Hoe groot kan een neutronenster zijn? Witte dwerg, neutronenster, zwart gat.

In de astrofysica, zoals in elke andere tak van de wetenschap, zijn de evolutionaire problemen die verband houden met de eeuwige vragen ‘wat is er gebeurd?’ het interessantst. en dat zal zijn?". We weten al wat er zal gebeuren met een stermassa die ongeveer gelijk is aan de massa van onze zon. Zo'n ster, die een fase heeft doorgemaakt rode reus, zal worden witte dwerg. Witte dwergen op het Hertzsprung-Russell-diagram liggen buiten de hoofdreeks.

Witte dwergen zijn het einde van de evolutie van sterren met zonnemassa. Ze zijn een soort evolutionaire doodlopende weg. Langzaam en stil uitsterven is het einde van de weg voor alle sterren met een massa kleiner dan die van de zon. Hoe zit het met zwaardere sterren? We zagen dat hun levens vol stormachtige gebeurtenissen waren. Maar er rijst een natuurlijke vraag: hoe eindigen de monsterlijke rampen die worden waargenomen in de vorm van supernova-explosies?

In 1054 flitste een gastster aan de hemel. Het was zelfs overdag zichtbaar aan de hemel en verdween pas een paar maanden later. Tegenwoordig zien we de overblijfselen van deze stellaire catastrofe in de vorm van een helder optisch object dat in de Messiernevelcatalogus M1 wordt genoemd. Dit is beroemd Krabnevel- overblijfsel van een supernova-explosie.

In de jaren 40 van onze eeuw begon de Amerikaanse astronoom V. Baade het centrale deel van de "Krab" te bestuderen om te proberen een stellair overblijfsel van een supernova-explosie in het midden van de nevel te vinden. Trouwens, de naam "krab" werd in de 19e eeuw aan dit object gegeven door de Engelse astronoom Lord Ross. Baade vond een kandidaat voor een stellair overblijfsel in de vorm van een asterisk 17t.

Maar de astronoom had pech; hij beschikte niet over de juiste apparatuur voor een gedetailleerd onderzoek en daarom kon hij niet opmerken dat deze ster fonkelde en pulseerde. Als de periode van deze helderheidspulsaties niet 0,033 seconden was, maar bijvoorbeeld enkele seconden, zou Baade dit ongetwijfeld hebben opgemerkt, en dan zou de eer om de eerste pulsar te ontdekken niet aan A. Hewish en D. Bell zijn toebehoord.

Ongeveer tien jaar daarvoor richtte Baade zijn telescoop op het centrum Krabnevel begonnen theoretische natuurkundigen de toestand van materie te bestuderen bij dichtheden die groter waren dan de dichtheid van witte dwergen (106 - 107 g/cm3). De belangstelling voor deze kwestie ontstond in verband met het probleem van de laatste fasen van de evolutie van sterren. Het is interessant dat een van de co-auteurs van dit idee dezelfde Baade was, die het bestaan ​​van een neutronenster in verband bracht met een supernova-explosie.

Als materie wordt gecomprimeerd tot een dichtheid die groter is dan die van witte dwergen, beginnen zogenaamde neutronisatieprocessen. De monsterlijke druk in de ster ‘drijft’ elektronen naar atoomkernen. Onder normale omstandigheden zal een kern die elektronen heeft geabsorbeerd onstabiel zijn omdat deze een overmatig aantal neutronen bevat. Bij compacte sterren is dit echter niet het geval. Naarmate de dichtheid van de ster toeneemt, worden de elektronen van het gedegenereerde gas geleidelijk geabsorbeerd door de kernen, en beetje bij beetje verandert de ster in een reus. neutronenster- een druppel. Het gedegenereerde elektronengas wordt vervangen door een gedegenereerd neutronengas met een dichtheid van 1014-1015 g/cm3. Met andere woorden: de dichtheid van een neutronenster is miljarden keren groter dan die van een witte dwerg.

Lange tijd werd deze monsterlijke configuratie van de ster beschouwd als een spel van de geesten van theoretici. Het duurde meer dan dertig jaar voordat de natuur deze opmerkelijke voorspelling bevestigde. In dezelfde jaren dertig werd nog een belangrijke ontdekking gedaan, die een beslissende invloed had op de hele theorie van de evolutie van sterren. Chandrasekhar en L. Landau stelden vast dat er voor een ster die alle kernenergiebronnen heeft uitgeput, een bepaalde beperkende massa bestaat als de ster nog steeds stabiel blijft. Bij deze massa kan de druk van het gedegenereerde gas nog steeds de zwaartekracht weerstaan. Als gevolg hiervan heeft de massa van gedegenereerde sterren (witte dwergen, neutronensterren) een eindige limiet (Chandrasekhar-limiet), die een catastrofale compressie van de ster en de ineenstorting ervan veroorzaakt.

