Berapa besarkah bintang neutron? Kerdil putih, bintang neutron, lubang hitam.

Dalam astrofizik, seperti dalam mana-mana cabang sains lain, yang paling menarik adalah masalah evolusi yang dikaitkan dengan soalan lama "apa yang berlaku?" dan itu akan jadi?". Apa yang akan berlaku kepada jisim bintang yang lebih kurang sama dengan jisim Matahari kita, kita sudah tahu. Bintang seperti itu, melalui pentas gergasi merah, akan menjadi kerdil putih. Kerdil putih dalam rajah Hertzsprung-Russell terletak di luar jujukan utama.

Kerdil putih adalah penghujung evolusi bintang jisim suria. Mereka adalah sejenis jalan buntu evolusi. Kepupusan perlahan dan tenang - penghujung laluan semua bintang dengan jisim kurang daripada matahari. Bagaimana dengan bintang yang lebih besar? Kami melihat bahawa kehidupan mereka penuh dengan peristiwa bergelora. Tetapi persoalan semula jadi timbul: bagaimanakah bencana besar yang diperhatikan dalam bentuk letupan supernova berakhir?

Pada tahun 1054, bintang tetamu menyala di langit. Ia kelihatan di langit walaupun pada siang hari dan keluar hanya selepas beberapa bulan. Hari ini kita melihat sisa-sisa malapetaka bintang ini dalam bentuk objek optik yang terang, yang ditetapkan M1 dalam katalog nebula Monsieur. Ia terkenal nebula ketam- sisa letupan supernova.

Pada 40-an abad kita, ahli astronomi Amerika W. Baade mula mengkaji bahagian tengah "Ketam" untuk cuba mencari sisa bintang dari letupan supernova di tengah nebula. Dengan cara ini, nama "ketam" diberikan kepada objek ini pada abad ke-19 oleh ahli astronomi Inggeris Lord Ross. Baade menemui calon peninggalan bintang dalam bentuk asterisk 17m.

Tetapi ahli astronomi itu tidak bernasib baik, dia tidak mempunyai teknik yang sesuai untuk kajian terperinci, dan oleh itu dia tidak dapat melihat bahawa bintang ini berkelip, berdenyut. Jika tempoh denyutan kecerahan ini bukan 0.033 saat, tetapi, katakan, beberapa saat, Baade sudah pasti akan menyedarinya, dan kemudian penghormatan untuk menemui pulsar pertama bukan milik A. Hewish dan D. Bell.

Sepuluh tahun sebelum Baade mengarahkan teleskopnya ke pusat nebula ketam, ahli fizik teori mula menyiasat keadaan jirim pada ketumpatan melebihi ketumpatan kerdil putih (106 - 107 g/cm3). Minat dalam isu ini timbul berkaitan dengan masalah peringkat akhir evolusi bintang. Menariknya, salah seorang pengarang bersama idea ini ialah Baade yang sama, yang hanya menghubungkan fakta kewujudan bintang neutron dengan letupan supernova.

Jika jirim itu dimampatkan kepada ketumpatan yang lebih besar daripada ketumpatan kerdil putih, proses yang dipanggil neutronisasi bermula. Tekanan besar di dalam bintang "memacu" elektron ke dalam nukleus atom. Dalam keadaan normal, nukleus yang telah menyerap elektron akan menjadi tidak stabil kerana ia mengandungi jumlah neutron yang berlebihan. Walau bagaimanapun, ini tidak berlaku dalam bintang padat. Apabila ketumpatan bintang meningkat, elektron gas yang merosot secara beransur-ansur diserap oleh nukleus, dan sedikit demi sedikit bintang itu berubah menjadi gergasi. bintang neutron- setitik. Gas elektron yang merosot digantikan dengan gas neutron yang merosot dengan ketumpatan 1014-1015 g/cm3. Dengan kata lain, ketumpatan bintang neutron adalah berbilion kali lebih besar daripada ketumpatan bintang kerdil putih.

Untuk masa yang lama, konfigurasi bintang yang dahsyat ini dianggap sebagai permainan minda ahli teori. Alam semula jadi mengambil masa lebih daripada tiga puluh tahun untuk mengesahkan ramalan yang luar biasa ini. Dalam 30-an yang sama, satu lagi penemuan penting telah dibuat, yang mempunyai pengaruh yang menentukan pada keseluruhan teori evolusi bintang. Chandrasekhar dan L. Landau menetapkan bahawa bagi bintang yang telah menghabiskan sumber tenaga nuklear, terdapat jisim pengehad tertentu apabila bintang itu masih stabil. Dengan jisim ini, tekanan gas yang merosot masih mampu menahan daya graviti. Akibatnya, jisim bintang yang merosot (kerdil putih, bintang neutron) mempunyai had terhingga (had Chandrasekhar), melebihi yang menyebabkan mampatan bencana bintang, keruntuhannya.

