tuvastanud objekti, mida algselt arvati olevat magnetaar, SWIFT J195509+261406; see tuvastati algselt gammakiirguse purskedena (GRB 070610)
NEUTRONITÄHT
täht, mis koosneb peamiselt neutronitest. Neutron on neutraalne subatomiline osake, aine üks peamisi koostisosi. Hüpoteesi neutrontähtede olemasolust esitasid astronoomid W. Baade ja F. Zwicky vahetult pärast neutroni avastamist aastal 1932. Kuid seda hüpoteesi kinnitasid vaatlused alles pärast pulsarite avastamist 1967. aastal.
Vaata ka PULSAR. Neutrontähed tekivad tavaliste tähtede gravitatsioonilise kokkuvarisemise tulemusena, mille mass on mitu korda suurem kui Päike. Neutrontähe tihedus on lähedane aatomituuma tihedusele, s.t. 100 miljonit korda suurem kui tavalise aine tihedus. Seetõttu on oma tohutu massiga neutrontähe raadius vaid ca. 10 km. Neutrontähe väikese raadiuse tõttu on gravitatsioonijõud selle pinnal ülisuur: umbes 100 miljardit korda suurem kui Maal. Seda tähte hoiab kokkuvarisemise eest ära tiheda neutronaine "degeneratsioonirõhk", mis ei sõltu selle temperatuurist. Kui aga neutrontähe mass muutub enamaks kui umbes 2 Päikese massi, siis gravitatsioon ületab selle rõhu ja täht ei pea kokkuvarisemisele vastu.
Vaata ka GRAVITATSIOONILINE KOLLAPS. Neutrontähtedel on väga tugev magnetväli, mis ulatub pinnal 10 12-10 13 gaussi (võrdluseks: Maal on umbes 1 gauss). KOOS neutrontähedühendada kahte erinevat tüüpi taevaobjekte.
Pulsarid (raadiopulsarid). Need objektid kiirgavad rangelt regulaarselt raadiolainete impulsse. Kiirgusmehhanism pole lõpuni selge, kuid arvatakse, et pöörlev neutrontäht kiirgab oma magnetväljaga seotud suunas raadiokiirt, mille sümmeetriatelg ei ühti tähe pöörlemisteljega. Seetõttu põhjustab pöörlemine Maale perioodiliselt saadetava raadiokiire pöörlemise.
Röntgenikiirgus kahekordistub. Pulseerivaid röntgenikiirgusallikaid seostatakse ka neutrontähtedega, mis on massiivse normaaltähega kaksiksüsteemi osa. Sellistes süsteemides langeb tavalise tähe pinnalt gaas neutrontähele, kiirendades tohutu kiiruseni. Neutrontähe pinda tabades vabastab gaas 10-30% oma puhkeenergiast, samas kui tuumareaktsioonides ei küüni see näitaja 1%ni. Kõrge temperatuurini kuumutatud neutrontähe pind muutub röntgenikiirguse allikaks. Gaasi langemine ei toimu aga ühtlaselt kogu pinna ulatuses: neutrontähe tugev magnetväli püüab langeva ioniseeritud gaasi kinni ja suunab selle poole. magnetpoolused, kuhu ta kukub, nagu lehtris. Seetõttu kuumenevad tugevalt ainult pooluste piirkonnad, mis pöörleval tähel muutuvad röntgenimpulsside allikateks. Sellise tähe raadioimpulsse enam ei saabu, kuna raadiolained neelduvad teda ümbritsevas gaasis.
Ühend. Neutrontähe tihedus suureneb sügavusega. Vaid mõne sentimeetri paksuse atmosfäärikihi all on mitme meetri paksune vedel metallkest ja selle all - kilomeetri paksune tahke koorik. Koore aine meenutab tavalist metalli, kuid on palju tihedam. Maakoore välisosas on see peamiselt raud; neutronite osa selle koostises suureneb koos sügavusega. Kus tihedus ulatub u. 4*10 11 g/cm3, suureneb neutronite osa nii palju, et osa neist ei kuulu enam tuumadesse, vaid moodustavad pideva keskkonna. Seal näeb aine välja nagu neutronite ja elektronide "meri", mille vahele on pikitud aatomite tuumad. Ja tihedusega u. 2*10 14 g/cm3 (aatomituuma tihedus), üksikud tuumad kaovad üldse ja alles jääb pidev neutron "vedelik" koos prootonite ja elektronide seguga. Tõenäoliselt käituvad neutronid ja prootonid sel juhul ülivedeliku vedelikuna, sarnaselt vedela heeliumi ja ülijuhtivate metallidega maapealsetes laborites.
