2004. december 27-én a gamma-sugárzás kitörése érkezett hozzánk Naprendszer SGR 1806-20-ból (a művész nézetében ábrázolva). A robbanás olyan erős volt, hogy több mint 50 000 fényévnyire érintette a Föld légkörét.
neutroncsillag - kozmikus test, amely az evolúció egyik lehetséges eredménye, főként egy neutronmagból áll, amelyet egy viszonylag vékony (~1 km) anyagkéreg borít, nehéz atommagok és elektronok formájában. A neutroncsillagok tömege a tömeghez mérhető, de a neutroncsillagok tipikus sugara mindössze 10-20 kilométer. Ezért egy ilyen tárgy anyagának átlagos sűrűsége többszöröse az atommag sűrűségének (ami nehéz magokátlagosan 2,8 10 17 kg/m³). A neutroncsillag további gravitációs összehúzódását a nukleáris anyag nyomása akadályozza meg, amely a neutronok kölcsönhatása miatt keletkezik.
Sok neutroncsillag rendkívül nagy forgási sebességgel rendelkezik – akár ezer fordulat/másodperc. A neutroncsillagok csillagok robbanásából jönnek létre.
A legtöbb megbízhatóan mért tömegű neutroncsillag tömege 1,3-1,5 naptömeg, ami közel áll a Chandrasekhar határértékéhez. Elméletileg a 0,1-2,5 naptömegű neutroncsillagok elfogadhatók, de a felső tömeghatár értéke jelenleg nagyon pontatlanul ismert. A legnagyobb tömegű ismert neutroncsillagok a Vela X-1 (tömegük 1σ szinten legalább 1,88 ± 0,13 naptömeg, ami α≈34%-os szignifikanciaszintnek felel meg), a PSR J1614-2230ruen (tömegbecsléssel). 1,97 ± 0,04 napenergia), és PSR J0348+0432ruen (2,01 ± 0,04 napenergia becsült tömeggel). A neutroncsillagokban a gravitációt a degenerált neutrongáz nyomása egyensúlyozza ki, a neutroncsillag tömegének maximális értékét az Oppenheimer-Volkov határérték adja, melynek számértéke a (még kevéssé ismert) állapotegyenlettől függ. az anyag a csillag magjában. Elméleti előfeltételei vannak annak, hogy a sűrűség még nagyobb növekedésével a neutroncsillagok kvarkká alakuljanak át.
A neutroncsillag szerkezete.
A neutroncsillagok felületén a mágneses tér eléri a 10 12 -10 13 gauss értéket (összehasonlításképpen a Földnek kb. 1 gaussa van), a neutroncsillagok magnetoszférájában zajló folyamatok felelősek a pulzárok rádiósugárzásáért. . Az 1990-es évek óta néhány neutroncsillagot magnetárként azonosítottak – olyan csillagok, amelyek mágneses mezője 10 14 G vagy annál nagyobb. Az ilyen mágneses mezők (amelyek meghaladják a 4,414 10 13 G „kritikus” értéket, amelynél a mágneses térrel rendelkező elektron kölcsönhatási energiája meghaladja a nyugalmi energiáját mec²) minőségileg új fizikát vezetnek be, mivel sajátos relativisztikus hatások, a fizikai vákuum polarizációja. stb. jelentőssé válnak.
2012-re körülbelül 2000 neutroncsillagot fedeztek fel. Körülbelül 90%-uk egyedülálló. A miénkben összesen 10 8 -10 9 neutroncsillag létezhet, vagyis valahol egy ezrelék közönséges csillag körül. A neutroncsillagokat nagy sebesség (általában több száz km/s) jellemzi. A felhőanyag akkréciója következtében ebben a helyzetben egy neutroncsillag látható különböző spektrális tartományokban, beleértve az optikait is, amely a kisugárzott energia körülbelül 0,003%-át teszi ki (ez 10 magnitúdónak felel meg).
A fény gravitációs eltérítése (a fény relativisztikus eltérítése miatt a felület több mint fele látható)
A neutroncsillagok azon kevés kozmikus objektumok egyike, amelyeket elméletileg a megfigyelők felfedezése előtt megjósoltak.