Merk op dat als de kernmassa van een ster tussen 1,2 M en 2,4 M ligt, het uiteindelijke ‘product’ van de evolutie van zo’n ster een neutronenster zou moeten zijn. Met een kernmassa van minder dan 1,2 M zal de evolutie uiteindelijk leiden tot de geboorte van een witte dwerg.

Wat is een neutronenster? We kennen de massa ervan, we weten ook dat hij voornamelijk uit neutronen bestaat, waarvan de afmetingen ook bekend zijn. Vanaf hier is het eenvoudig om de straal van de ster te bepalen. Het blijkt dichtbij... 10 kilometer te zijn! Het bepalen van de straal van een dergelijk object is inderdaad niet moeilijk, maar het is heel moeilijk om je visueel voor te stellen dat een massa die dicht bij de massa van de zon ligt, in een object kan worden geplaatst waarvan de diameter iets groter is dan de lengte van de Profsoyuznaya-straat in Moskou. Dit is een gigantische nucleaire druppel, een supernucleus van een element dat in geen enkel periodiek systeem past en een onverwachte, eigenaardige structuur heeft.

De materie van een neutronenster heeft de eigenschappen van een supervloeibare vloeistof! Dit feit is op het eerste gezicht moeilijk te geloven, maar het is waar. De substantie, samengeperst tot monsterlijke dichtheden, lijkt tot op zekere hoogte op vloeibaar helium. Bovendien mogen we niet vergeten dat de temperatuur van een neutronenster ongeveer een miljard graden bedraagt, en zoals we weten manifesteert superfluïditeit onder terrestrische omstandigheden zich alleen bij ultralage temperaturen.

Het is waar dat temperatuur geen speciale rol speelt in het gedrag van de neutronenster zelf, omdat de stabiliteit ervan wordt bepaald door de druk van het gedegenereerde neutronengas - vloeistof. De structuur van een neutronenster is in veel opzichten vergelijkbaar met de structuur van een planeet. Naast de ‘mantel’, bestaande uit een stof met de verbazingwekkende eigenschappen van een supergeleidende vloeistof, heeft zo’n ster een dunne, harde korst van ongeveer een kilometer dik. Er wordt aangenomen dat de schors een eigenaardige kristallijne structuur heeft. Het is eigenaardig omdat, in tegenstelling tot de ons bekende kristallen, waarbij de structuur van het kristal afhangt van de configuratie van de elektronenschillen van het atoom, in de korst van een neutronenster de atoomkernen verstoken zijn van elektronen. Daarom vormen ze een rooster dat doet denken aan de kubieke roosters van ijzer, koper en zink, maar dienovereenkomstig met onmetelijk hogere dichtheden. Vervolgens komt de mantel, waarvan we de eigenschappen al hebben besproken. In het centrum van een neutronenster bereiken de dichtheden 1015 gram per kubieke centimeter. Met andere woorden: een theelepel materiaal van zo’n ster weegt miljarden tonnen. Er wordt aangenomen dat er in het centrum van een neutronenster een continue vorming plaatsvindt van alle bekende kernfysica, evenals nog niet ontdekte exotische elementaire deeltjes.

Neutronensterren koelen vrij snel af. Schattingen laten zien dat de temperatuur in de eerste tien tot honderdduizend jaar daalt van enkele miljarden tot honderden miljoenen graden. Neutronensterren roteren snel, en dit leidt tot een aantal zeer interessante gevolgen. Het is trouwens de kleine omvang van de ster die ervoor zorgt dat hij tijdens snelle rotatie intact blijft. Als de diameter niet 10, maar bijvoorbeeld 100 kilometer zou zijn, zou het eenvoudigweg uit elkaar worden gescheurd door middelpuntvliedende krachten.

We hebben het al gehad over de intrigerende geschiedenis van de ontdekking van pulsars. Het idee werd onmiddellijk naar voren gebracht dat de pulsar een snel roterende neutronenster was, aangezien van alle bekende sterconfiguraties alleen deze stabiel kon blijven en met hoge snelheid kon roteren. Het was de studie van pulsars die het mogelijk maakte om tot de opmerkelijke conclusie te komen dat neutronensterren, ontdekt “aan het puntje van de pen” door theoretici, daadwerkelijk in de natuur bestaan ​​en ontstaan ​​als gevolg van supernova-explosies. De problemen bij het detecteren ervan in het optische bereik liggen voor de hand, aangezien de meeste neutronensterren vanwege hun kleine diameter niet met de krachtigste telescopen kunnen worden gezien, hoewel er, zoals we hebben gezien, uitzonderingen zijn: een pulsar in Krabnevel.