Veelgi enamaga kõrge tihedusega neutronitähes tekivad kõige ebatavalisemad ainevormid. Võib-olla lagunevad neutronid ja prootonid veelgi väiksemateks osakesteks – kvarkideks; samuti on võimalik, et tekib palju pi-mesoneid, mis moodustavad nn pioonkondensaadi.
Vaata ka
OSAKESTE ELEMENTARY;
ÜLIJUHTIVUS ;
ÜLIVEDELUS.
KIRJANDUS
Dyson F., Ter Haar D. Neutronitähed ja pulsarid. M., 1973 Lipunov V.M. Neutrontähtede astrofüüsika. M., 1987
Collier Encyclopedia. - Avatud ühiskond. 2000 .
Vaadake, mis on "NEUTRON STAR" teistes sõnaraamatutes:
NEUTRONITÄHT, väga väike, suure tihedusega täht, mis koosneb NEUTRONIDEST. See on paljude tähtede evolutsiooni viimane etapp. Neutrontähed tekivad, kui massiivne täht purskab SUPERNOVANA, plahvatades oma... ... Teaduslik ja tehniline entsüklopeediline sõnastik
Täht, mille aine koosneb teoreetiliste kontseptsioonide kohaselt peamiselt neutronitest. Aine neutroniseerimine on seotud tähe gravitatsioonilise kokkuvarisemisega pärast selles oleva tuumakütuse ammendumist. Neutrontähtede keskmine tihedus on 2,1017 … Suur entsüklopeediline sõnaraamat
Neutrontähe struktuur. Neutronitäht on astronoomiline objekt, mis on üks ... Wikipedia lõpptoodetest
Täht, mille aine koosneb teoreetiliste kontseptsioonide kohaselt peamiselt neutronitest. Sellise tähe keskmine tihedus on neutrontäht 2·1017 kg/m3, keskmine raadius on 20 km. Tuvastati impulssraadiokiirguse abil, vt Pulsarid ... Astronoomiline sõnastik
Täht, mille aine koosneb teoreetiliste kontseptsioonide kohaselt peamiselt neutronitest. Aine neutroniseerimine on seotud tähe gravitatsioonilise kokkuvarisemisega pärast selles oleva tuumakütuse ammendumist. Neutrontähe keskmine tihedus ...... entsüklopeediline sõnaraamat
Hüdrostaatiliselt tasakaalus olev täht, milles sülem koosneb peamisest. neutronitest. See moodustub prootonite muundumisel neutroniteks gravitatsiooni ajal. varisevad kokku piisavalt massiivsete tähtede evolutsiooni lõppfaasis (mille mass on mitu korda suurem kui ... ... Loodusteadus. entsüklopeediline sõnaraamat
neutrontäht- tähtede evolutsiooni üks etappe, kui see gravitatsioonilise kollapsi tulemusena kahaneb nii väikesteks suurusteks (kuuli raadius 10 20 km), et elektronid surutakse aatomituumadesse ja neutraliseerivad nende laengu, muutub kogu tähe aine ... ... Kaasaegse loodusteaduse algus
Culver Neutron täht. Selle avastasid USA Pennsylvania osariigi ülikooli ja Kanada McGilli ülikooli astronoomid Väikese Ursa tähtkujust. Täht on oma omadustelt ebatavaline ja erineb teistest ... ... Wikipediast
- (inglise Runway star) täht, mis liigub ümbritseva tähtedevahelise keskkonna suhtes ebatavaliselt suure kiirusega. Sellise tähe õiget liikumist näidatakse sageli täpselt tähtede assotsiatsiooni suhtes, mille liige ... ... Wikipedia
Wolf Rayeti tähe kunstiline kujutamine Wolf Rayeti tähed on tähtede klass, mida iseloomustab väga kõrge temperatuur ja heledus; Wolf Rayeti tähed erinevad teistest kuumadest tähtedest laiade vesiniku emissiooniribade olemasolu spektris ... Wikipedia
Neutrontähe kontseptsioon
Neutrontähtede kontseptsioon pole uus: esimese ettepaneku nende olemasolu võimalikkuse kohta tegid andekad astronoomid Fritz Zwicky ja Walter Baarde Californiast 1934. aastal. (Mõnevõrra varem, 1932. aastal, ennustas neutrontähtede olemasolu võimalikkust kuulus nõukogude teadlane L. D. Landau.) 1930. aastate lõpus sai see teiste Ameerika teadlaste Oppenheimeri ja Volkovi uurimisobjektiks. Nende füüsikute huvi selle probleemi vastu tingis soov teha kindlaks massiivse kokkutõmbuva tähe evolutsiooni viimane etapp. Kuna supernoovade roll ja tähtsus selgus umbes samal ajal, pakuti, et neutrontäht võib olla supernoova plahvatuse jäänuk. Kahjuks nihkus Teise maailmasõja puhkedes teadlaste tähelepanu sõjalistele vajadustele ning nende uute ja kõrgeim aste salapärased objektid on peatatud. Seejärel, 50ndatel, alustati neutrontähtede uurimist puhtalt teoreetiliselt, et teha kindlaks, kas need on sünniprobleemi seisukohast asjakohased. keemilised elemendid tähtede keskpiirkondades.jäävad ainsaks astrofüüsikaliseks objektiks, mille olemasolu ja omadusi ennustati ammu enne nende avastamist.