Ambil perhatian bahawa jika jisim teras bintang adalah antara 1.2 M dan 2.4 M, "hasil" akhir evolusi bintang sedemikian mestilah bintang neutron. Dengan jisim teras kurang daripada 1.2 M, evolusi akhirnya akan membawa kepada kelahiran kerdil putih.

Apakah bintang neutron? Kami tahu jisimnya, kami juga tahu bahawa ia terdiri terutamanya daripada neutron, yang saiznya juga diketahui. Dari sini mudah untuk menentukan jejari bintang. Ternyata dekat dengan... 10 kilometer! Menentukan jejari objek sedemikian sebenarnya tidak sukar, tetapi sangat sukar untuk menggambarkan bahawa jisim yang hampir dengan jisim Matahari boleh diletakkan di dalam objek yang diameternya lebih besar sedikit daripada panjang Jalan Profsoyuznaya di Moscow. Ini adalah kejatuhan nuklear gergasi, supernukleus unsur yang tidak sesuai dengan mana-mana sistem berkala dan mempunyai struktur pelik yang tidak dijangka.

Bahan bintang neutron mempunyai sifat cecair superfluid! Pada pandangan pertama, fakta ini sukar dipercayai, tetapi ia adalah benar. Dimampatkan kepada ketumpatan yang besar, bahan itu sedikit sebanyak menyerupai helium cair. Di samping itu, kita tidak sepatutnya lupa bahawa suhu bintang neutron adalah kira-kira satu bilion darjah, dan, seperti yang kita ketahui, superfluidity dalam keadaan daratan menunjukkan dirinya hanya pada suhu ultrarendah.

Benar, untuk kelakuan bintang neutron itu sendiri, suhu tidak memainkan peranan khas, kerana kestabilannya ditentukan oleh tekanan gas neutron yang merosot - cecair. Struktur bintang neutron dalam banyak cara menyerupai struktur planet. Sebagai tambahan kepada "mantel", yang terdiri daripada bahan dengan sifat menakjubkan cecair superkonduktor, bintang sedemikian mempunyai kerak pepejal yang nipis kira-kira satu kilometer tebal. Diandaikan bahawa kulit kayu mempunyai struktur kristal yang pelik. Pelik kerana, tidak seperti kristal yang kita ketahui, di mana struktur kristal bergantung pada konfigurasi kulit elektron atom, dalam teras bintang neutron, nukleus atom tidak mempunyai elektron. Oleh itu, mereka membentuk kekisi yang menyerupai kekisi padu besi, kuprum, zink, tetapi, dengan itu, pada ketumpatan yang tidak terukur lebih tinggi. Seterusnya ialah mantel, sifat-sifat yang telah kita perkatakan. Di tengah-tengah bintang neutron, ketumpatan mencapai 1015 gram setiap sentimeter padu. Dalam erti kata lain, satu sudu teh bahan bintang sedemikian mempunyai berat berbilion tan. Diandaikan bahawa di tengah-tengah bintang neutron terdapat pembentukan berterusan semua yang diketahui dalam fizik nuklear, serta zarah asas eksotik yang belum ditemui.

Bintang neutron menyejuk dengan cepat. Anggaran menunjukkan bahawa dalam tempoh sepuluh hingga seratus ribu tahun pertama, suhu turun dari beberapa bilion kepada ratusan juta darjah. Bintang neutron berputar dengan pantas, dan ini membawa kepada beberapa akibat yang sangat menarik. By the way, ia adalah saiz kecil bintang yang membolehkan ia kekal utuh semasa putaran pantas. Jika diameternya bukan 10, tetapi, katakan, 100 kilometer, ia hanya akan dipecahkan oleh daya emparan.

Kami telah bercakap tentang kisah menarik tentang penemuan pulsar. Idea segera dikemukakan bahawa pulsar ialah bintang neutron yang berputar dengan pantas, kerana daripada semua konfigurasi bintang yang diketahui, hanya ia boleh kekal stabil, berputar pada kelajuan tinggi. Kajian tentang pulsarlah yang memungkinkan untuk membuat kesimpulan yang luar biasa bahawa bintang neutron yang ditemui "di hujung pena" oleh ahli teori benar-benar wujud di alam semula jadi dan ia timbul akibat letupan supernova. Kesukaran untuk mengesannya dalam julat optik adalah jelas, kerana, disebabkan diameternya yang kecil, kebanyakan bintang neutron tidak dapat dilihat dalam teleskop yang paling berkuasa, walaupun, seperti yang telah kita lihat, terdapat pengecualian di sini - pulsar dalam nebula ketam.