1933-ban Walter Baade és Fritz Zwicky csillagászok azt javasolták, hogy egy szupernóva-robbanás során neutroncsillag keletkezhet. Az akkori elméleti számítások azt mutatták, hogy a neutroncsillagok sugárzása túl gyenge, és lehetetlen észlelni. A neutroncsillagok iránti érdeklődés megnőtt az 1960-as években, amikor a röntgencsillagászat kezdett fejlődni, mivel az elmélet azt jósolta, hogy hősugárzásuk maximuma a lágy röntgentartományban jelentkezik. A rádiós megfigyelések során azonban váratlanul felfedezték őket. 1967-ben Jocelyn Bell, E. Hewish végzős hallgatója olyan tárgyakat fedezett fel, amelyek szabályos rádióhullám-impulzusokat bocsátanak ki. Ezt a jelenséget egy gyorsan forgó tárgy - egyfajta "kozmikus jeladó" - rádiósugár szűk iránya magyarázta. De minden hétköznapi csillag összeomlana ilyen nagy forgási sebesség mellett. Csak a neutroncsillagok voltak alkalmasak az ilyen jeladók szerepére. A PSR B1919+21 pulzár az első felfedezett neutroncsillag.
A neutroncsillag és a környező anyag kölcsönhatását két fő paraméter és ennek következtében megfigyelhető megnyilvánulásaik határozzák meg: a forgási periódus (sebesség) és a mágneses tér nagysága. Idővel a csillag elhasználja forgási energiáját, és forgása lelassul. A mágneses tér is gyengül. Emiatt egy neutroncsillag élete során megváltoztathatja típusát. Az alábbiakban a neutroncsillagok nómenklatúrája található a forgási sebesség csökkenő sorrendjében, V.M. monográfiája szerint. Lipunov. Mivel a pulzáros magnetoszférák elmélete még fejlesztés alatt áll, léteznek alternatív elméleti modellek.
Erős mágneses mezők és rövid forgási idő. A magnetoszféra legegyszerűbb modelljében a mágneses tér mereven, azaz a neutroncsillag testével megegyező szögsebességgel forog. Egy bizonyos sugáron a mező lineáris forgási sebessége megközelíti a fénysebességet. Ezt a sugarat "a fényhenger sugarának" nevezik. Ezen a sugáron túl a szokásos dipólustér nem létezhet, ezért a térerősség vonalak ezen a ponton elszakadnak. A mágneses erővonalak mentén mozgó töltött részecskék az ilyen sziklákon keresztül elhagyhatják a neutroncsillagot, és elrepülhetnek a csillagközi térbe. Egy ilyen típusú neutroncsillag "kilövell" (a francia éjeter szóból - kilövell, lökdösni) relativisztikus töltésű részecskéket, amelyek a rádió tartományában sugároznak ki. A kilökőket rádiópulzárként figyeljük meg.
Propeller
A forgási sebesség már elégtelen a részecske kilökéséhez, így egy ilyen csillag nem lehet rádiópulzár. A forgási sebesség azonban továbbra is nagy, és a neutroncsillagot körülvevő mágneses tér által befogott anyag nem tud leesni, vagyis az anyag akkréciója nem történik meg. Az ilyen típusú neutroncsillagoknak gyakorlatilag nincs megfigyelhető megnyilvánulása, és rosszul tanulmányozták őket.
Accretor (röntgen-pulzár)
A forgási sebesség olyan szintre csökken, hogy most már semmi sem akadályozza meg, hogy az anyag egy ilyen neutroncsillagra essen. A zuhanó anyag, már plazmaállapotban, a mágneses tér vonalai mentén mozog, és a pólusok tartományában a neutroncsillag testének szilárd felületét érinti, akár több tízmillió fokot is felmelegítve. Az ilyen magas hőmérsékletre hevített anyag fényesen világít a röntgensugár tartományában. Az a terület, ahol a beeső anyag a neutroncsillag testének felületével ütközik, nagyon kicsi - csak körülbelül 100 méter. Ez a forró pont a csillag forgása miatt időszakonként eltűnik a látómezőből, és a röntgensugarak rendszeres pulzálása figyelhető meg. Az ilyen objektumokat röntgenpulzároknak nevezzük.
Georotator
Az ilyen neutroncsillagok forgási sebessége alacsony, és nem akadályozza meg az akkréciót. De a magnetoszféra méretei olyanok, hogy a plazmát a mágneses tér leállítja, mielőtt a gravitáció befogná. Hasonló mechanizmus működik a Föld magnetoszférájában is, ezért kapta a nevét az ilyen típusú neutroncsillagok.