1960. aastate alguses julgustas kosmiliste röntgenikiirgusallikate avastamine suuresti neid, kes pidasid neutrontähti taeva röntgenikiirguse võimalikeks allikateks. 1967. aasta lõpuks avastati uus taevaobjektide klass pulsarid, mis ajasid teadlased segadusse. See avastus oli kõige rohkem tähtis sündmus neutrontähtede uurimisel, kuna see tõstatas taas küsimuse kosmilise röntgenikiirte päritolu kohta. Rääkides neutrontähtedest, tuleb meeles pidada, et nende füüsilised omadused paika pandud teoreetiliselt ja väga hüpoteetiliselt, kuna neis kehades eksisteerivaid füüsilisi tingimusi ei saa laborikatsete abil reprodutseerida.
Neutrontähtede omadused
Gravitatsioonijõud mängivad neutrontähtede omadustes otsustavat rolli. Erinevatel hinnangutel on neutrontähtede läbimõõt 10-200 km. Ja see kosmiliste kontseptsioonide järgi tähtsusetu maht on "täidetud" sellise koguse ainega, mida saab taevakeha, sarnane Päikesele, läbimõõduga umbes 1,5 miljonit km ja massilt peaaegu kolmandik miljonit korda raskem kui Maa! Selle aine kontsentratsiooni loomulik tagajärg on neutrontähe uskumatult suur tihedus. Tegelikult osutub see nii tihedaks, et võib isegi tahke olla. Neutrontähe gravitatsioon on nii suur, et inimene kaaluks seal umbes miljon tonni. Arvutused näitavad, et neutrontähed on tugevalt magnetiseeritud. Hinnanguliselt võib neutrontähe magnetväli ulatuda 1 miljoni km-ni. miljonit gaussi, samas kui Maal on see 1 gauss. Neutronitähe raadius võetakse umbes 15 km ja mass on umbes 0,6–0,7 päikesemassi. Väliskiht on magnetosfäär, mis koosneb haruldastest elektronidest ja tuumaplasmast, millesse tungib läbi tähe võimas magnetväli. Siin sünnivad raadiosignaalid, mis on tunnusmärk pulsarid. Ultrakiirelt laetud osakesed, mis liiguvad spiraalides mööda magnetvälja jooni, tekitavad erinevat tüüpi kiirgust. Mõnel juhul toimub kiirgus elektromagnetilise spektri raadiovahemikus, teistel - kiirgus kõrgetel sagedustel.Neutrontähe tihedus
Peaaegu vahetult magnetosfääri all ulatub aine tihedus 1 t/cm3, mis on 100 000 korda suurem kui raua tihedus. Järgmisel väliskihil on metalli omadused. See "ülikõva" aine kiht on kristalsel kujul. Kristallid koosnevad aatomituumadest aatommass 26 - 39 ja 58 - 133. Need kristallid on üliväikesed: 1 cm vahemaa katmiseks on vaja ühte ritta järjestada umbes 10 miljardit kristalli. Tihedus selles kihis on rohkem kui 1 miljon korda suurem kui väliskihis või muidu 400 miljardit korda suurem kui raua tihedus.Liikudes edasi tähe keskpunkti poole, ületame kolmanda kihi. See sisaldab raskete tuumade, näiteks kaadmiumi, piirkonda, kuid on rikas ka neutronite ja elektronide poolest. Kolmanda kihi tihedus on 1000 korda suurem kui eelmisel. Tungides sügavamale neutrontähte, jõuame neljanda kihini, samas kui tihedus suureneb veidi - umbes viis korda. Sellegipoolest ei suuda tuumad sellise tihedusega enam säilitada oma füüsilist terviklikkust: nad lagunevad neutroniteks, prootoniteks ja elektronideks. Suurem osa ainest on neutronite kujul. Iga elektroni ja prootoni kohta on 8 neutronit. Seda kihti võib sisuliselt pidada elektronide ja prootonitega "reostatud" neutronvedelikuks. Selle kihi all on neutrontähe tuum. Siin on tihedus umbes 1,5 korda suurem kui pealiskihis. Ja veel, isegi see väike tiheduse kasv paneb tuumas olevad osakesed liikuma palju kiiremini kui üheski teises kihis. Väikese hulga prootonite ja elektronidega segatud neutronite liikumise kineetiline energia on nii suur, et pidevalt tekivad mitteelastsed osakeste kokkupõrked. Kokkupõrkeprotsessides sünnivad kõik tuumafüüsikas tuntud osakesed ja resonants, mida on üle tuhande. Suure tõenäosusega on suur number meile veel tundmatud osakesed.