Jadi, ahli astronomi telah menemui kelas objek baharu - pulsar, bintang neutron berputar dengan pantas. Persoalan semula jadi timbul: apakah sebab untuk putaran pantas bintang neutron, mengapa, sebenarnya, harus berputar mengelilingi paksinya dengan kelajuan yang tinggi?

Sebab fenomena ini adalah mudah. Kami tahu betul bagaimana pemain skate boleh meningkatkan kelajuan putaran apabila dia menekan lengannya ke badan. Dalam berbuat demikian, dia menggunakan hukum pemuliharaan momentum sudut. Undang-undang ini tidak pernah dilanggar, dan dialah yang, semasa letupan supernova, banyak kali meningkatkan kelajuan putaran sisanya - pulsar.

Sesungguhnya, semasa keruntuhan bintang, jisimnya (yang tinggal selepas letupan) tidak berubah, dan jejarinya berkurangan kira-kira seratus ribu kali. Tetapi momentum sudut, yang sama dengan hasil darab kelajuan putaran khatulistiwa dengan jisim kali jejari, tetap sama. Jisim tidak berubah, oleh itu, kelajuan mesti meningkat seratus ribu kali yang sama.

Mari kita pertimbangkan contoh mudah. Matahari kita berputar agak perlahan mengelilingi paksinya sendiri. Tempoh putaran ini adalah lebih kurang 25 hari. Jadi, jika Matahari tiba-tiba menjadi bintang neutron, tempoh putarannya akan berkurangan kepada satu persepuluh ribu saat.

Akibat penting kedua undang-undang pemuliharaan ialah bintang neutron mestilah sangat kuat bermagnet. Sesungguhnya, dalam mana-mana proses semula jadi, kita tidak boleh mengambil dan memusnahkan medan magnet (jika ia sudah wujud). Garis daya magnet selama-lamanya disambungkan dengan bahan pengalir elektrik yang sangat tinggi bagi bintang. Magnitud fluks magnet pada permukaan bintang adalah sama dengan hasil darab magnitud kekuatan medan magnet dan kuasa dua jejari bintang itu. Nilai ini adalah tetap. Itulah sebabnya, apabila bintang menguncup, medan magnet mesti meningkat dengan sangat banyak. Marilah kita memikirkan fenomena ini dengan lebih terperinci, kerana fenomena inilah yang menentukan banyak sifat menakjubkan pulsar.

Di permukaan Bumi kita, anda boleh mengukur kekuatan medan magnet. Kami akan mendapat nilai kecil kira-kira satu gauss. Dalam makmal fizikal yang baik, seseorang boleh memperoleh medan magnet sejuta gauss. Di permukaan kerdil putih, kekuatan medan magnet mencapai seratus juta gauss. Berhampiran padang lebih kuat - sehingga sepuluh bilion gauss. Tetapi pada permukaan bintang neutron, alam semula jadi mencapai rekod mutlak. Di sini, kekuatan medan boleh menjadi ratusan ribu bilion gauss. Kekosongan dalam balang liter yang mengandungi medan sedemikian di dalamnya akan seberat kira-kira seribu tan.

Medan magnet yang kuat sedemikian tidak boleh tidak menjejaskan (sudah tentu, dalam kombinasi dengan medan graviti) sifat interaksi bintang neutron dengan jirim sekeliling. Lagipun, kita belum lagi bercakap tentang mengapa pulsar mempunyai aktiviti yang hebat, mengapa mereka memancarkan gelombang radio. Dan bukan sahaja gelombang radio. Hari ini, ahli astrofizik sangat mengetahui tentang pulsar sinar-X yang diperhatikan hanya dalam sistem binari, sumber sinar gamma dengan sifat luar biasa, yang dipanggil pemecah sinar-X.

Untuk membayangkan pelbagai mekanisme interaksi bintang neutron dengan jirim, mari kita beralih kepada teori umum tentang perubahan perlahan dalam mod interaksi bintang neutron dengan alam sekitar. Mari kita pertimbangkan secara ringkas peringkat utama evolusi tersebut. Bintang neutron - sisa supernova - pada mulanya berputar sangat cepat dengan tempoh 10 -2 - 10 -3 saat. Dengan putaran yang begitu pantas, bintang itu mengeluarkan gelombang radio, sinaran elektromagnet, zarah.

Salah satu ciri pulsar yang paling menakjubkan ialah kuasa besar sinaran mereka, berbilion kali ganda lebih besar daripada kuasa sinaran dari bahagian dalam bintang. Jadi, sebagai contoh, kuasa pancaran radio pulsar dalam "Ketam" mencapai 1031 erg / saat, dalam optik - 1034 erg / saat, yang jauh lebih banyak daripada kuasa sinaran Matahari. Pulsar ini memancar lebih banyak lagi dalam julat sinar-X dan sinar gamma.

