Aká veľká môže byť neutrónová hviezda? Biely trpaslík, neutrónová hviezda, čierna diera.

V astrofyzike, ako aj v každom inom odbore vedy, sú najzaujímavejšie evolučné problémy spojené s večnými otázkami „čo sa stalo? a to bude?". Už vieme, čo sa stane s hmotou hviezdy, ktorá sa približne rovná hmotnosti nášho Slnka. Taká hviezda, ktorá prešla etapou červený obor, bude biely trpaslík. Bieli trpaslíci na Hertzsprung-Russellovom diagrame ležia mimo hlavnej postupnosti.

Bieli trpaslíci sú koncom vývoja hviezd slnečnej hmoty. Sú akousi evolučnou slepou uličkou. Pomalé a tiché vymieranie je koniec cesty pre všetky hviezdy s hmotnosťou menšou ako Slnko. A čo masívnejšie hviezdy? Videli sme, že ich životy boli plné búrlivých udalostí. Vynára sa však prirodzená otázka: ako sa skončia obludné kataklizmy pozorované v podobe výbuchov supernov?

V roku 1054 zažiarila na oblohe hosťujúca hviezda. Na oblohe ju bolo vidieť aj cez deň a zhaslo až o niekoľko mesiacov neskôr. Dnes vidíme pozostatky tejto hviezdnej katastrofy vo forme jasného optického objektu označeného M1 v katalógu hmlovín Messier. Toto je famózne Krabia hmlovina- pozostatok po výbuchu supernovy.

V 40. rokoch nášho storočia začal americký astronóm V. Baade študovať centrálnu časť „kraba“, aby sa pokúsil nájsť hviezdny pozostatok po výbuchu supernovy v strede hmloviny. Mimochodom, názov „krab“ dal tomuto objektu v 19. storočí anglický astronóm Lord Ross. Baade našiel kandidáta na hviezdny pozostatok v podobe hviezdičky 17t.

Ale astronóm mal smolu, nemal vhodné vybavenie na podrobné štúdium, a preto si nemohol všimnúť, že táto hviezda bliká a pulzuje. Ak by perióda týchto pulzácií jasu nebola 0,033 sekundy, ale povedzme niekoľko sekúnd, Baade by si to nepochybne všimol a potom by česť objavenia prvého pulzaru nepatrila A. Hewishovi a D. Bellovi.

Asi desať rokov predtým, ako Baade namieril svoj ďalekohľad na stred Krabia hmlovina, teoretickí fyzici začali skúmať stav hmoty pri hustotách presahujúcich hustotu bielych trpaslíkov (106 - 107 g/cm3). Záujem o túto problematiku vznikol v súvislosti s problémom záverečných fáz hviezdneho vývoja. Zaujímavosťou je, že jedným zo spoluautorov tejto myšlienky bol ten istý Baade, ktorý spojil samotný fakt existencie neutrónovej hviezdy s výbuchom supernovy.

Ak je hmota stlačená na hustotu väčšiu ako u bielych trpaslíkov, začnú sa takzvané neutronizačné procesy. Obrovský tlak vo vnútri hviezdy „poháňa“ elektróny do atómových jadier. Za normálnych podmienok bude jadro, ktoré absorbovalo elektróny, nestabilné, pretože obsahuje nadmerný počet neutrónov. V kompaktných hviezdach to však neplatí. Keď sa hustota hviezdy zvyšuje, elektróny degenerovaného plynu sú postupne absorbované jadrami a hviezda sa postupne mení na obra. neutrónová hviezda- kvapka. Degenerovaný elektrónový plyn je nahradený degenerovaným neutrónovým plynom s hustotou 1014-1015 g/cm3. Inými slovami, hustota neutrónovej hviezdy je miliardy krát väčšia ako hustota bieleho trpaslíka.

