2004. gada 27. decembris, gamma staru uzliesmojums, kas ieradās pie mums Saules sistēma no SGR 1806-20 (attēlots mākslinieka skatījumā). Sprādziens bija tik spēcīgs, ka tas ietekmēja Zemes atmosfēru vairāk nekā 50 000 gaismas gadu attālumā.
neitronu zvaigzne - kosmiskais ķermenis, kas ir viens no iespējamiem evolūcijas rezultātiem, kas sastāv galvenokārt no neitronu kodola, kas pārklāts ar samērā plānu (∼1 km) vielas garozu smago atomu kodolu un elektronu veidā. Neitronu zvaigžņu masas ir salīdzināmas ar masu, bet tipiskais neitronu zvaigznes rādiuss ir tikai 10-20 kilometri. Tāpēc šāda objekta vielas vidējais blīvums ir vairākas reizes lielāks par atoma kodola blīvumu (kas smagie kodoli vidēji 2,8 10 17 kg/m³). Tālāku neitronu zvaigznes gravitācijas kontrakciju novērš kodolvielas spiediens, kas rodas neitronu mijiedarbības dēļ.
Daudzām neitronu zvaigznēm ir ārkārtīgi liels rotācijas ātrums – līdz tūkstoš apgriezieniem sekundē. Neitronu zvaigznes rodas zvaigžņu sprādzieniem.
Lielākajai daļai neitronu zvaigžņu masas ar ticami izmērītām masām ir 1,3–1,5 Saules masas, kas ir tuvu Čandrasekharas robežas vērtībai. Teorētiski ir pieņemamas neitronu zvaigznes, kuru masa ir no 0,1 līdz aptuveni 2,5 Saules masām, taču masas augšējās robežas vērtība šobrīd ir zināma ļoti neprecīzi. Vismasīvākās zināmās neitronu zvaigznes ir Vela X-1 (tās masa ir vismaz 1,88 ± 0,13 saules masas 1σ līmenī, kas atbilst nozīmīguma līmenim α≈34%), PSR J1614-2230ruen (ar masas novērtējumu no 1,97 ±0,04 saules) un PSR J0348+0432ruen (ar aptuveno masu 2,01±0,04 saules). Gravitāciju neitronu zvaigznēs līdzsvaro deģenerētās neitronu gāzes spiediens, neitronu zvaigznes masas maksimālo vērtību dod Openheimera-Volkova robeža, kuras skaitliskā vērtība ir atkarīga no (vēl maz zināmā) stāvokļa vienādojuma. matērija zvaigznes kodolā. Ir teorētiski priekšnoteikumi tam, ka ar vēl lielāku blīvuma pieaugumu ir iespējama neitronu zvaigžņu pārvēršanās par kvarku zvaigznēm.
Neitronu zvaigznes uzbūve.
Magnētiskais lauks uz neitronu zvaigžņu virsmas sasniedz vērtību 10 12 -10 13 gauss (salīdzinājumam Zemei ir aptuveni 1 gauss), tieši procesi neitronu zvaigžņu magnetosfērās ir atbildīgi par pulsāru radioizstarošanu. . Kopš 1990. gadiem dažas neitronu zvaigznes ir identificētas kā magnetāri — zvaigznes ar magnētisko lauku 10 14 G un lielāku. Šādi magnētiskie lauki (pārsniedz "kritisko" vērtību 4,414 10 13 G, pie kura elektrona mijiedarbības enerģija ar magnētisko lauku pārsniedz tā miera enerģiju mec²) ievieš kvalitatīvi jaunu fiziku, jo specifiski relativistiskie efekti, fiziskā vakuuma polarizācija. u.c. kļūst nozīmīgi.
Līdz 2012. gadam ir atklātas aptuveni 2000 neitronu zvaigžņu. Apmēram 90% no viņiem ir vientuļi. Kopumā pie mums var pastāvēt 10 8 -10 9 neitronu zvaigznes, tas ir, kaut kur ap vienu tūkstoti parasto zvaigžņu. Neitronu zvaigznēm raksturīgs liels ātrums (parasti simtiem km/s). Mākoņu matērijas uzkrāšanās rezultātā šajā situācijā var redzēt neitronu zvaigzni dažādos spektra diapazonos, tostarp optiskajā, kas veido aptuveni 0,003% no izstarotās enerģijas (atbilst 10 magnitūdam).
Gaismas gravitācijas novirze (relativistiskās gaismas novirzes dēļ ir redzama vairāk nekā puse virsmas)
Neitronu zvaigznes ir viena no nedaudzajām kosmisko objektu klasēm, kuras teorētiski paredzēja pirms novērotāju atklāšanas.
1933. gadā astronomi Valters Bāde un Frics Cvikijs ierosināja, ka supernovas sprādzienā varētu veidoties neitronu zvaigzne. Tā laika teorētiskie aprēķini parādīja, ka neitronu zvaigznes starojums ir pārāk vājš un to nav iespējams noteikt. Interese par neitronu zvaigznēm pieauga 20. gadsimta 60. gados, kad sāka attīstīties rentgena astronomija, jo teorija paredzēja, ka to termiskā starojuma maksimums notiek mīkstajā rentgenstaru rajonā. Tomēr negaidīti tie tika atklāti radio novērojumos. 1967. gadā Džoslina Bela, E. Hjūša absolvente, atklāja objektus, kas izstaro regulārus radioviļņu impulsus. Šī parādība tika skaidrota ar šauro radio stara virzienu no strauji rotējoša objekta - sava veida "kosmiskās bākas". Bet jebkura parasta zvaigzne sabruktu ar tik lielu rotācijas ātrumu. Tikai neitronu zvaigznes bija piemērotas šādu bāku lomu lomai. Pulsārs PSR B1919+21 tiek uzskatīts par pirmo atklāto neitronu zvaigzni.