Bagaimanakah penjana tenaga semula jadi ini disusun? Semua pulsar radio mempunyai satu sifat yang sama, yang berfungsi sebagai kunci untuk membongkar mekanisme tindakan mereka. Harta ini terletak pada hakikat bahawa tempoh pelepasan nadi tidak kekal malar, ia perlahan-lahan meningkat. Perlu diingat bahawa sifat bintang neutron berputar ini mula-mula diramalkan oleh ahli teori, dan kemudian dengan cepat disahkan secara eksperimen. Jadi, pada tahun 1969, didapati bahawa tempoh sinaran denyutan pulsar dalam "Ketam" meningkat sebanyak 36 bilion sesaat setiap hari.

Sekarang kita tidak akan membincangkan bagaimana selang masa yang kecil itu diukur. Bagi kami, fakta peningkatan dalam tempoh antara nadi adalah penting, yang, dengan cara itu, memungkinkan untuk menganggarkan umur pulsar juga. Tetapi masih, mengapa pulsar mengeluarkan denyutan pancaran radio? Fenomena ini tidak dijelaskan sepenuhnya dalam kerangka mana-mana teori yang lengkap. Tetapi gambaran kualitatif fenomena itu bagaimanapun boleh dibuat.

Masalahnya ialah paksi putaran bintang neutron tidak bertepatan dengan paksi magnetnya. Adalah diketahui umum dari elektrodinamik bahawa jika magnet diputar dalam vakum di sekeliling paksi yang tidak bertepatan dengan magnet, maka sinaran elektromagnet akan muncul tepat pada frekuensi putaran magnet. Pada masa yang sama, kelajuan putaran magnet akan diperlahankan. Ini boleh difahami dari pertimbangan umum, kerana jika tiada brek, kita hanya akan mempunyai mesin gerakan kekal.

Oleh itu, pemancar kami menarik tenaga denyutan radio daripada putaran bintang, dan medan magnetnya, seolah-olah, tali pinggang pemacu mesin. Proses sebenar adalah lebih rumit, kerana magnet berputar dalam vakum hanya separa analog dengan pulsar. Lagipun, bintang neutron tidak berputar dalam vakum sama sekali, ia dikelilingi oleh magnetosfera yang kuat, awan plasma, dan ini adalah konduktor yang baik, membuat pelarasan sendiri kepada gambar mudah dan agak skema yang telah kami lukis. Hasil daripada interaksi medan magnet pulsar dengan magnetosfera yang mengelilinginya, rasuk sinaran arah yang sempit terbentuk, yang, dengan "susunan cahaya" yang menguntungkan, boleh diperhatikan di pelbagai bahagian galaksi, di khususnya di Bumi.

Putaran pantas bagi pulsar radio pada awal hayatnya menyebabkan lebih daripada sekadar pancaran radio. Sebahagian besar tenaga juga dibawa pergi oleh zarah relativistik. Apabila kelajuan putaran pulsar berkurangan, tekanan sinaran berkurangan. Sebelum ini, sinaran itu membuang plasma dari pulsar. Kini bahan sekeliling mula jatuh pada bintang dan memadamkan sinarannya. Proses ini boleh menjadi sangat cekap jika pulsar memasuki sistem binari. Dalam sistem sedemikian, terutamanya jika ia cukup dekat, pulsar menarik masalah teman "biasa" ke dirinya sendiri.

Sekiranya pulsar masih muda dan penuh tenaga, pancaran radionya masih mampu "memecah masuk" kepada pemerhati. Tetapi pulsar lama tidak lagi dapat melawan pertambahan, dan ia "memadamkan" bintang. Apabila putaran pulsar semakin perlahan, proses luar biasa lain mula muncul. Oleh kerana medan graviti bintang neutron sangat kuat, pertambahan jirim membebaskan sejumlah besar tenaga dalam bentuk sinar-X. Jika dalam sistem perduaan pasangan biasa memberikan pulsar jumlah jirim yang ketara, kira-kira 10 -5 - 10 -6 M setahun, bintang neutron akan diperhatikan bukan sebagai pulsar radio, tetapi sebagai pulsar sinar-X.

Tetapi bukan itu sahaja. Dalam sesetengah kes, apabila magnetosfera bintang neutron hampir dengan permukaannya, jirim mula terkumpul di sana, membentuk sejenis cangkerang bintang. Dalam cangkang ini, keadaan yang menggalakkan boleh dibuat untuk laluan tindak balas termonuklear, dan kemudian kita dapat melihat pemecah sinar-X di langit (daripada perkataan Inggeris pecah - "flash").