Dlho bola táto obludná konfigurácia hviezdy považovaná za hru mysle teoretikov. Prírode trvalo viac ako tridsať rokov, kým potvrdila túto vynikajúcu predpoveď. V tých istých 30. rokoch došlo k ďalšiemu dôležitému objavu, ktorý mal rozhodujúci vplyv na celú teóriu hviezdneho vývoja. Chandrasekhar a L. Landau zistili, že pre hviezdu, ktorá vyčerpala svoje zdroje jadrovej energie, existuje určitá limitujúca hmotnosť, keď hviezda zostáva stále stabilná. Pri tejto hmotnosti je tlak degenerovaného plynu stále schopný odolávať silám gravitácie. V dôsledku toho má hmotnosť degenerovaných hviezd (bielych trpaslíkov, neutrónových hviezd) konečný limit (Chandrasekharov limit), ktorého prekročenie spôsobuje katastrofálne stlačenie hviezdy, jej kolaps.

Všimnite si, že ak je hmotnosť jadra hviezdy medzi 1,2 M a 2,4 M, konečným „produktom“ vývoja takejto hviezdy by mala byť neutrónová hviezda. S hmotnosťou jadra menšou ako 1,2 M povedie evolúcia nakoniec k zrodeniu bieleho trpaslíka.

Čo je to neutrónová hviezda? Poznáme jeho hmotnosť, vieme aj to, že pozostáva prevažne z neutrónov, ktorých veľkosti sú tiež známe. Odtiaľ je ľahké určiť polomer hviezdy. Ukazuje sa, že je blízko... 10 kilometrov! Určenie polomeru takéhoto objektu skutočne nie je ťažké, ale je veľmi ťažké si predstaviť, že hmotu blízkou hmotnosti Slnka možno umiestniť do objektu, ktorého priemer je o niečo väčší ako dĺžka ulice Profsoyuznaya v Moskve. Toto je obrovská jadrová kvapka, supernukleus prvku, ktorý nezapadá do žiadneho periodického systému a má neočakávanú zvláštnu štruktúru.

Hmota neutrónovej hviezdy má vlastnosti supratekutej kvapaliny! Tejto skutočnosti je na prvý pohľad ťažké uveriť, no je to tak. Látka stlačená do obludných hustôt pripomína do istej miery tekuté hélium. Okrem toho by sme nemali zabúdať, že teplota neutrónovej hviezdy je asi miliarda stupňov a ako vieme, supratekutosť sa v pozemských podmienkach prejavuje iba pri ultranízkych teplotách.

Je pravda, že teplota nehrá zvláštnu úlohu v správaní samotnej neutrónovej hviezdy, pretože jej stabilita je určená tlakom degenerovaného neutrónového plynu - kvapaliny. Štruktúra neutrónovej hviezdy je v mnohom podobná štruktúre planéty. Okrem „plášťa“, ktorý pozostáva z látky s úžasnými vlastnosťami supravodivej kvapaliny, má takáto hviezda tenkú, tvrdú kôru hrubú asi kilometer. Predpokladá sa, že kôra má zvláštnu kryštalickú štruktúru. Je to zvláštne, pretože na rozdiel od nám známych kryštálov, kde štruktúra kryštálu závisí od konfigurácie elektrónových obalov atómu, v kôre neutrónovej hviezdy sú atómové jadrá bez elektrónov. Preto tvoria mriežku pripomínajúcu kubické mriežky železa, medi, zinku, ale podľa toho s nemerateľne vyššími hustotami. Ďalej prichádza plášť, o ktorého vlastnostiach sme už hovorili. V strede neutrónovej hviezdy dosahujú hustoty 1015 gramov na centimeter kubický. Inými slovami, lyžička materiálu z takejto hviezdy váži miliardy ton. Predpokladá sa, že v strede neutrónovej hviezdy sa nepretržite tvoria všetky známe v jadrovej fyzike, ako aj doteraz neobjavené exotické elementárne častice.

Neutrónové hviezdy sa ochladzujú pomerne rýchlo. Odhady ukazujú, že za prvých desať až stotisíc rokov teplota klesne z niekoľkých miliárd na stovky miliónov stupňov. Neutrónové hviezdy rotujú rýchlo a to vedie k množstvu veľmi zaujímavých dôsledkov. Mimochodom, práve malá veľkosť hviezdy jej umožňuje zostať neporušená počas rýchlej rotácie. Ak by jeho priemer nebol 10, ale povedzme 100 kilometrov, jednoducho by ho odstredivé sily roztrhali.