Neitronu zvaigznes mijiedarbību ar apkārtējo vielu nosaka divi galvenie parametri un līdz ar to arī to novērojamās izpausmes: rotācijas periods (ātrums) un magnētiskā lauka lielums. Laika gaitā zvaigzne iztērē savu rotācijas enerģiju, un tās rotācija palēninās. Vājinās arī magnētiskais lauks. Šī iemesla dēļ neitronu zvaigzne savas dzīves laikā var mainīt savu veidu. Zemāk ir neitronu zvaigžņu nomenklatūra griešanās ātruma dilstošā secībā saskaņā ar V.M. monogrāfiju. Lipunovs. Tā kā pulsāru magnetosfēru teorija joprojām tiek izstrādāta, pastāv alternatīvi teorētiskie modeļi.
Spēcīgi magnētiskie lauki un īss rotācijas periods. Vienkāršākajā magnetosfēras modelī magnētiskais lauks griežas stingri, tas ir, ar tādu pašu leņķisko ātrumu kā neitronu zvaigznes ķermenis. Pie noteikta rādiusa lauka lineārais griešanās ātrums tuvojas gaismas ātrumam. Šo rādiusu sauc par "gaismas cilindra rādiusu". Pārsniedzot šo rādiusu, parastais dipola lauks nevar pastāvēt, tāpēc lauka intensitātes līnijas šajā punktā pārtrauc. Uzlādētas daļiņas, kas pārvietojas pa magnētiskā lauka līnijām, caur šādām klintīm var atstāt neitronu zvaigzni un aizlidot starpzvaigžņu telpā. Šāda veida neitronu zvaigzne "izgrūž" (no franču éjector - izspļaut, izspiest) relatīvi lādētas daļiņas, kas izstaro radio diapazonā. Ežektori tiek novēroti kā radio pulsāri.
Propellers
Rotācijas ātrums jau tā ir nepietiekams daļiņu izmešanai, tāpēc šāda zvaigzne nevar būt radiopulsārs. Tomēr rotācijas ātrums joprojām ir liels, un viela, ko uztver neitronu zvaigzni aptverošais magnētiskais lauks, nevar nokrist, tas ir, vielas uzkrāšanās nenotiek. Šāda veida neitronu zvaigznēm praktiski nav novērojamu izpausmju un tās ir vāji pētītas.
Accretor (rentgena pulsārs)
Rotācijas ātrums ir samazināts līdz tādam līmenim, ka tagad nekas neliedz matērijai nokrist uz šādas neitronu zvaigznes. Krītošā viela, jau atrodoties plazmas stāvoklī, pārvietojas pa magnētiskā lauka līnijām un ietriecas neitronu zvaigznes ķermeņa cietajā virsmā tās polu apvidū, uzkarsējot līdz pat desmitiem miljonu grādu. Viela, kas uzkarsēta līdz tik augstām temperatūrām, spilgti spīd rentgenstaru diapazonā. Teritorija, kurā krītošā viela saduras ar neitronu zvaigznes ķermeņa virsmu, ir ļoti maza - tikai aptuveni 100 metri. Šis karstais punkts periodiski pazūd no redzesloka zvaigznes rotācijas dēļ, un tiek novērota regulāra rentgenstaru pulsācija. Šādus objektus sauc par rentgena pulsāriem.
Ģeorotators
Šādu neitronu zvaigžņu rotācijas ātrums ir zems un neaizkavē akreciju. Bet magnetosfēras izmēri ir tādi, ka plazmu apstādina magnētiskais lauks, pirms to uztver gravitācija. Līdzīgs mehānisms darbojas arī Zemes magnetosfērā, tāpēc šāda veida neitronu zvaigznes ieguva savu nosaukumu.
Magnetārs
Neitronu zvaigzne ar īpaši spēcīgu magnētisko lauku (līdz 10 11 T). Teorētiski magnetāru esamība tika prognozēta 1992. gadā, un pirmie pierādījumi par to reālo eksistenci tika iegūti 1998. gadā, novērojot spēcīgu gamma un rentgena starojums no avota SGR 1900+14 Akvila zvaigznājā. Magnetāru kalpošanas laiks ir aptuveni 1 000 000 gadu. Magnetāriem ir spēcīgākais magnētiskais lauks .