Magnetar
Kivételesen erős (10 11 T-ig) mágneses térrel rendelkező neutroncsillag. Elméletileg a magnetárok létezését 1992-ben jósolták meg, és valódi létezésükre az első bizonyítékot 1998-ban szerezték meg, amikor egy erőteljes gamma- és röntgensugárzás az SGR 1900+14 forrásból az Aquila csillagképben. A magnetárok élettartama körülbelül 1 000 000 év. A mágnesek a legerősebb mágneses mezővel rendelkeznek.
A mágnesek a neutroncsillagok rosszul ismert típusa, mivel kevesen vannak elég közel a Földhöz. A mágnesek átmérője körülbelül 20-30 km, de többségük tömege meghaladja a Nap tömegét. A magnetár annyira össze van nyomva, hogy egy borsó tömege meghaladja a 100 millió tonnát. A legtöbb ismert magnetár nagyon gyorsan forog, másodpercenként legalább néhány fordulatot a tengely körül. Röntgensugárzáshoz közeli gamma-sugárzásban figyelhetők meg, nem bocsátanak ki rádiósugárzást. Életciklus A magnetar elég rövid. Erős mágneses terük körülbelül 10 000 év után eltűnik, ezután megszűnik tevékenységük és röntgensugárzásuk. Az egyik feltételezés szerint akár 30 millió magnetár is kialakulhatott galaxisunkban annak teljes fennállása alatt. A mágnesek körülbelül 40 M☉ kezdeti tömegű hatalmas csillagokból jönnek létre.
A magnetár felületén kialakuló lökések hatalmas kilengéseket okoznak a csillagban; az őket kísérő mágneses mező ingadozása gyakran hatalmas gamma-kitörésekhez vezet, amelyeket 1979-ben, 1998-ban és 2004-ben rögzítettek a Földön.
2007 májusáig tizenkét magnetár volt ismert, és további három jelölt várt megerősítésre. Példák ismert magnetárokra:
SGR 1806-20, a Földtől 50 000 fényévre található ellenkező oldal galaxisunk Tejút a Nyilas csillagképben.
SGR 1900+14, 20 000 fényév távolságra, az Aquila csillagképben található. Az alacsony emissziós időszak hosszú időszaka után (jelentős robbanások csak 1979-ben és 1993-ban) 1998 május-augusztusában felerősödtek, és az 1998. augusztus 27-én észlelt robbanás elég erős volt ahhoz, hogy a NEAR Shoemaker űrszondát kikapcsolásra kényszerítse. megakadályozza a károsodást. 2008. május 29-én a NASA Spitzer teleszkópja anyaggyűrűket észlelt e magnetár körül. Úgy gondolják, hogy ez a gyűrű az 1998-ban megfigyelt robbanás során keletkezett.
Az 1E 1048.1-5937 egy rendellenes röntgenpulzár, amely 9000 fényévnyire található a Carina csillagképben. A csillag, amelyből a magnetár keletkezett, tömege 30-40-szer nagyobb volt, mint a Napé.
A teljes listát a magnetárok katalógusa tartalmazza.
2008 szeptemberétől az ESO egy eredetileg magnetárnak gondolt tárgy azonosítását jelentette, a SWIFT J195509+261406; eredetileg gamma-kitörésekkel azonosították (GRB 070610)
NEUTRON CSILLAG
többnyire neutronokból álló csillag. A neutron egy semleges szubatomi részecske, az anyag egyik fő alkotóeleme. A neutroncsillagok létezésének hipotézisét W. Baade és F. Zwicky csillagászok terjesztették fel közvetlenül a neutron 1932-es felfedezése után. Ezt a hipotézist azonban csak a pulzárok 1967-es felfedezése után erősítették meg a megfigyelések.
Lásd még PULZÁR. A neutroncsillagok a Nap tömegénél többszörös tömegű normál csillagok gravitációs összeomlása következtében jönnek létre. A neutroncsillag sűrűsége közel áll az atommag sűrűségéhez, azaz. 100 milliószor nagyobb, mint a közönséges anyag sűrűsége. Ezért egy neutroncsillag hatalmas tömegével mindössze kb. 10 km. A neutroncsillag kis sugara miatt rendkívül nagy a gravitációs erő a felszínén: körülbelül 100 milliárdszor nagyobb, mint a Földön. Ezt a csillagot a sűrű neutronanyag "degenerációs nyomása" tartja meg az összeomlástól, amely nem függ a hőmérsékletétől. Ha azonban egy neutroncsillag tömege több lesz, mint körülbelül 2 naptömeg, akkor a gravitáció meghaladja ezt a nyomást, és a csillag nem fogja tudni ellenállni az összeomlásnak.