Astronomen hebben dus een nieuwe klasse objecten ontdekt: pulsars, snel roterende neutronensterren. Er rijst een natuurlijke vraag: wat is de reden voor zo'n snelle rotatie van een neutronenster, waarom zou deze in feite met enorme snelheid om zijn as moeten draaien?

De reden voor dit fenomeen is simpel. We weten goed hoe een schaatser de rotatiesnelheid kan verhogen als hij zijn armen dichter bij zijn lichaam drukt. Daarbij maakt hij gebruik van de wet van behoud van impulsmoment. Deze wet wordt nooit overtreden, en het is juist deze wet die tijdens een supernova-explosie de rotatiesnelheid van het overblijfsel, de pulsar, vele malen verhoogt.

Tijdens het instorten van een ster verandert de massa (wat overblijft na de explosie) inderdaad niet, maar neemt de straal ongeveer honderdduizend keer af. Maar het impulsmoment, gelijk aan het product van de equatoriale rotatiesnelheid door de massa en de straal, blijft hetzelfde. De massa verandert niet, daarom moet de snelheid met dezelfde honderdduizend keer toenemen.

Laten we naar een eenvoudig voorbeeld kijken. Onze zon draait vrij langzaam rond zijn eigen as. De periode van deze rotatie bedraagt ​​ongeveer 25 dagen. Dus als de zon plotseling een neutronenster zou worden, zou de rotatieperiode ervan afnemen tot een tienduizendste van een seconde.

Het tweede belangrijke gevolg van de behoudswetten is dat neutronensterren zeer sterk gemagnetiseerd moeten zijn. In feite kunnen we bij geen enkel natuurlijk proces eenvoudigweg het magnetische veld vernietigen (als het al bestaat). Magnetische veldlijnen worden voor altijd geassocieerd met de sterrenmaterie, die een uitstekende elektrische geleidbaarheid heeft. De grootte van de magnetische flux op het oppervlak van de ster is gelijk aan het product van de magnetische veldsterkte door het kwadraat van de straal van de ster. Deze waarde is strikt constant. Dat is de reden waarom, wanneer een ster samentrekt, het magnetische veld zeer sterk zou moeten toenemen. Laten we wat gedetailleerder bij dit fenomeen stilstaan, aangezien het dit fenomeen is dat veel van de verbazingwekkende eigenschappen van pulsars bepaalt.

De magnetische veldsterkte kan worden gemeten op het oppervlak van onze aarde. We krijgen een kleine waarde van ongeveer één gauss. In een goed natuurkundig laboratorium kunnen magnetische velden van een miljoen gauss worden verkregen. Op het oppervlak van witte dwergen bereikt de magnetische veldsterkte honderd miljoen gauss. In de buurt is het veld zelfs nog sterker: tot tien miljard gauss. Maar op het oppervlak van een neutronenster bereikt de natuur een absoluut record. Hier kan de veldsterkte honderdduizenden miljarden gauss bedragen. De leegte in een literpot met zo'n veld zou ongeveer duizend ton wegen.

Dergelijke sterke magnetische velden kunnen niet anders dan (uiteraard in combinatie met het zwaartekrachtveld) de aard van de interactie van de neutronenster met de omringende materie beïnvloeden. We hebben het immers nog niet gehad over waarom pulsars een enorme activiteit hebben, waarom ze radiogolven uitzenden. En niet alleen radiogolven. Tegenwoordig zijn astrofysici goed op de hoogte van röntgenpulsars die alleen in binaire systemen worden waargenomen, bronnen van gammastraling met ongebruikelijke eigenschappen, de zogenaamde röntgenbursters.

Om ons de verschillende interactiemechanismen van een neutronenster met materie voor te stellen, moeten we ons wenden tot de algemene theorie van langzame veranderingen in de manieren van interactie van neutronensterren met de omgeving. Laten we kort de belangrijkste stadia van een dergelijke evolutie bekijken. Neutronensterren – overblijfselen van supernova-explosies – roteren aanvankelijk zeer snel met een periode van 10 -2 - 10 -3 seconden. Bij zo’n snelle rotatie zendt de ster radiogolven, elektromagnetische straling en deeltjes uit.

Een van de meest verbazingwekkende eigenschappen van pulsars is de monsterlijke kracht van hun straling, miljarden keren groter dan de kracht van de straling uit het binnenste van de ster. Het radio-emissievermogen van de pulsar in de "Krab" bereikt bijvoorbeeld 1031 erg/sec, in de optica is het 1034 erg/sec, wat veel meer is dan het emissievermogen van de zon. Deze pulsar zendt nog meer straling uit in het röntgen- en gammastralingsbereik.