Už sme hovorili o zaujímavej histórii objavu pulzarov. Okamžite sa objavila myšlienka, že pulzar je rýchlo rotujúca neutrónová hviezda, pretože zo všetkých známych hviezdnych konfigurácií iba ona mohla zostať stabilná, rotujúca vysokou rýchlosťou. Práve štúdium pulzarov umožnilo dospieť k pozoruhodnému záveru, že neutrónové hviezdy, ktoré teoretici objavili „na špičke pera“, skutočne existujú v prírode a vznikajú v dôsledku výbuchov supernov. Ťažkosti s ich detekciou v optickom rozsahu sú zrejmé, pretože pre ich malý priemer nie je možné väčšinu neutrónových hviezd vidieť v najvýkonnejších ďalekohľadoch, aj keď, ako sme videli, existujú výnimky - pulzar v Krabia hmlovina.

Astronómovia teda objavili novú triedu objektov - pulzary, rýchlo rotujúce neutrónové hviezdy. Vynára sa prirodzená otázka: aký je dôvod takej rýchlej rotácie neutrónovej hviezdy, prečo by sa vlastne mala otáčať okolo svojej osi obrovskou rýchlosťou?

Dôvod tohto javu je jednoduchý. Dobre vieme, ako môže korčuliar zvýšiť rýchlosť rotácie, keď pritlačí ruky bližšie k telu. Využíva pri tom zákon zachovania momentu hybnosti. Tento zákon nie je nikdy porušený a je to práve tento zákon, ktorý pri výbuchu supernovy mnohonásobne zvyšuje rýchlosť rotácie jej zvyšku, pulzaru.

Počas kolapsu hviezdy sa jej hmotnosť (to, čo zostala po výbuchu) nemení, ale polomer sa zmenší asi stotisíckrát. Ale moment hybnosti, ktorý sa rovná súčinu rovníkovej rýchlosti rotácie hmotnosťou a polomerom, zostáva rovnaký. Hmotnosť sa nemení, preto sa rýchlosť musí zvýšiť o rovnakých stotisíckrát.

Pozrime sa na jednoduchý príklad. Naše Slnko sa otáča dosť pomaly okolo svojej vlastnej osi. Obdobie tohto striedania je približne 25 dní. Ak by sa teda Slnko náhle stalo neutrónovou hviezdou, doba jeho rotácie by sa skrátila na jednu desaťtisícinu sekundy.

Druhým dôležitým dôsledkom zákonov zachovania je, že neutrónové hviezdy musia byť veľmi silne magnetizované. V skutočnosti v žiadnom prírodnom procese nemôžeme jednoducho zničiť magnetické pole (ak už existuje). Magnetické siločiary sú navždy spojené s hviezdnou hmotou, ktorá má vynikajúcu elektrickú vodivosť. Veľkosť magnetického toku na povrchu hviezdy sa rovná súčinu intenzity magnetického poľa druhej mocniny polomeru hviezdy. Táto hodnota je prísne konštantná. Preto, keď sa hviezda stiahne, magnetické pole by sa malo veľmi silne zvýšiť. Zastavme sa pri tomto jave trochu podrobne, keďže práve tento jav určuje mnohé z úžasných vlastností pulzarov.

Intenzitu magnetického poľa je možné merať na povrchu našej Zeme. Dostaneme malú hodnotu asi jeden gauss. V dobrom fyzikálnom laboratóriu možno získať magnetické polia milión gaussov. Na povrchu bielych trpaslíkov dosahuje sila magnetického poľa sto miliónov gaussov. Neďaleko je pole ešte silnejšie – až desať miliárd gaussov. Ale na povrchu neutrónovej hviezdy príroda dosahuje absolútny rekord. Tu môže byť sila poľa stovky tisíc miliárd gaussov. Prázdnota v litrovej nádobe obsahujúcej takéto pole by vážila asi tisíc ton.

Takéto silné magnetické polia nemôžu neovplyvňovať (samozrejme v kombinácii s gravitačným poľom) charakter interakcie neutrónovej hviezdy s okolitou hmotou. Veď sme ešte nehovorili o tom, prečo majú pulzary obrovskú aktivitu, prečo vyžarujú rádiové vlny. A nielen rádiové vlny. Astrofyzici dnes dobre poznajú röntgenové pulzary pozorované len v binárnych systémoch, zdroje gama žiarenia s neobvyklými vlastnosťami, takzvané röntgenové bursty.