Lásd még GRAVITÁCIÓS ÖSSZEFÜGGÉS. A neutroncsillagok nagyon erős mágneses mezővel rendelkeznek, elérik a 10 12-10 13 gaussot a felszínen (összehasonlításképpen: a Földön kb. 1 gauss). VAL VEL neutroncsillagok két különböző típusú égi objektumot köt össze.
Pulzárok (rádiópulzárok). Ezek a tárgyak szigorúan rendszeresen rádióhullám-impulzusokat bocsátanak ki. A sugárzási mechanizmus nem teljesen tisztázott, de úgy gondolják, hogy egy forgó neutroncsillag a mágneses teréhez tartozó irányban rádiósugarat bocsát ki, amelynek szimmetriatengelye nem esik egybe a csillag forgástengelyével. Ezért a forgás a Földre időszakosan küldött rádiósugár elfordulását okozza.
A röntgen megduplázódik. A pulzáló röntgensugárforrások olyan neutroncsillagokhoz is kapcsolódnak, amelyek egy masszív normálcsillag kettős rendszerének részét képezik. Az ilyen rendszerekben a normál csillag felszínéről származó gáz egy neutroncsillagra esik, és óriási sebességre gyorsul. A neutroncsillag felszínének ütközésekor a gáz nyugalmi energiájának 10-30%-át szabadítja fel, míg a magreakciókban ez az arány még az 1%-ot sem éri el. A neutroncsillag magas hőmérsékletre hevített felülete röntgensugarak forrásává válik. A gázhullás azonban nem egyenletesen megy végbe a teljes felületen: a neutroncsillag erős mágneses tere felfogja a beeső ionizált gázt és a felé irányítja. mágneses pólusok, ahova esik, mint egy tölcsérben. Ezért csak a pólusok tartományai melegednek fel erősen, amelyek egy forgó csillagon röntgenimpulzusok forrásaivá válnak. Egy ilyen csillagtól már nem érkeznek rádióimpulzusok, mivel a rádióhullámok elnyelődnek az őt körülvevő gázban.
Összetett. A neutroncsillagok sűrűsége a mélységgel nő. A mindössze néhány centiméter vastag légköri réteg alatt több méter vastag folyékony fémhéj található, alatta pedig egy kilométer vastag szilárd kéreg. A kéreg anyaga a közönséges fémhez hasonlít, de sokkal sűrűbb. A kéreg külső részén főleg vas; összetételében a neutronok aránya a mélységgel nő. Ahol a sűrűség eléri kb. 4*10 11 g/cm3, a neutronok frakciója annyira megnő, hogy egy részük már nem része az atommagoknak, hanem folytonos közeget alkot. Ott az anyag úgy néz ki, mint egy neutronok és elektronok "tengere", amelyben az atommagok egymásba fonódnak. És kb. 2*10 14 g/cm3 (az atommag sűrűsége), az egyes magok teljesen eltűnnek, és egy folytonos neutron "folyadék" marad protonok és elektronok keverékével. Valószínűleg ebben az esetben a neutronok és a protonok szuperfolyékony folyadékként viselkednek, hasonlóan a folyékony héliumhoz és a szupravezető fémekhez a földi laboratóriumokban.
Még többel nagy sűrűségűek neutroncsillagban az anyag legszokatlanabb formái jönnek létre. Lehet, hogy a neutronok és protonok még kisebb részecskékre – kvarkokra – bomlanak; az is lehetséges, hogy sok pi-mezon keletkezik, amelyek az úgynevezett pionkondenzátumot alkotják.
Lásd még
RÉSZECSKÉSZELEM;
SZUPERVEZETÉS ;
SZUPRA FOLYÉKONYSÁG.
IRODALOM
Dyson F., Ter Haar D. Neutroncsillagok és pulzárok. M., 1973 Lipunov V.M. A neutroncsillagok asztrofizikája. M., 1987
Collier Encyclopedia. - Nyílt társadalom. 2000 .