Hoe werken deze natuurlijke energiegeneratoren? Alle radiopulsars hebben één gemeenschappelijke eigenschap, die de sleutel vormde tot het ontrafelen van het werkingsmechanisme. Deze eigenschap ligt in het feit dat de periode van pulsemissie niet constant blijft, maar langzaam toeneemt. Het is vermeldenswaard dat deze eigenschap van roterende neutronensterren eerst door theoretici werd voorspeld en vervolgens zeer snel experimenteel werd bevestigd. Zo werd in 1969 ontdekt dat de periode van emissie van pulsarpulsen in de "Krab" met 36 miljardsten van een seconde per dag groeit.

We zullen het nu niet hebben over hoe zulke korte perioden worden gemeten. Wat voor ons belangrijk is, is juist het feit dat de periode tussen de pulsen wordt vergroot, wat het overigens mogelijk maakt de leeftijd van pulsars te schatten. Maar toch, waarom zendt een pulsar radiopulsen uit? Dit fenomeen is nog niet volledig verklaard binnen het raamwerk van welke complete theorie dan ook. Maar er kan toch een kwalitatief beeld van het fenomeen worden geschetst.

Het punt is dat de rotatieas van de neutronenster niet samenvalt met zijn magnetische as. Het is uit de elektrodynamica bekend dat als een magneet in een vacuüm rond een as wordt geroteerd die niet samenvalt met de magnetische, er elektromagnetische straling zal optreden precies met de rotatiefrequentie van de magneet. Tegelijkertijd zal de rotatiesnelheid van de magneet afnemen. Dit is begrijpelijk vanuit algemene overwegingen, want als er niet zou worden geremd, zouden we eenvoudigweg een perpetuum mobile hebben.

Onze zender haalt dus de energie van radiopulsen uit de rotatie van de ster, en het magnetische veld is als een aandrijfriem van een machine. Het echte proces is veel ingewikkelder, omdat een magneet die in een vacuüm roteert slechts gedeeltelijk analoog is aan een pulsar. Een neutronenster roteert immers niet in een vacuüm, hij is omgeven door een krachtige magnetosfeer, een plasmawolk, en dit is een goede geleider die zijn eigen aanpassingen maakt aan het eenvoudige en nogal schematische beeld dat we hebben getekend. Als gevolg van de interactie van het magnetische veld van de pulsar met de omringende magnetosfeer worden smalle bundels gerichte straling gevormd, die bij een gunstige ‘locatie van de sterren’ in verschillende delen van de melkweg kunnen worden waargenomen, vooral op aarde. .

De snelle rotatie van een radiopulsar aan het begin van zijn leven veroorzaakt niet alleen radio-emissie. Een aanzienlijk deel van de energie wordt ook meegevoerd door relativistische deeltjes. Naarmate de rotatiesnelheid van de pulsar afneemt, daalt de stralingsdruk. Voorheen had de straling het plasma weggeduwd van de pulsar. Nu begint de omringende materie op de ster te vallen en dooft de straling ervan. Dit proces kan vooral effectief zijn als de pulsar deel uitmaakt van een binair systeem. In een dergelijk systeem trekt de pulsar, vooral als hij dichtbij genoeg is, de materie van de ‘normale’ metgezel naar zich toe.

Als de pulsar jong en vol energie is, kan zijn radio-emissie nog steeds ‘doorbreken’ bij de waarnemer. Maar de oude pulsar is niet langer in staat de aanwas te bestrijden en ‘dooft’ de ster. Naarmate de rotatie van de pulsar vertraagt, beginnen zich andere opmerkelijke processen te manifesteren. Omdat het zwaartekrachtveld van een neutronenster zeer krachtig is, komt bij de aangroei van materie een aanzienlijke hoeveelheid energie vrij in de vorm van röntgenstraling. Als in een binair systeem de normale metgezel een merkbare hoeveelheid materie aan de pulsar toevoegt, ongeveer 10 -5 - 10 -6 M per jaar, zal de neutronenster niet als radiopulsar worden waargenomen, maar als röntgenpulsar.

Maar dat is niet alles. In sommige gevallen, wanneer de magnetosfeer van een neutronenster zich dicht bij het oppervlak bevindt, begint zich daar materie op te hopen, waardoor een soort schil van de ster ontstaat. In deze schaal kunnen gunstige omstandigheden worden gecreëerd voor de doorgang van thermonucleaire reacties, en dan kunnen we een röntgenstraal in de lucht zien (van het Engelse woord burst - "flash").