Aby sme si predstavili rôzne mechanizmy interakcie neutrónovej hviezdy s hmotou, obráťme sa na všeobecnú teóriu pomalých zmien v spôsoboch interakcie neutrónových hviezd s prostredím. Pozrime sa stručne na hlavné fázy takéhoto vývoja. Neutrónové hviezdy - pozostatky po výbuchoch supernov - rotujú spočiatku veľmi rýchlo s periódou 10 -2 - 10 -3 sekúnd. Pri takejto rýchlej rotácii hviezda vyžaruje rádiové vlny, elektromagnetické žiarenie a častice.

Jednou z najúžasnejších vlastností pulzarov je monstrózna sila ich žiarenia, miliardkrát väčšia ako sila žiarenia z vnútra hviezd. Napríklad výkon rádiového vyžarovania pulzaru v „Krabovi“ dosahuje 1031 erg/s, v optike je to 1034 erg/s, čo je oveľa viac ako výkon vyžarovania Slnka. Tento pulzar vyžaruje ešte viac v rozsahu röntgenového a gama žiarenia.

Ako fungujú tieto prírodné generátory energie? Všetky rádiové pulzary majú jednu spoločnú vlastnosť, ktorá slúžila ako kľúč k odhaleniu mechanizmu ich pôsobenia. Táto vlastnosť spočíva v tom, že perióda vyžarovania impulzov nezostáva konštantná, ale pomaly sa zvyšuje. Stojí za zmienku, že túto vlastnosť rotujúcich neutrónových hviezd najskôr predpovedali teoretici a potom veľmi rýchlo experimentálne potvrdili. V roku 1969 sa teda zistilo, že perióda emisie pulzarových impulzov u „kraba“ rastie o 36 miliardtín sekundy za deň.

Nebudeme teraz hovoriť o tom, ako sa merajú také krátke časové úseky. Dôležitý je pre nás samotný fakt predlžovania periódy medzi pulzmi, čo mimochodom umožňuje odhadnúť vek pulzarov. Prečo však pulzar vysiela rádiové impulzy? Tento jav nebol úplne vysvetlený v rámci žiadnej úplnej teórie. Ale napriek tomu je možné nakresliť kvalitatívny obraz tohto javu.

Ide o to, že rotačná os neutrónovej hviezdy sa nezhoduje s jej magnetickou osou. Z elektrodynamiky je dobre známe, že ak sa magnet otáča vo vákuu okolo osi, ktorá sa nezhoduje s magnetickou, tak elektromagnetické žiarenie vznikne presne s frekvenciou otáčania magnetu. Súčasne sa rýchlosť otáčania magnetu spomalí. Zo všeobecných úvah je to pochopiteľné, keďže ak by k brzdeniu nedošlo, mali by sme jednoducho perpetum mobile.

Náš vysielač teda čerpá energiu rádiových impulzov z rotácie hviezdy a jej magnetické pole je ako hnací remeň stroja. Skutočný proces je oveľa komplikovanejší, pretože magnet rotujúci vo vákuu je len čiastočne analógom pulzaru. Koniec koncov, neutrónová hviezda sa neotáča vo vákuu, je obklopená silnou magnetosférou, plazmovým oblakom, a to je dobrý vodič, ktorý sa sám prispôsobuje jednoduchému a dosť schematickému obrázku, ktorý sme nakreslili. V dôsledku interakcie magnetického poľa pulzaru s okolitou magnetosférou sa vytvárajú úzke zväzky smerovaného žiarenia, ktoré pri výhodnom „umiestnení hviezd“ možno pozorovať v rôznych častiach galaxie, najmä na Zemi. .

Rýchla rotácia rádiového pulzaru na začiatku jeho života spôsobuje nielen rádiové vyžarovanie. Značnú časť energie odnášajú aj relativistické častice. Keď sa rýchlosť otáčania pulzaru znižuje, tlak žiarenia klesá. Predtým žiarenie vytlačilo plazmu preč od pulzaru. Teraz okolitá hmota začne padať na hviezdu a uhasí jej žiarenie. Tento proces môže byť obzvlášť účinný, ak je pulzar súčasťou binárneho systému. V takomto systéme, najmä ak je dostatočne blízko, pulzar stiahne hmotu „normálneho“ spoločníka na seba.