Magnetāri ir slikti izprotams neitronu zvaigžņu veids, jo tikai daži ir pietiekami tuvu Zemei. Magnetāru diametrs ir aptuveni 20-30 km, bet lielākās daļas masa pārsniedz Saules masu. Magnetārs ir tik saspiests, ka tā vielas zirnis svērtu vairāk nekā 100 miljonus tonnu. Lielākā daļa zināmo magnetāru griežas ļoti ātri, vismaz daži apgriezieni ap asi sekundē. Tie tiek novēroti gamma starojumā tuvu rentgena stariem, tie neizstaro radio emisiju. Dzīves cikls magnetārs ir pietiekami īss. Viņu spēcīgie magnētiskie lauki pazūd apmēram pēc 10 000 gadiem, pēc tam to darbība un rentgena emisija beidzas. Saskaņā ar vienu no pieņēmumiem mūsu galaktikā visā tās pastāvēšanas laikā varēja veidoties līdz 30 miljoniem magnetāru. Magnetāri veidojas no masīvām zvaigznēm, kuru sākotnējā masa ir aptuveni 40 M☉.
Uz magnetāra virsmas izveidotie triecieni izraisa zvaigznē milzīgas svārstības; magnētiskā lauka svārstības, kas tos pavada, bieži izraisa milzīgus gamma staru uzliesmojumus, kas uz Zemes tika reģistrēti 1979., 1998. un 2004. gadā.
2007. gada maijā bija zināmi divpadsmit magnetāri, un vēl trīs kandidāti gaidīja apstiprinājumu. Zināmo magnetāru piemēri:
SGR 1806-20, kas atrodas 50 000 gaismas gadu no Zemes plkst pretējā puse mūsu galaktika piena ceļš Strēlnieka zvaigznājā.
SGR 1900+14, 20 000 gaismas gadu attālumā, atrodas Akvilas zvaigznājā. Pēc ilgstoša zemu emisiju perioda (ievērojami sprādzieni tikai 1979. un 1993. gadā) pastiprinājās 1998. gada maijā un augustā, un 1998. gada 27. augustā konstatētais sprādziens bija pietiekami spēcīgs, lai piespiestu NEAR Shoemaker kosmosa kuģi izslēgties, lai novērst bojājumus. 2008. gada 29. maijā NASA Spicera teleskops atklāja matērijas gredzenus ap šo magnetāru. Tiek uzskatīts, ka šis gredzens izveidojies 1998. gadā novērotā sprādziena laikā.
1E 1048.1-5937 ir anomāls rentgenstaru pulsārs, kas atrodas 9000 gaismas gadu attālumā Karīnas zvaigznājā. Zvaigznei, no kuras veidojās magnetārs, bija 30–40 reizes lielāka masa nekā Saulei.
Pilns saraksts ir dots magnetāru katalogā.
No 2008. gada septembra ESO ziņo, ka ir identificēts objekts, kas sākotnēji tika uzskatīts par magnetāru, SWIFT J195509+261406; sākotnēji tas tika identificēts pēc gamma staru uzliesmojumiem (GRB 070610)
NEITRONU ZVAIGZNE
zvaigzne, kas sastāv galvenokārt no neitroniem. Neitrons ir neitrāla subatomiskā daļiņa, viena no galvenajām matērijas sastāvdaļām. Hipotēzi par neitronu zvaigžņu esamību izvirzīja astronomi V. Bāde un F. Cvikijs uzreiz pēc neitrona atklāšanas 1932. gadā. Taču šo hipotēzi novērojumi apstiprināja tikai pēc pulsāru atklāšanas 1967. gadā.
Skatīt arī PULSĀRS. Neitronu zvaigznes veidojas parasto zvaigžņu gravitācijas sabrukšanas rezultātā, kuru masa vairākas reizes pārsniedz Saules masu. Neitronu zvaigznes blīvums ir tuvu atoma kodola blīvumam, t.i. 100 miljonus reižu lielāks nekā parastās vielas blīvums. Tāpēc ar savu milzīgo masu neitronu zvaigznes rādiuss ir tikai apm. 10 km. Neitronu zvaigznes mazā rādiusa dēļ gravitācijas spēks uz tās virsmas ir ārkārtīgi liels: aptuveni 100 miljardus reižu lielāks nekā uz Zemes. Šo zvaigzni no sabrukšanas pasargā blīvās neitronu vielas "deģenerācijas spiediens", kas nav atkarīgs no tās temperatūras. Taču, ja neitronu zvaigznes masa kļūst lielāka par aptuveni 2 Saules masām, tad gravitācija pārsniegs šo spiedienu un zvaigzne nespēs izturēt sabrukumu.
Skatīt arī GRAVITACIJAS SAKLĀŠANĀS. Neitronu zvaigznēm ir ļoti spēcīgs magnētiskais lauks, kas uz virsmas sasniedz 10 12-10 13 gausu (salīdzinājumam: Zemei ir aptuveni 1 gauss). AR neitronu zvaigznes savienot divu dažādu veidu debess objektus.
Pulsāri (radio pulsāri).Šie objekti stingri regulāri izstaro radioviļņu impulsus. Radiācijas mehānisms nav līdz galam skaidrs, taču tiek uzskatīts, ka rotējoša neitronu zvaigzne ar tās magnētisko lauku saistītajā virzienā izstaro radiostaru, kura simetrijas ass nesakrīt ar zvaigznes rotācijas asi. Tāpēc rotācija izraisa radio staru kūļa rotāciju, kas periodiski tiek nosūtīta uz Zemi.