In feite mag dit proces voor ons niet onverwacht lijken; we hebben er al over gesproken in verband met witte dwergen. De omstandigheden op het oppervlak van een witte dwerg en een neutronenster zijn echter heel verschillend, en daarom worden röntgenbursters duidelijk geassocieerd met neutronensterren. Thermonucleaire explosies worden door ons waargenomen in de vorm van röntgenvlammen en misschien gammaflitsen. Het lijkt erop dat sommige gammaflitsen veroorzaakt worden door thermonucleaire explosies op het oppervlak van neutronensterren.

Maar laten we terugkeren naar röntgenpulsars. Het mechanisme van hun straling is uiteraard compleet anders dan dat van bursters. Kernenergiebronnen spelen hier geen enkele rol meer. De kinetische energie van de neutronenster zelf kan ook niet in overeenstemming worden gebracht met waarnemingsgegevens.

Laten we de röntgenbron Centaurus X-1 als voorbeeld nemen. Het vermogen bedraagt ​​10 erg/sec. Daarom kan de reserve van deze energie slechts voldoende zijn voor één jaar. Bovendien is het vrij duidelijk dat de rotatieperiode van de ster in dit geval zou moeten toenemen. Bij veel röntgenpulsars neemt de periode tussen de pulsen echter, in tegenstelling tot radiopulsars, in de loop van de tijd af. Dit betekent dat het hier niet om de kinetische energie van rotatie gaat. Hoe werken röntgenpulsars?

We herinneren ons dat ze zich manifesteren in dubbele systemen. Het is daar dat accretieprocessen bijzonder effectief zijn. De snelheid waarmee materie op een neutronenster valt kan een derde van de lichtsnelheid bereiken (100.000 kilometer per seconde). Dan komt uit één gram van de stof de energie van 1020 erg vrij. En om een ​​energieafgifte van 1037 erg/sec te garanderen, is het noodzakelijk dat de materiestroom naar de neutronenster 1017 gram per seconde bedraagt. Dit is over het algemeen niet veel, ongeveer een duizendste van de massa van de aarde per jaar.

De materiaalleverancier kan een optische metgezel zijn. Er zal continu een gasstroom van een deel van het oppervlak naar de neutronenster stromen. Het zal zowel energie als materie leveren aan de accretieschijf die rond de neutronenster wordt gevormd.

Omdat een neutronenster een enorm magnetisch veld heeft, zal gas langs magnetische veldlijnen naar de polen ‘stromen’. Het is daar, op relatief kleine ‘vlekken’ in de orde van grootte van slechts een kilometer, dat grootschalige processen van het creëren van krachtige röntgenstraling plaatsvinden. Röntgenstralen worden uitgezonden door relativistische en gewone elektronen die in het magnetische veld van de pulsar bewegen. Het gas dat erop valt, kan ook de rotatie ervan ‘voeden’. Daarom wordt juist bij röntgenpulsars in een aantal gevallen een afname van de rotatieperiode waargenomen.

Röntgenbronnen in binaire systemen zijn een van de meest opmerkelijke verschijnselen in de ruimte. Er zijn er maar een paar, waarschijnlijk niet meer dan honderd in onze Melkweg, maar hun betekenis is enorm, niet alleen vanuit het gezichtspunt, in het bijzonder voor het begrijpen van type I. Binaire systemen bieden de meest natuurlijke en efficiënte manier om materie van ster naar ster te laten stromen, en het is hier (vanwege de relatief snelle verandering in de massa van sterren) dat we verschillende opties voor ‘versnelde’ evolutie kunnen tegenkomen.

Nog een interessante overweging. We weten hoe moeilijk, bijna onmogelijk, het is om de massa van een enkele ster te schatten. Maar aangezien neutronensterren deel uitmaken van binaire systemen, kan het blijken dat het vroeg of laat mogelijk zal zijn om empirisch (en dit is uiterst belangrijk!) de maximale massa van een neutronenster te bepalen en directe informatie te verkrijgen over de oorsprong ervan. .

Het ontstaat na een supernova-explosie.

Dit is de schemering van het leven van een ster. De zwaartekracht is zo sterk dat het elektronen uit de banen van atomen gooit en deze in neutronen verandert.

Wanneer het de steun van zijn interne druk verliest, stort het in en dit leidt tot supernova-explosie.

De overblijfselen van dit lichaam worden een neutronenster, met een massa van 1,4 keer de massa van de zon en een straal die bijna gelijk is aan de straal van Manhattan in de Verenigde Staten.

Het gewicht van een stuk suiker met de dichtheid van een neutronenster is...