Nézze meg, mi a "NEUTRON STAR" más szótárakban:
NEUTRON CSILLAG, nagyon kicsi, nagy sűrűségű csillag, amely NEUTRONOKBÓL áll. Ez sok csillag evolúciójának utolsó szakasza. A neutroncsillagok akkor jönnek létre, amikor egy hatalmas csillag SUPERNOVAként kitör, felrobbanva a... ... Tudományos és műszaki enciklopédikus szótár
Csillag, amelynek anyaga az elméleti elképzelések szerint főként neutronokból áll. Az anyag neutronizálása egy csillag gravitációs összeomlásához kapcsolódik, miután a nukleáris üzemanyag kimerült benne. A neutroncsillagok átlagos sűrűsége 2,1017… Nagy enciklopédikus szótár
A neutroncsillag szerkezete. A neutroncsillag egy csillagászati tárgy, amely az egyik végtermék... Wikipédia
Csillag, amelynek anyaga az elméleti elképzelések szerint főként neutronokból áll. Egy ilyen csillag átlagos sűrűsége 2·1017 kg/m3 Neutroncsillag, átlagos sugara 20 km. Impulzusos rádiósugárzással észlelték, lásd: Pulzárok... Csillagászati szótár
Csillag, amelynek anyaga az elméleti elképzelések szerint főként neutronokból áll. Az anyag neutronizálása egy csillag gravitációs összeomlásához kapcsolódik, miután a nukleáris üzemanyag kimerült benne. Egy neutroncsillag átlagos sűrűsége ...... enciklopédikus szótár
Hidrosztatikailag egyensúlyi csillag, amelyben a raj főből áll. neutronoktól. A gravitáció során a protonok neutronná alakulásának eredményeként jön létre. összeomlanak a kellően nagy tömegű (többször nagyobb tömegű csillagok evolúciójának végső szakaszában, mint ... Természettudomány. enciklopédikus szótár
neutroncsillag- a csillagok evolúciójának egyik szakasza, amikor a gravitációs összeomlás következtében olyan kis méretűre zsugorodik (gömb sugara 10 20 km), hogy az elektronok az atommagokba préselődnek és töltésüket semlegesítik, minden a csillagból ...... A modern természettudomány kezdetei
Culver Neutron csillag. Az Egyesült Államok Pennsylvania Állami Egyeteme és a Kanadai McGill Egyetem csillagászai fedezték fel az Ursa Minor csillagképben. A csillag jellegzetességeit tekintve szokatlan, és nem hasonlít a többi ... ... Wikipédiához
- (angol futócsillag) olyan csillag, amely a környező csillagközi közeghez képest abnormálisan nagy sebességgel mozog. Egy ilyen csillag megfelelő mozgását gyakran pontosan a csillagtársítással jelzik, amelynek tagja ... ... Wikipédia
Wolf Rayet csillagának művészi ábrázolása A Wolf Rayet csillagai a csillagok egy osztálya, amelyeket nagyon magas hőmérséklet és fényerő jellemez; A Wolf Rayet csillagok a spektrumban széles hidrogénemissziós sáv jelenlétében különböznek a többi forró csillagtól ... Wikipédia
Neutroncsillag koncepció
A neutroncsillagok fogalma nem új keletű: létezésük lehetőségére az első felvetést a kaliforniai Fritz Zwicky és Walter Baarde tehetséges csillagászok tették 1934-ben. (Valamivel korábban, 1932-ben a neutroncsillagok létezésének lehetőségét a híres szovjet tudós, L. D. Landau jósolta meg.) Az 1930-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 nagy tömegű összehúzódó csillag fejlődésének végső szakaszát. Mivel nagyjából egy időben derült ki a szupernóvák szerepe és jelentősége, felmerült, hogy egy neutroncsillag egy szupernóva-robbanás maradványa lehet. Sajnos a második világháború kitörésével a tudósok figyelme a katonai igényekre és ezeknek az új, ill. a legmagasabb fokozat titokzatos tárgyakat felfüggesztették. Aztán az 50-es években a neutroncsillagok tanulmányozását pusztán elméletileg folytatták, hogy megállapítsák, relevánsak-e a születés problémája. kémiai elemek a csillagok központi tartományaiban.továbbra is az egyetlen asztrofizikai objektum, amelynek létezését és tulajdonságait jóval a felfedezésük előtt megjósolták.
Az 1960-as évek elején a kozmikus röntgenforrások felfedezése nagymértékben ösztönözte azokat, akik a neutroncsillagokat az égi röntgensugár lehetséges forrásának tekintették. 1967 végére az égi objektumok új osztályát, a pulzárokat fedezték fel, ami megzavarta a tudósokat. Ez a felfedezés volt a legtöbb fontos esemény a neutroncsillagok vizsgálatában, mivel ismét felvetette a kozmikus röntgensugárzás eredetének kérdését. Ha már a neutroncsillagokról beszélünk, akkor szem előtt kell tartani, hogy azok fizikai jellemzők elméletileg és nagyon hipotetikusan megállapított, mivel az ezekben a testekben fennálló fizikai feltételek laboratóriumi kísérletekkel nem reprodukálhatók.