Rentgens dubultojas. Pulsējošie rentgenstaru avoti ir saistīti arī ar neitronu zvaigznēm, kas ir daļa no binārās sistēmas ar masīvu parasto zvaigzni. Šādās sistēmās gāze no normālas zvaigznes virsmas nokrīt uz neitronu zvaigzni, paātrinoties līdz milzīgam ātrumam. Saskaroties ar neitronu zvaigznes virsmu, gāze atbrīvo 10-30% no miera enerģijas, savukārt kodolreakcijās šis rādītājs nesasniedz pat 1%. Neitronu zvaigznes virsma, kas uzkarsēta līdz augstai temperatūrai, kļūst par rentgenstaru avotu. Tomēr gāzes krišana nenotiek vienmērīgi pa visu virsmu: neitronu zvaigznes spēcīgais magnētiskais lauks uztver krītošo jonizēto gāzi un virza to uz magnētiskie stabi, kur viņš nokrīt, kā piltuvē. Tāpēc spēcīgi uzkarst tikai polu apgabali, kas uz rotējošas zvaigznes kļūst par rentgenstaru impulsu avotiem. Radio impulsi no šādas zvaigznes vairs nepienāk, jo radioviļņi tiek absorbēti apkārtējā gāzē.
Savienojums. Neitronu zvaigznes blīvums palielinās līdz ar dziļumu. Zem tikai dažus centimetrus bieza atmosfēras slāņa atrodas vairākus metrus biezs šķidra metāla apvalks, bet zemāk - kilometra bieza cieta garoza. Mizas viela atgādina parastu metālu, bet ir daudz blīvāka. Garozas ārējā daļā tas galvenokārt ir dzelzs; neitronu daļa tā sastāvā palielinās līdz ar dziļumu. Kur blīvums sasniedz apm. 4*10 11 g/cm3, neitronu daļa palielinās tik daudz, ka daļa no tiem vairs neietilpst kodolos, bet veido nepārtrauktu vidi. Tur matērija izskatās kā neitronu un elektronu "jūra", kurā mijas atomu kodoli. Un pie blīvuma apm. 2*10 14 g/cm3 (atoma kodola blīvums), atsevišķi kodoli pazūd vispār un paliek nepārtraukts neitronu "šķidrums" ar protonu un elektronu piejaukumu. Iespējams, neitroni un protoni šajā gadījumā uzvedas kā superšķidrums, līdzīgi kā šķidrais hēlijs un supravadošie metāli sauszemes laboratorijās.
Ar vēl vairāk augsts blīvums neitronu zvaigznē veidojas visneparastākās matērijas formas. Varbūt neitroni un protoni sadalās vēl mazākās daļiņās – kvarkos; ir arī iespējams, ka tiek ražoti daudzi pi-mezoni, kas veido tā saukto pionu kondensātu.
Skatīt arī
DAĻIŅU ELEMENTARY;
SUPERVADĪTĪBA ;
SUPERPLŪDĪBA.
LITERATŪRA
Disons F., Ter Hārs D. Neitronu zvaigznes un pulsāri. M., 1973 Lipunov V.M. Neitronu zvaigžņu astrofizika. M., 1987. gads
Collier enciklopēdija. - Atvērta sabiedrība. 2000 .
Skatiet, kas ir "NEUTRON STAR" citās vārdnīcās:
NEITRONU ZVAIGZNE, ļoti maza zvaigzne ar augstu blīvumu, kas sastāv no NEITRONIEM. Tas ir daudzu zvaigžņu evolūcijas pēdējais posms. Neitronu zvaigznes veidojas, kad masīva zvaigzne izvirst kā SUPERNOVA, eksplodējot... ... Zinātniskā un tehniskā enciklopēdiskā vārdnīca
Zvaigzne, kuras viela saskaņā ar teorētiskajiem priekšstatiem galvenokārt sastāv no neitroniem. Vielas neitronizācija ir saistīta ar zvaigznes gravitācijas sabrukumu pēc tajā esošās kodoldegvielas izsīkuma. Vidējais neitronu zvaigžņu blīvums ir 2,1017 … Lielā enciklopēdiskā vārdnīca
Neitronu zvaigznes uzbūve. Neitronu zvaigzne ir astronomisks objekts, kas ir viens no galaproduktiem ... Wikipedia
Zvaigzne, kuras viela saskaņā ar teorētiskajiem priekšstatiem galvenokārt sastāv no neitroniem. Šādas zvaigznes vidējais blīvums ir Neitron Star 2·1017 kg/m3, vidējais rādiuss ir 20 km. Noteikts ar impulsa radio emisiju, skatiet Pulsāri ... Astronomijas vārdnīca
Zvaigzne, kuras viela saskaņā ar teorētiskajiem priekšstatiem galvenokārt sastāv no neitroniem. Vielas neitronizācija ir saistīta ar zvaigznes gravitācijas sabrukumu pēc tajā esošās kodoldegvielas izsīkuma. Vidējais neitronu zvaigznes blīvums ...... enciklopēdiskā vārdnīca
Hidrostatiski līdzsvara zvaigzne, kurā bars sastāv no galvenā. no neitroniem. Tas veidojas protonu transformācijas rezultātā neitronos gravitācijas laikā. sabrukt pietiekami masīvu zvaigžņu evolūcijas beigu stadijā (ar masu vairākas reizes lielāku par ... ... Dabaszinātnes. enciklopēdiskā vārdnīca