Tegasnya, proses ini tidak sepatutnya kelihatan di luar jangkaan kami; kami telah pun bercakap mengenainya berkaitan dengan kerdil putih. Walau bagaimanapun, keadaan pada permukaan kerdil putih dan bintang neutron adalah sangat berbeza, dan oleh itu pemecah sinar-X secara unik dikaitkan dengan bintang neutron. Letupan termonuklear diperhatikan oleh kami dalam bentuk kilat sinar-X dan, mungkin, letusan sinar gamma. Malah, beberapa letupan sinar gamma mungkin, nampaknya, disebabkan oleh letupan termonuklear pada permukaan bintang neutron.

Tetapi kembali kepada pulsar sinar-X. Mekanisme sinaran mereka, tentu saja, berbeza sama sekali daripada pencuri. Sumber tenaga nuklear tidak lagi memainkan peranan di sini. Tenaga kinetik bintang neutron itu sendiri tidak boleh konsisten dengan data pemerhatian sama ada.

Ambil contoh sumber X-ray Centaurus X-1. Kuasanya ialah 10 erg/saat. Oleh itu, rizab tenaga ini boleh mencukupi untuk satu tahun sahaja. Di samping itu, agak jelas bahawa tempoh putaran bintang dalam kes ini perlu meningkat. Walau bagaimanapun, dalam kebanyakan pulsar sinar-X, tidak seperti pulsar radio, tempoh antara denyutan berkurangan dengan masa. Jadi, ia bukan mengenai tenaga kinetik putaran. Bagaimanakah pulsar sinar-X berfungsi?

Kami ingat bahawa ia muncul dalam sistem binari. Di sanalah proses pertambahan amat berkesan. Kelajuan jirim yang jatuh ke atas bintang neutron boleh mencapai satu pertiga daripada kelajuan cahaya (100,000 kilometer sesaat). Kemudian satu gram jirim akan membebaskan tenaga sebanyak 1020 erg. Dan untuk memastikan pembebasan tenaga sebanyak 1037 erg/sec, adalah perlu bahawa fluks jirim kepada bintang neutron ialah 1017 gram sesaat. Ini, secara amnya, tidak terlalu banyak, kira-kira seperseribu jisim Bumi setiap tahun.

Pembekal bahan mungkin rakan optik. Pancutan gas akan terus mengalir dari bahagian permukaannya ke arah bintang neutron. Ia akan membekalkan kedua-dua tenaga dan jirim kepada cakera pertambahan yang terbentuk di sekeliling bintang neutron.

Oleh kerana bintang neutron mempunyai medan magnet yang besar, gas akan "mengalir" di sepanjang garis magnet daya ke arah kutub. Di sana, dalam "bintik-bintik" yang agak kecil dengan saiz hanya satu kilometer, proses penghasilan sinaran X-ray yang paling berkuasa, dalam skala besar, dimainkan. X-ray dipancarkan oleh elektron relativistik dan biasa yang bergerak dalam medan magnet pulsar. Gas yang jatuh ke atasnya juga boleh "memakan" putarannya. Itulah sebabnya tepatnya dalam pulsar sinar-X bahawa penurunan dalam tempoh putaran diperhatikan dalam beberapa kes.

Sumber sinar-X dalam sistem binari adalah salah satu fenomena yang paling luar biasa di angkasa. Terdapat beberapa daripada mereka, mungkin tidak lebih daripada seratus dalam Galaxy kita, tetapi kepentingannya sangat besar, bukan sahaja dari sudut pandangan, khususnya untuk memahami jenis I. Sistem binari menyediakan cara yang paling semula jadi dan cekap untuk pengaliran jirim dari bintang ke bintang, dan di sini (disebabkan oleh perubahan jisim bintang yang agak cepat) kita boleh menemui pelbagai pilihan untuk evolusi "dipercepatkan".

Satu lagi pertimbangan yang menarik. Kita tahu betapa sukarnya, jika tidak mustahil, untuk menganggarkan jisim bintang tunggal. Tetapi oleh kerana bintang neutron adalah sebahagian daripada sistem binari, ia mungkin ternyata lambat laun ia akan menjadi mungkin untuk secara empirik (dan ini amat penting!) Tentukan jisim mengehadkan bintang neutron, serta mendapatkan maklumat langsung tentang asal usulnya. .

Ia berlaku selepas letupan supernova.

Ini adalah matahari terbenam kehidupan bintang. Gravitinya sangat kuat sehingga ia membuang elektron keluar dari orbit atom, mengubahnya menjadi neutron.

Apabila dia kehilangan sokongan tekanan dalamannya, dia rebah, dan ini membawa kepada letupan supernova.