Als je bijvoorbeeld een stukje suiker neemt met een inhoud van 1 cm3 en je voorstelt waar het van gemaakt is neutronenster materie, dan zou de massa ongeveer een miljard ton zijn. Dit is gelijk aan de massa van ongeveer 8.000 vliegdekschepen. Klein voorwerp met ongelooflijke dichtheid!

De pasgeboren neutronenster beschikt over een hoge rotatiesnelheid. Wanneer een massieve ster in een neutronenster verandert, verandert de rotatiesnelheid.

Een roterende neutronenster is een natuurlijke elektrische generator. De rotatie ervan creëert een krachtig magnetisch veld. Deze enorme magnetismekracht vangt elektronen en andere atoomdeeltjes op en stuurt ze met enorme snelheid diep het heelal in. Hogesnelheidsdeeltjes hebben de neiging straling uit te zenden. Het flikkeren dat we waarnemen in pulsarsterren is de straling van deze deeltjes.Maar we merken het alleen op als de straling in onze richting wordt gericht.

De draaiende neutronenster is een Pulsar, een exotisch object dat is ontstaan ​​na een Supernova-explosie. Dit is de zonsondergang van haar leven.

De dichtheid van neutronensterren is anders verdeeld. Ze hebben schors die ongelooflijk dicht is. Maar de krachten in een neutronenster kunnen de korst doorboren. En wanneer dit gebeurt, past de ster zijn positie aan, wat leidt tot een verandering in zijn rotatie. Dit heet: de schors is gebarsten. Er vindt een explosie plaats op een neutronenster.

Lidwoord

Neutronensterren concept

In het begin van de jaren zestig vormde de ontdekking van kosmische röntgenbronnen een grote bemoediging voor degenen die neutronensterren als mogelijke bronnen van hemelse röntgenstraling beschouwden. Eind 1967 Er werd een nieuwe klasse hemellichamen ontdekt: pulsars, waardoor wetenschappers in verwarring raakten. Deze ontdekking was de belangrijkste ontwikkeling in het onderzoek naar neutronensterren, omdat het opnieuw de vraag opriep naar de oorsprong van kosmische röntgenstraling. Als we het over neutronensterren hebben, moet er rekening mee worden gehouden dat hun fysieke kenmerken theoretisch zijn vastgesteld en zeer hypothetisch zijn, aangezien de fysieke omstandigheden die in deze lichamen bestaan, niet kunnen worden gereproduceerd in laboratoriumexperimenten.

Eigenschappen van neutronensterren

Dichtheid van neutronensterren

Neutronenster temperatuur

Het eindproduct van de evolutie van sterren worden neutronensterren genoemd. Hun grootte en gewicht zijn gewoon geweldig! Met een diameter tot 20 km, maar een gewicht van maar liefst . De dichtheid van materie in een neutronenster is vele malen groter dan de dichtheid van een atoomkern. Neutronensterren verschijnen tijdens supernova-explosies.

De meeste bekende neutronensterren wegen ongeveer 1,44 zonsmassa en is gelijk aan de Chandrasekhar-massalimiet. Maar theoretisch is het mogelijk dat ze tot 2,5 massa kunnen hebben. De zwaarste die tot nu toe is ontdekt, weegt 1,88 zonsmassa's en wordt Vele X-1 genoemd, en de tweede met een massa van 1,97 zonsmassa's is PSR J1614-2230. Bij een verdere toename van de dichtheid verandert de ster in een quark.

Het magnetische veld van neutronensterren is erg sterk en bereikt 10,12 graden G, het veld van de aarde is 1G. Sinds 1990 zijn sommige neutronensterren geïdentificeerd als magnetars – dit zijn sterren waarvan de magnetische velden veel verder gaan dan 10 tot 14 graden Gauss. Bij zulke kritische magnetische velden treden natuurkundige veranderingen, relativistische effecten (verbuiging van licht door een magnetisch veld) en polarisatie van het fysieke vacuüm op. Neutronensterren werden voorspeld en vervolgens ontdekt.

De eerste aannames werden in 1933 gedaan door Walter Baade en Fritz Zwicky gingen ze ervan uit dat neutronensterren worden geboren als gevolg van een supernova-explosie. Volgens berekeningen is de straling van deze sterren erg klein, het is simpelweg onmogelijk om te detecteren. Maar in 1967 ontdekte Huish's afgestudeerde student Jocelyn Bell , die regelmatig radiopulsen uitzond.

Dergelijke impulsen werden verkregen als gevolg van de snelle rotatie van het object, maar gewone sterren zouden bij zo'n sterke rotatie eenvoudigweg uit elkaar vliegen, en daarom besloten ze dat het neutronensterren waren.