neitronu zvaigzne- viens no zvaigžņu evolūcijas posmiem, kad gravitācijas sabrukšanas rezultātā tā saraujas līdz tik maziem izmēriem (lodes rādiuss 10 20 km), ka elektroni tiek iespiesti atomu kodolos un neitralizē to lādiņu, visa matērija no zvaigznes kļūst...... Mūsdienu dabaszinātņu pirmsākumi
Culver Neitron zvaigzne. To atklāja astronomi no ASV Pensilvānijas štata universitātes un Kanādas Makgila universitātes Mazās Ursas zvaigznājā. Zvaigzne ir neparasta pēc savām īpašībām un nav līdzīga nevienai citai ... ... Wikipedia
- (angļu valodā runway star) zvaigzne, kas pārvietojas ar neparasti lielu ātrumu attiecībā pret apkārtējo starpzvaigžņu vidi. Šādas zvaigznes pareiza kustība bieži tiek norādīta tieši attiecībā uz zvaigžņu asociāciju, kuras dalībnieks ... ... Wikipedia
Vilka Rajeta zvaigznes māksliniecisks attēlojums Vilka Rajeta zvaigznes ir zvaigžņu klase, kam raksturīga ļoti augsta temperatūra un spožums; Wolf Rayet zvaigznes atšķiras no citām karstajām zvaigznēm ar plašu ūdeņraža emisijas joslu klātbūtni spektrā ... Wikipedia
Neitronu zvaigznes koncepcija
Neitronu zvaigžņu jēdziens nav jauns: pirmos ieteikumus par to pastāvēšanas iespējamību izteica talantīgie astronomi Frics Cvikijs un Valters Bārde no Kalifornijas 1934. gadā. (Nedaudz agrāk, 1932. gadā, neitronu zvaigžņu pastāvēšanas iespējamību paredzēja slavenais padomju zinātnieks L. D. Landau.) 30. gadu beigās tas kļuva par citu amerikāņu zinātnieku Openheimera un Volkova pētījumu priekšmetu. Šo fiziķu interesi par šo problēmu izraisīja vēlme noteikt masīvas saraušanās zvaigznes evolūcijas pēdējo posmu. Tā kā supernovu loma un nozīme tika atklāta aptuveni tajā pašā laikā, tika ierosināts, ka neitronu zvaigzne varētu būt supernovas sprādziena palieka. Diemžēl, sākoties Otrajam pasaules karam, zinātnieku uzmanība tika pievērsta militārajām vajadzībām un detalizētai šo jauno un augstākā pakāpe noslēpumaini objekti ir apturēti. Pēc tam 50. gados neitronu zvaigžņu izpēte tika atsākta tikai teorētiski, lai noskaidrotu, vai tās ir saistītas ar dzimšanas problēmu. ķīmiskie elementi zvaigžņu centrālajos reģionos.joprojām ir vienīgais astrofiziskais objekts, kura esamība un īpašības tika prognozētas ilgi pirms to atklāšanas.
Sešdesmito gadu sākumā kosmisko rentgenstaru avotu atklāšana ļoti iedrošināja tos, kas neitronu zvaigznes uzskatīja par iespējamiem debesu rentgenstaru avotiem. Līdz 1967. gada beigām tika atklāta jauna debess objektu klase pulsāri, kas samulsināja zinātniekus. Šis atklājums bija visvairāk svarīgs notikums neitronu zvaigžņu izpētē, jo tas atkal izvirzīja jautājumu par kosmisko rentgenstaru izcelsmi. Runājot par neitronu zvaigznēm, jāpatur prātā, ka viņu fiziskās īpašības noteikts teorētiski un ļoti hipotētiski, jo šajos ķermeņos esošos fiziskos apstākļus nevar reproducēt laboratorijas eksperimentos.
Neitronu zvaigžņu īpašības
Gravitācijas spēkiem ir izšķiroša loma neitronu zvaigžņu īpašībās. Pēc dažādām aplēsēm neitronu zvaigžņu diametrs ir 10-200 km. Un šis apjoms, pēc kosmiskajiem priekšstatiem nenozīmīgais, ir "piebāzts" ar tādu vielas daudzumu, ko var debesu ķermenis, līdzīga Saulei, ar diametru aptuveni 1,5 miljoni km un pēc masas gandrīz trešdaļu miljona reižu smagāka par Zemi! Šīs vielas koncentrācijas dabiskas sekas ir neitronu zvaigznes neticami augstais blīvums. Patiesībā tas izrādās tik blīvs, ka var būt pat ciets. Neitronu zvaigznes gravitācija ir tik liela, ka cilvēks tur svērtu apmēram miljonu tonnu. Aprēķini liecina, ka neitronu zvaigznes ir ļoti magnetizētas. Saskaņā ar aplēsēm neitronu zvaigznes magnētiskais lauks var sasniegt 1 miljonu km. miljons gausu, savukārt uz Zemes tas ir 1 gauss. Neitronu zvaigznes rādiuss tiek ņemti apmēram 15 km, un masa ir aptuveni 0,6 - 0,7 saules masas. Ārējais slānis ir magnetosfēra, kas sastāv no retinātiem elektroniem un kodolplazmas, kuru caurauž spēcīgs zvaigznes magnētiskais lauks. Tieši šeit dzimst radiosignāli, kas ir pazīme pulsāri. Īpaši ātri uzlādētas daļiņas, kas pārvietojas pa spirālēm pa magnētiskā lauka līnijām, rada dažāda veida starojumu. Dažos gadījumos starojums notiek elektromagnētiskā spektra radio diapazonā, citos - starojums augstās frekvencēs.Neitronu zvaigznes blīvums