Sisa-sisa jasad ini menjadi Bintang Neutron, yang mempunyai jisim 1.4 kali jisim Matahari, dan jejari hampir sama dengan jejari Manhattan di Amerika Syarikat.

Berat kiub gula dengan ketumpatan bintang neutron adalah...

Jika, sebagai contoh, kita mengambil sekeping gula dengan isipadu 1 cm 3 dan bayangkan ia diperbuat daripada perkara bintang neutron, maka jisimnya ialah kira-kira satu bilion tan. Ini sama dengan jisim kira-kira 8 ribu kapal pengangkut pesawat. objek kecil dengan kepadatan yang luar biasa!

Bintang neutron yang baru lahir mempunyai kelajuan putaran yang tinggi. Apabila bintang besar berubah menjadi neutron, kelajuan putarannya berubah.

Bintang neutron yang berputar ialah penjana elektrik semula jadi. Putarannya menghasilkan medan magnet yang kuat. Daya kemagnetan yang luar biasa ini menangkap elektron dan zarah atom lain dan menghantarnya jauh ke dalam alam semesta dengan kelajuan yang luar biasa. Zarah berkelajuan tinggi cenderung untuk mengeluarkan sinaran. Kelipan yang kita perhatikan dalam bintang pulsar adalah sinaran zarah ini.Tetapi kita melihatnya hanya apabila sinarannya diarahkan ke arah kita.

Bintang neutron yang berputar ialah pulsar, objek eksotik yang muncul selepas letupan supernova. Inilah pengakhiran hidupnya.

Ketumpatan bintang neutron diedarkan secara berbeza. Mereka mempunyai kulit kayu yang sangat padat. Tetapi daya di dalam bintang neutron mampu menembusi kerak. Dan apabila ini berlaku, bintang menyesuaikan kedudukannya, yang membawa kepada perubahan dalam putarannya. Ini dipanggil: kulit kayu retak. Letupan berlaku pada bintang neutron.

Artikel

Konsep bintang neutron

Pada awal 1960-an, penemuan sumber sinar-X kosmik sangat menggalakkan mereka yang menganggap bintang neutron sebagai sumber sinar-X cakerawala yang mungkin. Menjelang akhir tahun 1967 kelas baru objek angkasa, pulsar, telah ditemui, yang mengelirukan saintis. Penemuan ini merupakan perkembangan paling penting dalam kajian bintang neutron, kerana ia sekali lagi menimbulkan persoalan tentang asal usul sinar-X kosmik. Bercakap tentang bintang neutron, ia harus diambil kira bahawa ciri fizikal mereka telah ditubuhkan secara teori dan sangat hipotesis, kerana keadaan fizikal yang wujud dalam badan ini tidak boleh dihasilkan semula dalam eksperimen makmal.

Sifat bintang neutron

Ketumpatan bintang neutron

Suhu bintang neutron

Bintang neutron adalah hasil akhir evolusi bintang. Saiz dan berat mereka sangat menakjubkan! Mempunyai saiz sehingga 20 km diameter, tetapi beratnya seperti . Ketumpatan jirim dalam bintang neutron adalah berkali-kali lebih besar daripada ketumpatan nukleus atom. Bintang neutron muncul semasa letupan supernova.

Bintang neutron yang paling terkenal mempunyai jisim kira-kira 1.44 jisim suria. dan sama dengan had jisim Chandrasekhar. Tetapi secara teorinya mungkin mereka boleh mempunyai sehingga 2.5 jisim. Yang paling berat ditemui setakat ini mempunyai berat 1.88 jisim suria, dan ia dipanggil Vele X-1, dan yang kedua dengan jisim 1.97 jisim suria ialah PSR J1614-2230. Dengan peningkatan ketumpatan lagi, bintang itu berubah menjadi kuark.

Medan magnet bintang neutron sangat kuat dan mencapai 10 hingga kuasa ke-12 G, medan Bumi ialah 1 Gs. Sejak tahun 1990, beberapa bintang neutron telah dikenal pasti sebagai magnetar - ini adalah bintang di mana medan magnet melampaui 10 hingga kuasa ke-14 gauss. Dengan medan magnet kritikal sedemikian, fizik juga berubah, kesan relativistik muncul (sisihan cahaya oleh medan magnet), dan polarisasi vakum fizikal. Bintang neutron telah diramalkan dan kemudian ditemui.

Cadangan pertama dibuat oleh Walter Baade dan Fritz Zwicky pada tahun 1933., mereka membuat andaian bahawa bintang neutron dilahirkan hasil daripada letupan supernova. Mengikut pengiraan, sinaran bintang-bintang ini sangat kecil, ia adalah mustahil untuk mengesannya. Tetapi pada tahun 1967, pelajar siswazah Hewish Jocelyn Bell menemui , yang mengeluarkan denyutan radio biasa.