Pulsars in afnemende volgorde van rotatiesnelheid:

De ejector is een radiopulsar. Lage rotatiesnelheid en sterk magnetisch veld. Zo’n pulsar heeft een magnetisch veld en de ster roteert samen met dezelfde hoeksnelheid. Op een bepaald moment bereikt de lineaire snelheid van het veld de snelheid van het licht en begint deze te overschrijden. Verder kan het dipoolveld niet bestaan ​​en breken de veldsterktelijnen. Terwijl ze langs deze lijnen bewegen, bereiken geladen deeltjes een klif en breken ze af, waardoor ze de neutronenster verlaten en weg kunnen vliegen naar elke afstand tot in het oneindige. Daarom worden deze pulsars ejectors genoemd (weggeven, uitwerpen) - radiopulsars.

Propeller, heeft het niet langer dezelfde rotatiesnelheid als de ejector om deeltjes te versnellen tot post-lichtsnelheid, dus het kan geen radiopulsar zijn. Maar de rotatiesnelheid is nog steeds erg hoog, materie die door het magnetische veld wordt opgevangen, kan nog niet op de ster vallen, dat wil zeggen dat er geen aangroei plaatsvindt. Dergelijke sterren zijn zeer slecht bestudeerd, omdat het bijna onmogelijk is om ze waar te nemen.

De accretor is een röntgenpulsar. De ster roteert niet meer zo snel en materie begint op de ster te vallen, langs de magnetische veldlijn. Wanneer de stof op een vast oppervlak nabij de pool valt, warmt de stof op tot tientallen miljoenen graden, wat resulteert in röntgenstraling. De pulsaties treden op als gevolg van het feit dat de ster nog steeds roteert, en aangezien het gebied van de val van materie slechts ongeveer 100 meter bedraagt, verdwijnt deze plek periodiek uit het zicht.

Invoering

Door de geschiedenis heen is de mensheid niet gestopt met het proberen het universum te begrijpen. Het universum is de totaliteit van alles wat bestaat, alle materiële deeltjes van de ruimte tussen deze deeltjes. Volgens moderne ideeën is de leeftijd van het heelal ongeveer 14 miljard jaar.

De grootte van het zichtbare deel van het heelal bedraagt ​​ongeveer 14 miljard lichtjaar (één lichtjaar is de afstand die licht in een vacuüm in één jaar aflegt). Sommige wetenschappers schatten de omvang van het heelal op 90 miljard lichtjaar. Om het gemakkelijk te maken zulke grote afstanden te overbruggen, wordt een waarde genaamd Parsec gebruikt. Een parsec is de afstand vanaf waar de gemiddelde straal van de baan van de aarde, loodrecht op de zichtlijn, zichtbaar is onder een hoek van één boogseconde. 1 parsec = 3,2616 lichtjaar.

Er zijn een groot aantal verschillende objecten in het universum, waarvan de namen bij velen bekend zijn, zoals planeten en satellieten, sterren, zwarte gaten, enz. Sterren zijn zeer divers in helderheid, grootte, temperatuur en andere parameters. Tot de sterren behoren objecten zoals witte dwergen, neutronensterren, reuzen en superreuzen, quasars en pulsars. De centra van sterrenstelsels zijn van bijzonder belang. Volgens moderne ideeën is een zwart gat geschikt voor de rol van het object dat zich in het centrum van de melkweg bevindt. Zwarte gaten zijn producten van de evolutie van sterren, uniek in hun eigenschappen. De experimentele betrouwbaarheid van het bestaan ​​van zwarte gaten hangt af van de geldigheid van de algemene relativiteitstheorie.

Naast sterrenstelsels is het universum gevuld met nevels (interstellaire wolken bestaande uit stof, gas en plasma), kosmische microgolfachtergrondstraling die het hele universum doordringt, en andere weinig bestudeerde objecten.

Neutronensterren

Een neutronenster is een astronomisch object, een van de eindproducten van de evolutie van sterren, dat voornamelijk bestaat uit een neutronenkern bedekt met een relatief dunne (? 1 km) korst van materie in de vorm van zware atoomkernen en elektronen. De massa's van neutronensterren zijn vergelijkbaar met de massa van de zon, maar de typische straal is slechts 10-20 kilometer. Daarom is de gemiddelde dichtheid van de materie van zo'n ster meerdere malen hoger dan de dichtheid van de atoomkern (die voor zware kernen gemiddeld 2,8 * 1017 kg/m bedraagt?). Verdere zwaartekrachtcompressie van de neutronenster wordt voorkomen door de druk van nucleaire materie die ontstaat als gevolg van de interactie van neutronen.