Gandrīz uzreiz zem magnetosfēras vielas blīvums sasniedz 1 t/cm3, kas ir 100 000 reižu lielāks nekā dzelzs blīvums. Nākamajam ārējam slānim ir metāla īpašības. Šis "supercietās" vielas slānis ir kristāliskā formā. Kristāli sastāv no atomu kodoliem atomu masa 26 - 39 un 58 - 133. Šie kristāli ir ārkārtīgi mazi: lai nosegtu 1 cm attālumu, vienā rindā jāsakārto aptuveni 10 miljardi kristālu. Blīvums šajā slānī ir vairāk nekā 1 miljonu reižu lielāks nekā ārējā slānī vai citādi 400 miljardus reižu lielāks nekā dzelzs blīvums.Virzoties tālāk uz zvaigznes centru, mēs šķērsojam trešo slāni. Tas ietver smago kodolu reģionu, piemēram, kadmiju, bet ir arī bagāts ar neitroniem un elektroniem. Trešā slāņa blīvums ir 1000 reižu lielāks nekā iepriekšējā. Iekļūstot dziļāk neitronu zvaigznē, mēs sasniedzam ceturto slāni, savukārt blīvums nedaudz palielinās - apmēram piecas reizes. Tomēr ar šādu blīvumu kodoli vairs nevar saglabāt savu fizisko integritāti: tie sadalās neitronos, protonos un elektronos. Lielākā daļa vielas ir neitronu formā. Katram elektronam un protonam ir 8 neitroni. Šo slāni pēc būtības var uzskatīt par neitronu šķidrumu, kas "piesārņots" ar elektroniem un protoniem. Zem šī slāņa atrodas neitronu zvaigznes kodols. Šeit blīvums ir apmēram 1,5 reizes lielāks nekā pārklājošajā slānī. Un tomēr, pat šis nelielais blīvuma pieaugums izraisa daļiņu kustību kodolā daudz ātrāk nekā jebkurā citā slānī. Neitronu kustības kinētiskā enerģija, kas sajaukta ar nelielu daudzumu protonu un elektronu, ir tik liela, ka pastāvīgi notiek neelastīgas daļiņu sadursmes. Sadursmes procesos dzimst visas kodolfizikā zināmās daļiņas un rezonanses, kuru ir vairāk nekā tūkstotis. Visticamāk, ir liels skaitlis daļiņas, kas mums vēl nav zināmas.
Neitronu zvaigznes temperatūra
Neitronu zvaigžņu temperatūra ir salīdzinoši augsta. Tas ir sagaidāms, ņemot vērā to rašanās veidu. Pirmajos 10 - 100 tūkstošus zvaigznes pastāvēšanas gadu laikā kodola temperatūra pazeminās līdz vairākiem simtiem miljonu grādu. Tad nāk jauna fāze, kad zvaigznes kodola temperatūra lēnām pazeminās elektromagnētiskā starojuma emisijas dēļ.Hipotēzi par neitronu zvaigžņu esamību izvirzīja astronomi V. Bāde un F. Cvikijs uzreiz pēc neitrona atklāšanas 1932. gadā. Taču šo hipotēzi novērojumi apstiprināja tikai pēc pulsāru atklāšanas 1967. gadā.
Neitronu zvaigznes veidojas parasto zvaigžņu gravitācijas sabrukšanas rezultātā, kuru masa vairākas reizes pārsniedz Saules masu. Neitronu zvaigznes blīvums ir tuvu atoma kodola blīvumam, t.i. 100 miljonus reižu lielāks nekā parastās vielas blīvums. Tāpēc ar savu milzīgo masu neitronu zvaigznes rādiuss ir tikai apm. 10 km.
Neitronu zvaigznes mazā rādiusa dēļ gravitācijas spēks uz tās virsmas ir ārkārtīgi liels: aptuveni 100 miljardus reižu lielāks nekā uz Zemes. Šo zvaigzni no sabrukšanas pasargā blīvās neitronu vielas “deģenerācijas spiediens”, kas nav atkarīgs no tās temperatūras. Taču, ja neitronu zvaigznes masa kļūs lielāka par aptuveni 2 Saules masām, tad gravitācija pārsniegs šo spiedienu un zvaigzne nespēs izturēt sabrukumu.
Neitronu zvaigznēm ir ļoti spēcīgs magnētiskais lauks, kas uz virsmas sasniedz 10 12 -10 13 gausu (salīdzinājumam: Zemei ir aptuveni 1 gauss). Ar neitronu zvaigznēm ir saistīti divi dažādi debess objektu veidi.
Pulsāri
(radio pulsāri). Šie objekti stingri regulāri izstaro radioviļņu impulsus. Radiācijas mehānisms nav līdz galam skaidrs, taču tiek uzskatīts, ka rotējoša neitronu zvaigzne ar tās magnētisko lauku saistītajā virzienā izstaro radiostaru, kura simetrijas ass nesakrīt ar zvaigznes rotācijas asi. Tāpēc rotācija izraisa radio staru kūļa rotāciju, kas periodiski tiek nosūtīta uz Zemi.
Rentgens dubultojas.