Ak je pulzar mladý a plný energie, jeho rádiové vyžarovanie je stále schopné „preraziť“ k pozorovateľovi. Ale starý pulzar už nie je schopný bojovať s narastaním a hviezdu „zhasne“. Keď sa rotácia pulzaru spomalí, začnú sa objavovať ďalšie pozoruhodné procesy. Keďže gravitačné pole neutrónovej hviezdy je veľmi silné, pribúdanie hmoty uvoľňuje značné množstvo energie vo forme röntgenového žiarenia. Ak v binárnom systéme normálny spoločník prispieva k pulzaru značným množstvom hmoty, približne 10 -5 - 10 -6 M za rok, neutrónová hviezda nebude pozorovaná ako rádiový pulzar, ale ako röntgenový pulzar.

To však nie je všetko. V niektorých prípadoch, keď je magnetosféra neutrónovej hviezdy blízko jej povrchu, sa tam začne hromadiť hmota, ktorá vytvorí akýsi obal hviezdy. V tejto škrupine môžu byť vytvorené priaznivé podmienky pre prechod termonukleárnych reakcií a potom môžeme na oblohe vidieť röntgenový výbuch (z anglického slova burst - „blesk“).

V skutočnosti by sa nám tento proces nemal zdať neočakávaný, už sme o ňom hovorili v súvislosti s bielymi trpaslíkmi. Podmienky na povrchu bieleho trpaslíka a neutrónovej hviezdy sú však veľmi odlišné, a preto sú röntgenové záblesky jednoznačne spojené s neutrónovými hviezdami. Termojadrové výbuchy pozorujeme vo forme röntgenových erupcií a možno aj gama zábleskov. Niektoré záblesky gama žiarenia sa skutočne môžu zdať spôsobené termonukleárnymi výbuchmi na povrchu neutrónových hviezd.

Vráťme sa však k röntgenovým pulzarom. Mechanizmus ich vyžarovania je, prirodzene, úplne odlišný od mechanizmu bursterov. Jadrové zdroje energie tu už nehrajú žiadnu rolu. Kinetická energia samotnej neutrónovej hviezdy sa tiež nedá zosúladiť s pozorovacími údajmi.

Vezmime si ako príklad zdroj röntgenového žiarenia Centaurus X-1. Jeho výkon je 10 erg/s. Zásoba tejto energie by preto mohla vystačiť len na jeden rok. Navyše je celkom zrejmé, že doba rotácie hviezdy by sa v tomto prípade musela zvýšiť. U mnohých röntgenových pulzarov sa však na rozdiel od rádiových pulzarov interval medzi pulzmi v priebehu času skracuje. To znamená, že tu nejde o kinetickú energiu rotácie. Ako fungujú röntgenové pulzary?

Pamätáme si, že sa prejavujú v dvojitých systémoch. Práve tam sú procesy narastania obzvlášť účinné. Rýchlosť, ktorou hmota dopadá na neutrónovú hviezdu, môže dosiahnuť jednu tretinu rýchlosti svetla (100 tisíc kilometrov za sekundu). Potom jeden gram látky uvoľní energiu 1020 erg. A aby sa zabezpečilo uvoľnenie energie 1037 erg/s, je potrebné, aby tok hmoty na neutrónovú hviezdu bol 1017 gramov za sekundu. Vo všeobecnosti to nie je veľa, asi jedna tisícina hmotnosti Zeme za rok.

Dodávateľ materiálu môže byť optickým spoločníkom. Prúd plynu bude nepretržite prúdiť z časti jeho povrchu smerom k neutrónovej hviezde. Bude dodávať energiu aj hmotu akrečnému disku vytvorenému okolo neutrónovej hviezdy.

Pretože neutrónová hviezda má obrovské magnetické pole, plyn „tečie“ pozdĺž magnetických siločiar k pólom. Práve tam, na relatívne malých „škvrnách“ s veľkosťou rádovo len jeden kilometer, sa odohrávajú grandiózne procesy vytvárania silného röntgenového žiarenia. Röntgenové lúče vyžarujú relativistické a obyčajné elektróny pohybujúce sa v magnetickom poli pulzaru. Plyn, ktorý naň dopadá, môže tiež „kŕmiť“ jeho rotáciu. Preto sa práve v röntgenových pulzaroch v mnohých prípadoch pozoruje zníženie periódy rotácie.