Veel neutronensterren hebben extreem hoge rotatiesnelheden, tot duizenden omwentelingen per seconde. Er wordt aangenomen dat neutronensterren ontstaan ​​tijdens supernova-explosies.

De zwaartekrachten in neutronensterren worden in evenwicht gehouden door de druk van het gedegenereerde neutronengas, de maximale waarde van de massa van een neutronenster wordt bepaald door de Oppenheimer-Volkoff-limiet, waarvan de numerieke waarde afhangt van de (nog steeds slecht bekende) vergelijking van de toestand van de materie in de kern van de ster. Er zijn theoretische uitgangspunten dat bij een nog grotere toename van de dichtheid de degeneratie van neutronensterren in quarks mogelijk is.

Het magnetische veld op het oppervlak van neutronensterren bereikt een waarde van 1012-1013 G (Gauss is een maateenheid voor magnetische inductie), en het zijn de processen in de magnetosferen van neutronensterren die verantwoordelijk zijn voor de radio-emissie van pulsars. Sinds de jaren negentig zijn sommige neutronensterren geïdentificeerd als magnetars: sterren met magnetische velden in de orde van grootte van 1014 Gauss of hoger. Dergelijke velden (die de “kritische” waarde van 4,414 · 1013 G overschrijden, waarbij de energie van interactie van een elektron met een magnetisch veld zijn rustenergie overschrijdt) introduceren kwalitatief nieuwe natuurkunde, aangezien specifieke relativistische effecten, polarisatie van het fysieke vacuüm, enz. aanzienlijk worden.

Classificatie van neutronensterren

Twee belangrijke parameters die de interactie van neutronensterren met de omringende materie en, als gevolg daarvan, hun waarnemingsmanifestaties karakteriseren, zijn de rotatieperiode en de omvang van het magnetische veld. Na verloop van tijd verbruikt de ster zijn rotatie-energie en neemt de rotatieperiode toe. Het magnetische veld verzwakt ook. Om deze reden kan een neutronenster tijdens zijn leven van type veranderen.

Ejector (radiopulsar) - sterke magnetische velden en korte rotatieperiode. In het eenvoudigste model van de magnetosfeer roteert het magnetische veld stevig, dat wil zeggen met dezelfde hoeksnelheid als de neutronenster zelf. Bij een bepaalde straal benadert de lineaire rotatiesnelheid van het veld de snelheid van het licht. Deze straal wordt de straal van de lichte cilinder genoemd. Buiten deze straal kan er geen gewoon dipoolveld bestaan, dus breken de veldsterktelijnen op dit punt af. Geladen deeltjes die langs magnetische veldlijnen bewegen, kunnen de neutronenster via dergelijke kliffen verlaten en wegvliegen naar het oneindige. Een neutronenster van dit type werpt relativistisch geladen deeltjes uit die in het radiobereik uitzenden. Voor een waarnemer lijken ejectors op radiopulsars.

Propeller - de rotatiesnelheid is niet langer voldoende voor het uitwerpen van deeltjes, dus zo'n ster kan geen radiopulsar zijn. Het is echter nog steeds groot en de materie rondom de neutronenster die door het magnetische veld wordt opgevangen, kan niet vallen, dat wil zeggen dat er geen aanwas van materie plaatsvindt. Neutronensterren van dit type hebben vrijwel geen waarneembare manifestaties en zijn slecht bestudeerd.

Accretor (röntgenpulsar) - de rotatiesnelheid wordt zodanig verlaagd dat niets nog verhindert dat materie op zo'n neutronenster valt. Het neervallende plasma beweegt langs de magnetische veldlijnen en raakt een vast oppervlak in het gebied van de polen van de neutronenster, waarbij het tot tientallen miljoenen graden opwarmt. Materie die tot zulke hoge temperaturen wordt verwarmd, gloeit in het röntgenbereik. Het gebied waar de vallende materie in botsing komt met het oppervlak van de ster is erg klein: slechts ongeveer 100 meter. Door de rotatie van de ster verdwijnt deze hotspot periodiek uit het zicht, wat de waarnemer waarneemt als pulsaties. Dergelijke objecten worden röntgenpulsars genoemd.

Georotator - de rotatiesnelheid van dergelijke neutronensterren is laag en verhindert geen aangroei. Maar de omvang van de magnetosfeer is zodanig dat het plasma wordt tegengehouden door het magnetische veld voordat het door de zwaartekracht wordt opgevangen. Een soortgelijk mechanisme werkt in de magnetosfeer van de aarde, vandaar dat dit type zijn naam heeft gekregen.