Pulsējošie rentgenstaru avoti ir saistīti arī ar neitronu zvaigznēm, kas ir daļa no binārās sistēmas ar masīvu parasto zvaigzni. Šādās sistēmās gāze no normālas zvaigznes virsmas nokrīt uz neitronu zvaigzni, paātrinoties līdz milzīgam ātrumam. Saskaroties ar neitronu zvaigznes virsmu, gāze atbrīvo 10-30% no miera enerģijas, savukārt kodolreakcijās šis rādītājs nesasniedz pat 1%. Neitronu zvaigznes virsma, kas uzkarsēta līdz augstai temperatūrai, kļūst par rentgenstaru avotu. Tomēr gāzes nokrišana nenotiek vienmērīgi pa visu virsmu: neitronu zvaigznes spēcīgais magnētiskais lauks uztver krītošo jonizēto gāzi un novirza to uz magnētiskajiem poliem, kur tā nokrīt kā piltuvē. Tāpēc spēcīgi uzkarst tikai polu apgabali, kas uz rotējošas zvaigznes kļūst par rentgenstaru impulsu avotiem. Radio impulsi no šādas zvaigznes vairs nepienāk, jo radioviļņi tiek absorbēti apkārtējā gāzē.
Savienojums.
Neitronu zvaigznes blīvums palielinās līdz ar dziļumu. Zem tikai dažus centimetrus bieza atmosfēras slāņa atrodas vairākus metrus biezs šķidra metāla apvalks, bet zemāk - kilometru bieza cieta garoza. Mizas viela atgādina parastu metālu, bet ir daudz blīvāka. Garozas ārējā daļā tas galvenokārt ir dzelzs; neitronu daļa tā sastāvā palielinās līdz ar dziļumu. Kur blīvums sasniedz apm. 4Ch 10 11 g/cm 3, neitronu īpatsvars palielinās tik daudz, ka daži no tiem vairs neietilpst kodolos, bet veido nepārtrauktu vidi. Tur viela izskatās kā neitronu un elektronu "jūra", kurā mijas atomu kodoli. Un pie blīvuma apm. 2× 10 14 g/cm 3 (atoma kodola blīvums), atsevišķi kodoli pazūd vispār un paliek nepārtraukts neitronu "šķidrums" ar protonu un elektronu piejaukumu. Iespējams, neitroni un protoni šajā gadījumā uzvedas kā superšķidrums, līdzīgi kā šķidrais hēlijs un supravadošie metāli sauszemes laboratorijās.
Pie pietiekami liela blīvuma zvaigznes līdzsvars sāk izjaukt neitronizācijas process zvaigžņu matērija. Kā zināms, kodola b - -sabrukšanas laikā daļu enerģijas aiznes elektrons, bet pārējā daļa ir neitrīno. Šī kopējā enerģija nosaka b - -sabrukšanas augšējā enerģija. Gadījumā, ja Fermi enerģija pārsniedz b - -sabrukšanas augšējo enerģiju, tad ļoti iespējams kļūst process, kas ir pretējs b - -sabrukšanai: kodols absorbē elektronu (elektronu uztveršana). Šādu procesu secības rezultātā zvaigznē samazinās elektronu koncentrācija, samazinās arī deģenerētās elektronu gāzes spiediens, kas uztur zvaigzni līdzsvarā. Tas noved pie tālākas zvaigznes gravitācijas saraušanās un līdz ar to tālāka deģenerētās elektronu gāzes vidējās un maksimālās enerģijas pieauguma - palielinās elektronu uztveršanas varbūtība ar kodoliem. Galu galā neitroni var uzkrāties tik daudz, ka zvaigzne sastāvēs galvenokārt no neitroniem. Tādas zvaigznes sauc neitronu. Neitronu zvaigzne nevar sastāvēt tikai no neitroniem, jo ir nepieciešams elektronu gāzes spiediens, lai neitroni nepārvērstos par protoniem. Neitronu zvaigzne satur nelielu elektronu un protonu piejaukumu (apmēram 1¸2%). Sakarā ar to, ka neitroni nepiedzīvo Kulona atgrūšanos, vidējais vielas blīvums neitronu zvaigznes iekšpusē ir ļoti augsts - aptuveni tāds pats kā atomu kodolos. Pie šāda blīvuma neitronu zvaigznes rādiuss ar masu, kas atbilst Saulei, ir aptuveni 10 km. Modeļu teorētiskie aprēķini liecina, ka neitronu zvaigznes masas augšējo robežu nosaka novērtējuma formula M pr "( 2-3)M Q .