A neutroncsillagok tulajdonságai
A gravitációs erők döntő szerepet játszanak a neutroncsillagok tulajdonságaiban. Különféle becslések szerint a neutroncsillagok átmérője 10-200 km. Ez a kozmikus fogalmak szerint jelentéktelen kötet pedig olyan mennyiségű anyaggal van "tömve", égi test, hasonló a Naphoz, átmérője körülbelül 1,5 millió km, tömegében pedig csaknem harmadmilliószor nehezebb, mint a Föld! Ennek az anyagkoncentrációnak a természetes következménye a neutroncsillagok 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 millió km-t. millió gauss, míg a Földön 1 gauss. Neutroncsillag sugara körülbelül 15 km-t kell megtenni, és a tömeg körülbelül 0,6-0,7 naptömeg. A külső réteg egy ritkított elektronból és magplazmából álló magnetoszféra, amelyen áthatol a csillag erős mágneses tere. Itt születnek a rádiójelek, amelyek fémjel pulzárok. A mágneses erővonalak mentén spirálisan mozgó ultragyorsan töltött részecskék különféle sugárzást váltanak ki. Egyes esetekben a sugárzás az elektromágneses spektrum rádiótartományában fordul elő, másokban - magas frekvenciájú sugárzás.A neutroncsillag 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 következő külső réteg fém tulajdonságaival rendelkezik. Ez a "szuperkemény" anyagréteg kristályos formában van. A kristályok atommagokból állnak atomtömeg 26 - 39 és 58 - 133. Ezek a kristályok rendkívül kicsik: 1 cm-es távolság lefedéséhez körülbelül 10 milliárd kristályt kell egy sorban sorba rendezni. 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. Egy neutroncsillag mélyebbre hatolva elérjük a negyedik réteget, miközben a sűrűség enyhén - körülbelül ötszörösére - nő. Ennek ellenére ekkora sűrűség mellett 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 egy elektronokkal és protonokkal "szennyezett" neutronfolyadéknak tekinthető. Ez alatt a réteg alatt található egy neutroncsillag magja. Itt a sűrűség körülbelül 1,5-szer nagyobb, mint a fedőrétegben. És mégis, még ez a kis sűrűségnövekedés is azt okozza, hogy a részecskék a magban sokkal gyorsabban mozognak, mint bármely más rétegben. A kis mennyiségű protonnal és elektronnal kevert neutronok mozgásának kinetikus energiája olyan nagy, hogy állandóan rugalmatlan részecskék ütköznek. Az ütközési folyamatokban minden, a magfizikában ismert részecske és rezonancia megszületik, amelyekből ezernél is több van. Minden valószínűség szerint van nagy szám számunkra még nem ismert részecskék.
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. Aztán jön egy új szakasz, amikor a csillag magjának hőmérséklete az elektromágneses sugárzás miatt lassan csökken.A neutroncsillagok létezésének hipotézisét W. Baade és F. Zwicky csillagászok terjesztették fel közvetlenül a neutron 1932-es felfedezése után. Ezt a hipotézist azonban csak a pulzárok 1967-es felfedezése után erősítették meg a megfigyelések.
A neutroncsillagok a Nap tömegénél többszörös tömegű normál csillagok gravitációs összeomlása következtében jönnek létre. A neutroncsillag sűrűsége közel áll az atommag sűrűségéhez, azaz. 100 milliószor nagyobb, mint a közönséges anyag sűrűsége. Ezért egy neutroncsillag hatalmas tömegével mindössze kb. 10 km.
A neutroncsillag kis sugara miatt rendkívül nagy a gravitációs erő a felszínén: körülbelül 100 milliárdszor nagyobb, mint a Földön. Ezt a csillagot a sűrű neutronanyag „degenerációs nyomása” tartja meg az összeomlástól, amely nem függ a hőmérsékletétől. Ha azonban a neutroncsillag tömege nagyobb lesz, mint körülbelül 2 naptömeg, akkor a gravitáció meghaladja ezt a nyomást, és a csillag nem fogja tudni ellenállni az összeomlásnak.