Neutrontähe temperatuur
Neutrontähtede temperatuurid on suhteliselt kõrged. See on ootuspärane, arvestades nende tekkimist. Tähe olemasolu esimese 10–100 tuhande aasta jooksul langeb tuuma temperatuur mitmesaja miljoni kraadini. Seejärel saabub uus faas, mil tähe tuuma temperatuur elektromagnetkiirguse emissiooni tõttu aeglaselt langeb.Hüpoteesi neutrontähtede olemasolust esitasid astronoomid W. Baade ja F. Zwicky vahetult pärast neutroni avastamist aastal 1932. Kuid seda hüpoteesi kinnitasid vaatlused alles pärast pulsarite avastamist 1967. aastal.
Neutrontähed tekivad tavaliste tähtede gravitatsioonilise kokkuvarisemise tulemusena, mille mass on mitu korda suurem kui Päike. Neutrontähe tihedus on lähedane aatomituuma tihedusele, s.t. 100 miljonit korda suurem kui tavalise aine tihedus. Seetõttu on oma tohutu massiga neutrontähe raadius vaid ca. 10 km.
Neutrontähe väikese raadiuse tõttu on gravitatsioonijõud selle pinnal ülisuur: umbes 100 miljardit korda suurem kui Maal. Seda tähte hoiab kokkuvarisemise eest ära tiheda neutronaine "degeneratsioonirõhk", mis ei sõltu selle temperatuurist. Kui aga neutrontähe mass muutub suuremaks kui umbes 2 Päikese massi, siis gravitatsioon ületab selle rõhu ja täht ei pea kokkuvarisemisele vastu.
Neutrontähtedel on väga tugev magnetväli, ulatudes pinnal 10 12 -10 13 gaussi (võrdluseks: Maal on umbes 1 gauss). Neutrontähtedega seostatakse kahte erinevat tüüpi taevaobjekte.
Pulsarid
(raadio pulsarid). Need objektid kiirgavad rangelt regulaarselt raadiolainete impulsse. Kiirgusmehhanism pole lõpuni selge, kuid arvatakse, et pöörlev neutrontäht kiirgab oma magnetväljaga seotud suunas raadiokiirt, mille sümmeetriatelg ei ühti tähe pöörlemisteljega. Seetõttu põhjustab pöörlemine Maale perioodiliselt saadetava raadiokiire pöörlemise.
Röntgenikiirgus kahekordistub.
Pulseerivaid röntgenikiirgusallikaid seostatakse ka neutrontähtedega, mis on massiivse normaaltähega kaksiksüsteemi osa. Sellistes süsteemides langeb tavalise tähe pinnalt gaas neutrontähele, kiirendades tohutu kiiruseni. Neutrontähe pinda tabades vabastab gaas 10-30% oma puhkeenergiast, samas kui tuumareaktsioonides ei küüni see näitaja 1%ni. Kõrge temperatuurini kuumutatud neutrontähe pind muutub röntgenikiirguse allikaks. Gaasi langemine ei toimu aga ühtlaselt kogu pinnal: neutrontähe tugev magnetväli püüab langeva ioniseeritud gaasi kinni ja suunab selle magnetpoolustele, kus see langeb nagu lehtrisse. Seetõttu kuumenevad tugevalt ainult pooluste piirkonnad, mis pöörleval tähel muutuvad röntgenimpulsside allikateks. Sellise tähe raadioimpulsse enam ei saabu, kuna raadiolained neelduvad teda ümbritsevas gaasis.