Zdroje röntgenového žiarenia zahrnuté v binárnych systémoch sú jedným z najpozoruhodnejších javov vo vesmíre. Je ich málo, v našej Galaxii pravdepodobne nie viac ako sto, no ich význam je obrovský nielen z hľadiska, najmä pre pochopenie I. typu. Binárne systémy poskytujú najprirodzenejší a najefektívnejší spôsob prúdenia hmoty z hviezdy na hviezdu a práve tu (v dôsledku pomerne rýchlej zmeny hmotnosti hviezd) sa môžeme stretnúť s rôznymi možnosťami „zrýchleného“ vývoja.

Ďalšia zaujímavá úvaha. Vieme, aké ťažké, takmer nemožné, je odhadnúť hmotnosť jedinej hviezdy. Ale keďže neutrónové hviezdy sú súčasťou binárnych systémov, môže sa ukázať, že skôr či neskôr bude možné empiricky (a to je mimoriadne dôležité!) určiť maximálnu hmotnosť neutrónovej hviezdy, ako aj získať priame informácie o jej pôvode. .

Nastáva po výbuchu supernovy.

Toto je súmrak života hviezdy. Jeho gravitácia je taká silná, že vrhá elektróny z obežných dráh atómov a mení ich na neutróny.

Keď stratí oporu vnútorného tlaku, skolabuje a to vedie k výbuch supernovy.

Zvyšky tohto telesa sa stávajú neutrónovou hviezdou s hmotnosťou 1,4-násobku hmotnosti Slnka a polomerom takmer rovným polomeru Manhattanu v Spojených štátoch.

Hmotnosť kúska cukru s hustotou neutrónovej hviezdy je...

Ak si napríklad vezmete kúsok cukru s objemom 1 cm3 a predstavte si, že je vyrobený z hmota neutrónovej hviezdy, potom by jeho hmotnosť bola približne jedna miliarda ton. To sa rovná hmotnosti približne 8 tisíc lietadlových lodí. Malý predmet s neuveriteľná hustota!

Novonarodená neutrónová hviezda sa môže pochváliť vysokou rýchlosťou rotácie. Keď sa masívna hviezda zmení na neutrónovú hviezdu, zmení sa rýchlosť jej rotácie.

Rotujúca neutrónová hviezda je prirodzený elektrický generátor. Jeho rotácia vytvára silné magnetické pole. Táto obrovská sila magnetizmu zachytáva elektróny a iné častice atómov a posiela ich obrovskou rýchlosťou hlboko do vesmíru. Vysokorýchlostné častice majú tendenciu vyžarovať žiarenie. Blikanie, ktoré pozorujeme u pulzarových hviezd, je vyžarovanie týchto častíc.Všimneme si ho ale až vtedy, keď jeho žiarenie smeruje naším smerom.

Rotujúca neutrónová hviezda je Pulsar, exotický objekt vytvorený po výbuchu supernovy. Toto je západ slnka jej života.

Hustota neutrónových hviezd je rozložená inak. Majú kôru, ktorá je neuveriteľne hustá. Ale sily vo vnútri neutrónovej hviezdy môžu preraziť kôru. A keď sa to stane, hviezda upraví svoju polohu, čo vedie k zmene jej rotácie. Toto sa nazýva: kôra je prasknutá. Na neutrónovej hviezde dôjde k výbuchu.

články

Koncept neutrónových hviezd

Začiatkom 60. rokov 20. storočia bol objav kozmických zdrojov röntgenového žiarenia veľkým povzbudením pre tých, ktorí považovali neutrónové hviezdy za možné zdroje nebeského röntgenového žiarenia. Do konca roku 1967 Bola objavená nová trieda nebeských objektov – pulzarov, čo vedcov nechalo zmiasť. Tento objav bol najdôležitejším pokrokom v štúdiu neutrónových hviezd, pretože opäť nastolil otázku pôvodu kozmického röntgenového žiarenia. Keď už hovoríme o neutrónových hviezdach, je potrebné vziať do úvahy, že ich fyzikálne vlastnosti sú stanovené teoreticky a sú veľmi hypotetické, pretože fyzikálne podmienky existujúce v týchto telesách nie je možné reprodukovať v laboratórnych experimentoch.