A neutroncsillagok nagyon erős mágneses mezővel rendelkeznek, elérik a 10 12 -10 13 gaussot a felszínen (összehasonlításképpen: a Földön kb. 1 gauss). A neutroncsillagokhoz két különböző típusú égitest kapcsolódik.
Pulzárok
(rádiópulzárok). Ezek a tárgyak szigorúan rendszeresen rádióhullám-impulzusokat bocsátanak ki. A sugárzási mechanizmus nem teljesen tisztázott, de úgy gondolják, hogy egy forgó neutroncsillag a mágneses teréhez tartozó irányban rádiósugarat bocsát ki, amelynek szimmetriatengelye nem esik egybe a csillag forgástengelyével. Ezért a forgás a Földre időszakosan küldött rádiósugár elfordulását okozza.
A röntgen megduplázódik.
A pulzáló röntgensugárforrások olyan neutroncsillagokhoz is kapcsolódnak, amelyek egy masszív normálcsillag kettős rendszerének részét képezik. Az ilyen rendszerekben a normál csillag felszínéről származó gáz egy neutroncsillagra esik, és óriási sebességre gyorsul. A neutroncsillag felszínének ütközésekor a gáz nyugalmi energiájának 10-30%-át szabadítja fel, míg a magreakciókban ez az arány még az 1%-ot sem éri el. A neutroncsillag magas hőmérsékletre hevített felülete röntgensugarak forrásává válik. A gázhullás azonban nem egyenletesen megy végbe a teljes felületen: a neutroncsillag erős mágneses tere felfogja a lehulló ionizált gázt, és a mágneses pólusokra irányítja, ahol tölcsérszerűen esik. Ezért csak a pólusok tartományai melegednek fel erősen, amelyek egy forgó csillagon röntgenimpulzusok forrásaivá válnak. Egy ilyen csillagtól már nem érkeznek rádióimpulzusok, mivel a rádióhullámok elnyelődnek az őt körülvevő gázban.
Összetett.
A neutroncsillagok sűrűsége a mélységgel nő. A mindössze néhány centiméter vastag légköri réteg alatt több méter vastag folyékony fémhéj található, alatta pedig egy kilométer vastag szilárd kéreg. A kéreg anyaga a közönséges fémhez hasonlít, de sokkal sűrűbb. A kéreg külső részén főleg vas; összetételében a neutronok aránya a mélységgel nő. Ahol a sűrűség eléri kb. 4Ch 10 11 g/cm 3 , a neutronok aránya annyira megnő, hogy egy részük már nem része az atommagoknak, hanem folytonos közeget alkot. Ott az anyag úgy néz ki, mint egy neutronok és elektronok "tengere", amelyben az atommagok egymásba fonódnak. És kb. 2× 10 14 g/cm 3 (az atommag sűrűsége), az egyes magok teljesen eltűnnek, és egy folytonos neutron "folyadék" marad protonok és elektronok keverékével. Valószínűleg ebben az esetben a neutronok és a protonok szuperfolyékony folyadékként viselkednek, hasonlóan a folyékony héliumhoz és a szupravezető fémekhez a földi laboratóriumokban.
Megfelelően nagy sűrűségnél a csillag egyensúlyi állapota elkezd felbomlani neutronizációs folyamat csillaganyag. Mint ismeretes, az atommag b - -bomlása során az energia egy részét egy elektron viszi el, a többit pedig egy neutrínó. Ez a teljes energia határozza meg b - -bomlás felső energiája. Abban az esetben, ha a Fermi-energia meghaladja a b - -bomlás felső energiáját, akkor nagyon valószínűvé válik a b - -bomlással ellentétes folyamat: az atommag elektront nyel el (elektronbefogás). Az ilyen folyamatok sorozata következtében a csillagban csökken az elektronok koncentrációja, és csökken a csillagot egyensúlyban tartó, degenerált elektrongáz nyomása is. Ez a csillag további gravitációs összehúzódásához, és ezzel együtt a degenerált elektrongáz átlagos és maximális energiájának további növekedéséhez vezet - az atommagok elektronbefogásának valószínűsége nő. A végén a neutronok annyira felhalmozódhatnak, hogy a csillag főleg neutronokból áll majd. Az ilyen csillagokat hívják neutron. Egy neutroncsillag nem állhat önmagában neutronokból, mivel az elektrongáz nyomása szükséges ahhoz, hogy a neutronok protonná váljanak. A neutroncsillagok kis mennyiségben (körülbelül 1¸2%) elektronok és protonok keverékét tartalmazzák. Tekintettel arra, hogy a neutronok nem tapasztalnak Coulomb-taszítást, a neutroncsillagok átlagos anyagsűrűsége nagyon magas - megközelítőleg megegyezik az atommagokéval. Ennél a sűrűségnél a Naphoz hasonló tömegű neutroncsillag sugara körülbelül 10 km. A modelleken végzett elméleti számítások azt mutatják, hogy a neutroncsillag tömegének felső határát a becslési képlet határozza meg M pr "( 2-3)M Q .