Ühend.
Neutrontähe tihedus suureneb sügavusega. Vaid mõne sentimeetri paksuse atmosfäärikihi all on mitme meetri paksune vedel metallkest ja selle all kilomeetri paksune tahke maakoor. Koore aine meenutab tavalist metalli, kuid on palju tihedam. Maakoore välisosas on see peamiselt raud; neutronite osa selle koostises suureneb koos sügavusega. Kus tihedus ulatub u. 4Ch 10 11 g/cm 3, suureneb neutronite osakaal nii palju, et osa neist ei kuulu enam tuumadesse, vaid moodustavad pideva keskkonna. Seal näeb aine välja nagu neutronite ja elektronide "meri", mille vahele on pikitud aatomite tuumad. Ja tihedusega u. 2× 10 14 g/cm 3 (aatomituuma tihedus), üksikud tuumad kaovad üldse ja alles jääb pidev neutron "vedelik" koos prootonite ja elektronide seguga. Tõenäoliselt käituvad neutronid ja prootonid sel juhul ülivedeliku vedelikuna, sarnaselt vedela heeliumi ja ülijuhtivate metallidega maapealsetes laborites.
Piisavalt suure tiheduse korral hakkab tähe tasakaal lagunema neutroniseerimisprotsess täheaine. Nagu teada, kannab tuuma b - -lagunemise ajal osa energiast elektroni ja ülejäänu on neutriino. See koguenergia määrab b - -lagunemise ülemine energia. Juhul, kui Fermi energia ületab b - -lagunemise ülemise energia, muutub b - -lagunemisele vastupidine protsess väga tõenäoliseks: tuum neelab elektroni (elektronide püüdmine). Selliste protsesside jada tulemusena väheneb tähes elektronide kontsentratsioon, samuti väheneb degenereerunud elektrongaasi rõhk, mis hoiab tähte tasakaalus. See toob kaasa tähe edasise gravitatsioonilise kokkutõmbumise ja koos sellega degenereerunud elektrongaasi keskmise ja maksimaalse energia edasise suurenemise – suureneb elektronide kinnipüüdmise tõenäosus tuumade poolt. Lõpuks võib neutroneid koguneda nii palju, et täht koosneb peamiselt neutronitest. Selliseid tähti nimetatakse neutron. Neutronitähte ei saa koosneda ainult neutronitest, kuna neutronite prootoniteks muutumise vältimiseks on vaja elektrongaasi rõhku. Neutronitäht sisaldab väikest elektronide ja prootonite segu (umbes 1¸2%). Kuna neutronid ei koge Coulombi tõrjumist, on aine keskmine tihedus neutrontähe sees väga kõrge – ligikaudu sama, mis aatomituumades. Sellise tiheduse juures on päikese suurusjärgu massiga neutrontähe raadius ligikaudu 10 km. Mudelite teoreetilised arvutused näitavad, et neutrontähe massi ülempiir määratakse hinnanguvalemiga M pr "( 2-3)M Q .
Arvutused näitavad, et supernoova, mille M ~ 25M Q plahvatus jätab maha tiheda neutronite tuuma (neutronitähe), mille mass on ~ 1,6 M Q . Tähtedes jääkmassiga M > 1,4M Q, mis ei ole jõudnud supernoova staadiumisse, ei suuda ka degenereerunud elektrongaasi rõhk gravitatsioonijõude tasakaalustada ning täht kahaneb tuumatiheduse olekuni. Selle gravitatsioonilise kollapsi mehhanism on sama, mis supernoova plahvatuse korral. Rõhk ja temperatuur tähe sees saavutavad sellised väärtused, mille juures elektronid ja prootonid tunduvad olevat üksteisesse "pressitud" ja reaktsiooni tulemusena ( p + e - ®n + n e) pärast neutriinode väljutamist tekivad neutronid, mis võtavad enda alla palju väiksema faasimahu kui elektronid. Ilmub nn neutrontäht, mille tihedus ulatub 10 14 - 10 15 g/cm 3 . Neutrontähe iseloomulik suurus on 10–15 km. Mõnes mõttes on neutrontäht hiiglaslik aatomituum. Edasist gravitatsioonilist kokkutõmbumist takistab tuumaaine rõhk, mis tekib neutronite koosmõjul. See on ka degeneratsioonirõhk, nagu varem valge kääbuse puhul, kuid see on palju tihedama neutrongaasi degeneratsioonirõhk. See rõhk suudab hoida kuni 3,2 M Q massi
Kokkuvarisemise hetkel tekkivad neutriinod jahutavad neutrontähte üsna kiiresti. Teoreetiliste hinnangute kohaselt langeb selle temperatuur ~ 100 s jooksul 10 11 K-lt 10 9 K-ni. Lisaks väheneb jahutuskiirus mõnevõrra. Siiski on see astronoomilises mõttes üsna kõrge. Temperatuuri langus 10 9 K-lt 10 8 K-ni toimub 100 aastaga ja 10 6 K-ni miljoni aastaga. Neutrontähtede tuvastamine optiliste meetoditega on nende väiksuse ja madala temperatuuri tõttu üsna keeruline.