Aprēķini liecina, ka supernovas sprādziens ar M ~ 25M Q atstāj blīvu neitronu kodolu (neitronu zvaigzni) ar masu ~ 1,6 M Q . Zvaigznēs ar atlikušo masu M > 1,4M Q, kas nav sasniegušas supernovas stadiju, arī deģenerētās elektronu gāzes spiediens nespēj līdzsvarot gravitācijas spēkus, un zvaigzne saraujas līdz kodola blīvuma stāvoklim. Šī gravitācijas sabrukuma mehānisms ir tāds pats kā supernovas sprādzienā. Spiediens un temperatūra zvaigznes iekšienē sasniedz tādas vērtības, pie kurām šķiet, ka elektroni un protoni ir “iespiesti” viens otrā un reakcijas rezultātā ( p + e - ®n + n e) pēc neitrīno izmešanas veidojas neitroni, kas aizņem daudz mazāku fāzes tilpumu nekā elektroni. Parādās tā sauktā neitronu zvaigzne, kuras blīvums sasniedz 10 14 - 10 15 g/cm 3 . Neitronu zvaigznei raksturīgais izmērs ir 10 - 15 km. Savā ziņā neitronu zvaigzne ir milzīgs atoma kodols. Turpmāku gravitācijas kontrakciju novērš kodolvielas spiediens, kas rodas neitronu mijiedarbības dēļ. Tas ir arī deģenerācijas spiediens, kā agrāk baltā pundura gadījumā, bet tas ir daudz blīvākas neitronu gāzes deģenerācijas spiediens. Šis spiediens spēj noturēt masas līdz 3,2M Q
Sabrukšanas brīdī radītie neitrīni diezgan ātri atdzesē neitronu zvaigzni. Saskaņā ar teorētiskām aplēsēm tā temperatūra nokrītas no 10 11 līdz 10 9 K ~ 100 s. Turklāt dzesēšanas ātrums nedaudz samazinās. Tomēr astronomiskā ziņā tas ir diezgan augsts. Temperatūras pazemināšanās no 10 9 līdz 10 8 K notiek 100 gadu laikā un līdz 10 6 K miljons gadu. Neitronu zvaigžņu noteikšana ar optiskām metodēm ir diezgan sarežģīta to mazā izmēra un zemās temperatūras dēļ.
1967. gadā Kembridžas Universitātē Hjūšs un Bels atklāja kosmiskos periodiskā elektromagnētiskā starojuma avotus – pulsārus. Lielākajai daļai pulsāru impulsu atkārtošanās periodi ir diapazonā no 3,3 · 10 -2 līdz 4,3 s. Saskaņā ar modernas idejas, pulsāri ir rotējošas neitronu zvaigznes ar masu 1 - 3M Q un diametru 10 - 20 km. Tikai kompakti objekti ar neitronu zvaigžņu īpašībām var saglabāt savu formu, nesabrūkot pie šādiem rotācijas ātrumiem. Leņķiskā impulsa un magnētiskā lauka saglabāšanās neitronu zvaigznes veidošanās laikā noved pie strauji rotējošu pulsāru ar spēcīgu magnētisko lauku. IN magn ~ 10 12 gauss.
Tiek uzskatīts, ka neitronu zvaigznei ir magnētiskais lauks, kura ass nesakrīt ar zvaigznes rotācijas asi. Šajā gadījumā zvaigznes starojums (radioviļņi un redzamā gaisma) slīd pa Zemi kā bākas stari. Kad stars šķērso Zemi, tiek reģistrēts impulss. Pats neitronu zvaigznes starojums rodas tāpēc, ka uzlādētas daļiņas no zvaigznes virsmas virzās uz āru. spēka līnijas magnētiskais lauks, izstaro elektromagnētiskos viļņus. Šis pulsāra radio emisijas mehānisma modelis, ko pirmo reizi ierosināja Gold, ir parādīts attēlā. 9.6.
Rīsi. 9.6. Pulsar modelis.
Ja starojuma stars trāpa zemes novērotājam, tad radioteleskops nosaka īsus radio emisijas impulsus ar periodu, kas vienāds ar neitronu zvaigznes rotācijas periodu. Impulsa forma var būt ļoti sarežģīta, kas ir saistīta ar neitronu zvaigznes magnetosfēras ģeometriju un ir raksturīga katram pulsāram. Pulsāru rotācijas periodi ir stingri nemainīgi un šo periodu mērījumu precizitāte sasniedz 14 ciparu skaitļus.
Tagad ir atklāti pulsāri, kas ir daļa no binārajām sistēmām. Ja pulsārs riņķo ap otro komponentu, tad ir jāievēro pulsāra perioda izmaiņas Doplera efekta dēļ. Pulsāram tuvojoties novērotājam, reģistrētais radioimpulsu periods Doplera efekta ietekmē samazinās, un, pulsāram attālinoties no mums, tā periods palielinās. Pamatojoties uz šo fenomenu, tika atklāti pulsāri, kas ir daļa no binārajām zvaigznēm. Pirmajam atklātajam pulsāram PSR 1913 + 16, kas ir daļa no binārās sistēmas, apgriezienu orbitālais periods bija 7 stundas 45 minūtes. Pulsāra PSR 1913 + 16 pareizais apgriezienu periods ir 59 ms.
Pulsāra starojumam vajadzētu izraisīt neitronu zvaigznes griešanās ātruma samazināšanos. Šis efekts arī ir konstatēts. Neitronu zvaigzne, kas ir daļa no binārās sistēmas, var būt arī intensīvu rentgena staru avots. Attēlā parādīta neitronu zvaigznes struktūra ar masu 1,4M Q un rādiusu 16 km. 9.7 .
I - plāns ārējais blīvi iesaiņotu atomu slānis. II un III apgabalā kodoli ir izvietoti uz ķermeni centrēta kubiskā režģa formā. IV reģions sastāv galvenokārt no neitroniem. V reģionā matērija var sastāvēt no pioniem un hiperoniem, kas veido neitronu zvaigznes hadronisko kodolu. Pašlaik tiek precizētas atsevišķas neitronu zvaigznes struktūras detaļas.