Impuls sedemikian diperolehi hasil daripada putaran pantas objek, tetapi bintang biasa dari putaran yang begitu kuat hanya akan terbang berasingan, dan oleh itu mereka memutuskan bahawa mereka adalah bintang neutron.

Pulsar dalam urutan menurun kelajuan putaran:

Ejector ialah pulsar radio. Kelajuan putaran rendah dan medan magnet yang kuat. Pulsar sedemikian mempunyai medan magnet dan bintang berputar bersama-sama dengan halaju sudut yang sama. Pada masa tertentu, halaju linear medan mencapai kelajuan cahaya dan mula melebihinya. Selanjutnya, medan dipol tidak boleh wujud, dan garisan kekuatan medan terkoyak. Bergerak di sepanjang garis ini, zarah bercas mencapai tebing dan terputus, jadi ia meninggalkan bintang neutron dan boleh terbang ke mana-mana jarak sehingga infiniti. Oleh itu, pulsar ini dipanggil ejector (memberi, meletus) - pulsar radio.

baling-baling, ia tidak lagi mempunyai kelajuan putaran seperti ejector untuk mempercepatkan zarah kepada kelajuan selepas cahaya, jadi ia tidak boleh menjadi pulsar radio. Tetapi kelajuan putarannya masih sangat tinggi, perkara yang ditangkap oleh medan magnet belum boleh jatuh ke bintang, iaitu, pertambahan tidak berlaku. Bintang sedemikian dikaji dengan sangat buruk, kerana hampir mustahil untuk memerhatikannya.

Akretor ialah pulsar sinar-X. Bintang tidak lagi berputar dengan begitu pantas dan perkara itu mula jatuh pada bintang, jatuh di sepanjang garis medan magnet. Jatuh berhampiran tiang pada permukaan pepejal, bahan itu dipanaskan hingga berpuluh-puluh juta darjah, menghasilkan sinar-X. Denyutan berlaku akibat fakta bahawa bintang masih berputar, dan oleh kerana luas bahan yang jatuh hanya kira-kira 100 meter, titik ini hilang dari pandangan secara berkala.

pengenalan

Sepanjang sejarahnya, manusia tidak berhenti berusaha memahami alam semesta. Alam semesta dipanggil keseluruhan semua yang wujud, semua zarah material ruang antara zarah ini. Menurut konsep moden, umur alam semesta adalah kira-kira 14 bilion tahun.

Saiz bahagian alam semesta yang boleh dilihat adalah kira-kira 14 bilion tahun cahaya (satu tahun cahaya ialah jarak perjalanan cahaya dalam vakum dalam satu tahun). Menurut beberapa saintis, panjang alam semesta ialah 90 bilion tahun cahaya. Untuk memudahkan operasi dengan jarak yang begitu besar, nilai yang dipanggil Parsec digunakan. Parsec ialah jarak dari mana jejari purata orbit bumi, berserenjang dengan garis penglihatan, boleh dilihat pada sudut satu lengkok saat. 1 parsec = 3.2616 tahun cahaya.

Terdapat sejumlah besar objek yang berbeza di alam semesta, yang namanya terkenal ramai, seperti planet dan satelit, bintang, lubang hitam, dll. Bintang sangat pelbagai dalam kecerahan, saiz, suhu dan parameter lain. . Bintang termasuk objek seperti kerdil putih, bintang neutron, gergasi dan supergergasi, quasar dan pulsar. Yang menarik adalah pusat-pusat galaksi. Mengikut konsep moden, lubang hitam sesuai untuk peranan objek yang terletak di tengah-tengah galaksi. Lubang hitam adalah hasil evolusi bintang yang unik dalam sifatnya. Kesahan eksperimen kewujudan lohong hitam bergantung kepada kesahihan teori umum relativiti.

Sebagai tambahan kepada galaksi, alam semesta dipenuhi dengan nebula (awan antara bintang yang terdiri daripada habuk, gas dan plasma), sinaran peninggalan yang menembusi seluruh alam semesta, dan objek lain yang sedikit dikaji.

bintang neutron

Bintang neutron ialah objek astronomi, yang merupakan salah satu hasil akhir evolusi bintang, yang terdiri terutamanya daripada teras neutron yang diliputi dengan kerak jirim yang agak nipis (? 1 km) dalam bentuk nukleus atom berat dan elektron. Jisim bintang neutron adalah setanding dengan jisim Matahari, tetapi jejari biasa hanya 10-20 kilometer. Oleh itu, ketumpatan purata jirim bintang sedemikian adalah beberapa kali lebih tinggi daripada ketumpatan nukleus atom (yang mana bagi nukleus berat secara purata 2.8*1017 kg/m?). Penguncupan graviti selanjutnya bintang neutron dihalang oleh tekanan bahan nuklear, yang timbul akibat interaksi neutron.