1967. aastal avastasid Hewish ja Bell Cambridge’i ülikoolis perioodilise elektromagnetilise kiirguse kosmilised allikad – pulsarid. Enamiku pulsarite impulsside kordusperioodid jäävad vahemikku 3,3·10-2 kuni 4,3 sekundit. Vastavalt kaasaegsed ideed, pulsarid on pöörlevad neutrontähed massiga 1–3M Q ja läbimõõduga 10–20 km. Ainult kompaktsed objektid, millel on neutrontähtede omadused, suudavad säilitada oma kuju ilma kokku kukkumata selliste pöörlemiskiiruste juures. Nurkmomendi ja magnetvälja säilimine neutrontähe moodustumisel põhjustab kiiresti pöörlevate tugeva magnetväljaga pulsarite sündi IN magn ~ 10 12 gaussi.
Arvatakse, et neutrontähel on magnetväli, mille telg ei lange kokku tähe pöörlemisteljega. Sel juhul libiseb tähe kiirgus (raadiolained ja nähtav valgus) üle Maa nagu majaka kiired. Kui kiir ületab Maa, registreeritakse impulss. Neutrontähe kiirgus tuleneb sellest, et laetud osakesed tähe pinnalt liiguvad mööda väljapoole. jõujooned magnetväli, kiirgab elektromagnetlaineid. See pulsari raadiokiirguse mehhanismi mudel, mille esmakordselt pakkus välja Gold, on näidatud joonisel fig. 9.6.
Riis. 9.6. Pulsari mudel.
Kui kiirguskiir tabab maist vaatlejat, tuvastab raadioteleskoop lühikesed raadiokiirguse impulsid perioodiga, mis on võrdne neutrontähe pöörlemisperioodiga. Impulsi kuju võib olla väga keeruline, mis on tingitud neutrontähe magnetosfääri geomeetriast ja on iseloomulik igale pulsarile. Pulsarite pöörlemisperioodid on rangelt konstantsed ja nende perioodide mõõtmistäpsus ulatub 14-kohalise numbrini.
Nüüd on avastatud pulsarid, mis on osa binaarsüsteemidest. Kui pulsar tiirleb ümber teise komponendi, siis tuleb jälgida pulsari perioodi variatsioone Doppleri efekti tõttu. Kui pulsar läheneb vaatlejale, siis raadioimpulsside salvestatud periood Doppleri efekti tõttu väheneb ja pulsari meist eemaldumisel selle periood pikeneb. Selle nähtuse põhjal avastati pulsarid, mis on osa kaksiktähtedest. Esimese avastatud pulsari PSR 1913 + 16 puhul, mis on osa binaarsüsteemist, oli tiirlemisperiood 7 tundi 45 minutit. Pulsar PSR 1913 + 16 õige pöördeperiood on 59 ms.
Pulsari kiirgus peaks kaasa tooma neutrontähe pöörlemiskiiruse vähenemise. See efekt on samuti leitud. Neutrontäht, mis on osa kaksiksüsteemist, võib olla ka intensiivse röntgenikiirguse allikas. 1,4 M Q massi ja 16 km raadiusega neutrontähe struktuur on näidatud joonisel fig. 9.7 .
I - õhuke väliskiht tihedalt pakitud aatomitest. II ja III piirkonnas paiknevad tuumad kehakeskse kuupvõre kujul. IV piirkond koosneb peamiselt neutronitest. Piirkonnas V võib aine koosneda pionitest ja hüperonitest, mis moodustavad neutrontähe hadroonilise tuuma. Praegu täpsustatakse neutrontähe struktuuri üksikasju.