A számítások azt mutatják, hogy egy M ~ 25M Q szupernóva robbanása körülbelül 1,6 M Q tömegű sűrű neutronmagot (neutroncsillagot) hagy. Az M > 1,4 M Q maradéktömegű csillagokban, amelyek nem érték el a szupernóva-stádiumot, a degenerált elektrongáz nyomása sem képes egyensúlyba hozni a gravitációs erőket, és a csillag a magsűrűség állapotára zsugorodik. Ennek a gravitációs összeomlásnak a mechanizmusa ugyanaz, mint egy szupernóva-robbanásnál. A csillag belsejében a nyomás és a hőmérséklet olyan értékeket ér el, amelyeknél az elektronok és a protonok egymásba „préselődnek”, és a reakció eredményeként ( p + e - ®n + n e) a neutrínók kilökődése 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 összehúzódást a nukleáris anyag nyomása akadályozza meg, amely a neutronok kölcsönhatása miatt keletkezik. Ez egyben a degenerációs nyomás is, mint korábban a fehér törpe esetében, de egy sokkal sűrűbb neutrongáz degenerációs nyomása. Ez a nyomás akár 3,2 M Q tömeget is képes megtartani
Az összeomlás pillanatában keletkező neutrínók meglehetősen gyorsan lehűtik a neutroncsillagot. Elméleti becslések szerint hőmérséklete 10 11-ről 10 9 K-re csökken ~ 100 s alatt. Továbbá a lehűlés sebessége valamelyest csökken. Csillagászati szempontból azonban meglehetősen magas. A hőmérséklet csökkenése 10 9 K-ről 10 8 K-ra 100 év alatt, 10 6 K-ra pedig egymillió év alatt következik be. 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. Alapján modern ötletek, a pulzárok forgó neutroncsillagok, amelyek tömege 1-3M Q 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 megmaradása a neutroncsillag kialakulása során gyorsan forgó, erős mágneses térrel rendelkező pulzárok megszületéséhez vezet. BAN BEN magn ~ 10 12 gauss.
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) úgy siklik a Földön, mint egy jeladó sugarai. Amikor a sugár keresztezi a Földet, impulzus jön létre. A neutroncsillag sugárzása abból adódik, hogy a töltött részecskék a csillag felszínéről kifelé mozognak. erővonalak mágneses tér, elektromágneses hullámokat bocsát ki. A pulzár rádiókibocsátási mechanizmusának ezt a modelljét, amelyet először Gold javasolt, az ábra mutatja. 9.6.
Rizs. 9.6. Pulsar modell.
Ha a sugárnyaláb földi megfigyelőt ér, akkor a rádióteleszkóp a neutroncsillag forgási periódusával megegyező periódusú rádiósugárzás rövid impulzusait érzékeli. Az impulzus alakja nagyon összetett lehet, ami a neutroncsillagok magnetoszférájának geometriájából adódik, és minden egyes pulzárra jellemző. A pulzárok forgási periódusai szigorúan állandóak, és ezen periódusok mérési pontossága eléri a 14 számjegyet.
A bináris rendszerek részét képező pulzárokat most fedezték fel. Ha a pulzár a második komponens körül kering, akkor a pulzár periódusában a Doppler-effektus miatti 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 kettőscsillagok 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 megfelelő forgási ideje 59 ms.
A pulzár sugárzásának a neutroncsillag forgási sebességének csökkenéséhez kell vezetnie. Ezt a hatást is találták. A neutroncsillag, amely egy kettős rendszer része, szintén intenzív röntgensugárzás forrása lehet. Az 1,4 M Q tömegű és 16 km sugarú neutroncsillag szerkezetét az 1. ábra mutatja. 9.7 .
I - sűrűn csomagolt atomok vékony külső rétege. 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. Egy neutroncsillag szerkezetének egyedi részleteit jelenleg pontosítják.