Banyak bintang neutron mempunyai kelajuan putaran yang sangat tinggi, sehingga seribu pusingan sesaat. Adalah dipercayai bahawa bintang neutron dilahirkan semasa letupan supernova.

Daya graviti dalam bintang neutron diimbangi oleh tekanan gas neutron yang merosot, nilai maksimum jisim bintang neutron ditetapkan oleh had Oppenheimer-Volkov, nilai berangkanya bergantung pada persamaan (masih kurang diketahui). keadaan jirim dalam teras bintang. Terdapat prasyarat teori bahawa dengan peningkatan ketumpatan yang lebih besar, transformasi bintang neutron menjadi bintang quark adalah mungkin.

Medan magnet pada permukaan bintang neutron mencapai nilai 1012-1013 Gs (Gs-Gauss - unit ukuran aruhan magnet), ia adalah proses dalam magnetosfera bintang neutron yang bertanggungjawab untuk pelepasan radio pulsar . Sejak tahun 1990-an, beberapa bintang neutron telah dikenal pasti sebagai magnetar, bintang dengan medan magnet dalam susunan 1014 gauss dan lebih tinggi. Medan sedemikian (melebihi nilai "kritikal" 4.414 1013 G, di mana tenaga interaksi elektron dengan medan magnet melebihi tenaga rehatnya) memperkenalkan fizik baru secara kualitatif, kerana kesan relativistik tertentu, polarisasi vakum fizikal, dsb. menjadi ketara.

Klasifikasi bintang neutron

Dua parameter utama yang mencirikan interaksi bintang neutron dengan jirim sekeliling dan, sebagai akibatnya, manifestasi pemerhatian mereka ialah tempoh putaran dan magnitud medan magnet. Dari masa ke masa, bintang menghabiskan tenaga putarannya, dan tempoh putarannya meningkat. Medan magnet juga semakin lemah. Atas sebab ini, bintang neutron boleh menukar jenisnya semasa hayatnya.

Ejector (pulsar radio) - medan magnet yang kuat dan tempoh putaran yang kecil. Dalam model magnetosfera yang paling mudah, medan magnet berputar dengan tegar, iaitu, dengan halaju sudut yang sama dengan bintang neutron itu sendiri. Pada jejari tertentu, kelajuan linear putaran medan menghampiri kelajuan cahaya. Jejari ini dipanggil jejari silinder cahaya. Di luar jejari ini, medan dipol biasa tidak boleh wujud, jadi garisan kekuatan medan terputus pada ketika ini. Zarah bercas yang bergerak di sepanjang garis medan magnet boleh meninggalkan bintang neutron melalui tebing sedemikian dan terbang ke infiniti. Bintang neutron jenis ini mengeluarkan (memuntahkan, menolak keluar) zarah bercas relativistik yang memancar dalam julat radio. Bagi pemerhati, ejector kelihatan seperti pulsar radio.

Kipas - kelajuan putaran sudah tidak mencukupi untuk pelepasan zarah, jadi bintang sedemikian tidak boleh menjadi pulsar radio. Walau bagaimanapun, ia masih besar, dan bahan yang ditangkap oleh medan magnet yang mengelilingi bintang neutron tidak boleh jatuh, iaitu, pertambahan jirim tidak berlaku. Bintang neutron jenis ini boleh dikatakan tidak mempunyai manifestasi yang boleh diperhatikan dan kurang dikaji.

Akretor (pulsar sinar-X) - kelajuan putaran dikurangkan sehingga tahap yang kini tiada yang menghalang bahan daripada jatuh ke bintang neutron sedemikian. Plasma, jatuh, bergerak di sepanjang garis medan magnet dan mengenai permukaan pepejal berhampiran kutub bintang neutron, memanaskan sehingga berpuluh-puluh juta darjah. Bahan yang dipanaskan pada suhu setinggi itu bercahaya dalam julat sinar-X. Kawasan di mana bahan yang jatuh berlanggar dengan permukaan bintang adalah sangat kecil - hanya kira-kira 100 meter. Titik panas ini, disebabkan oleh putaran bintang, secara berkala hilang dari pandangan, yang dilihat oleh pemerhati sebagai denyutan. Objek sedemikian dipanggil pulsar sinar-X.

Georotator - kelajuan putaran bintang neutron tersebut adalah kecil dan tidak menghalang pertambahan. Tetapi dimensi magnetosfera adalah sedemikian rupa sehingga plasma dihentikan oleh medan magnet sebelum ia ditangkap oleh graviti. Mekanisme serupa berfungsi dalam magnetosfera Bumi, itulah sebabnya jenis ini mendapat namanya.