Vlastnosti neutrónových hviezd

Hustota neutrónových hviezd

Teplota neutrónovej hviezdy

Konečný produkt hviezdneho vývoja sa nazýva neutrónové hviezdy. Ich veľkosť a hmotnosť sú jednoducho úžasné! S veľkosťou až 20 km v priemere, ale s hmotnosťou až . Hustota hmoty v neutrónovej hviezde je mnohonásobne väčšia ako hustota atómového jadra. Neutrónové hviezdy sa objavujú počas výbuchov supernov.

Väčšina známych neutrónových hviezd váži približne 1,44 hmotnosti Slnka a rovná sa hmotnostnému limitu Chandrasekhar. Ale teoreticky je možné, že môžu mať až 2,5 hmoty. Najťažší doteraz objavený váži 1,88 hmotnosti Slnka a nazýva sa Vele X-1 a druhý s hmotnosťou 1,97 hmotnosti Slnka je PSR J1614-2230. S ďalším zvyšovaním hustoty sa hviezda mení na kvark.

Magnetické pole neutrónových hviezd je veľmi silné a dosahuje 10,12 stupňa G, pole Zeme je 1G. Od roku 1990 boli niektoré neutrónové hviezdy identifikované ako magnetary – sú to hviezdy, ktorých magnetické polia siahajú ďaleko za 10 až 14 stupňov Gauss. Pri takýchto kritických magnetických poliach dochádza k zmenám fyziky, dochádza k relativistickým javom (ohýbanie svetla magnetickým poľom) a polarizácii fyzikálneho vákua. Neutrónové hviezdy boli predpovedané a potom objavené.

Prvé predpoklady urobili Walter Baade a Fritz Zwicky v roku 1933 Predpokladali, že neutrónové hviezdy sa rodia v dôsledku výbuchu supernovy. Podľa výpočtov je žiarenie z týchto hviezd veľmi malé, je jednoducho nemožné ho odhaliť. Ale v roku 1967 Huishova postgraduálna študentka Jocelyn Bell objavila , ktorý vysielal pravidelné rádiové impulzy.

Takéto impulzy boli získané ako výsledok rýchleho otáčania objektu, ale obyčajné hviezdy by pri takej silnej rotácii jednoducho odleteli, a preto sa rozhodli, že ide o neutrónové hviezdy.

Pulzary v zostupnom poradí otáčok:

Ejektor je rádiový pulzar. Nízka rýchlosť otáčania a silné magnetické pole. Takýto pulzar má magnetické pole a hviezda rotuje spolu rovnakou uhlovou rýchlosťou. V určitom momente lineárna rýchlosť poľa dosiahne rýchlosť svetla a začne ju prekračovať. Ďalej dipólové pole nemôže existovať a siločiary poľa sa zlomia. Pohybujúc sa pozdĺž týchto línií nabité častice dosiahnu útes a odlomia sa, čím opustia neutrónovú hviezdu a môžu odletieť do ľubovoľnej vzdialenosti až do nekonečna. Preto sa tieto pulzary nazývajú ejektory (rozdať, vysunúť) – rádiové pulzary.

Vrtuľa, už nemá rovnakú rýchlosť rotácie ako ejektor na urýchlenie častíc na rýchlosť po svetle, takže nemôže ísť o rádiový pulzar. Ale jeho rýchlosť rotácie je stále veľmi vysoká, hmota zachytená magnetickým poľom ešte nemôže spadnúť na hviezdu, to znamená, že nedochádza k akrécii. Takéto hviezdy boli študované veľmi zle, pretože je takmer nemožné ich pozorovať.

Akretorom je röntgenový pulzar. Hviezda sa už neotáča tak rýchlo a hmota začne padať na hviezdu a padá pozdĺž siločiary magnetického poľa. Pri páde na pevný povrch v blízkosti pólu sa látka zahreje až na desiatky miliónov stupňov, výsledkom čoho je röntgenové žiarenie. K pulzáciám dochádza v dôsledku skutočnosti, že hviezda sa stále otáča, a keďže oblasť pádu hmoty je len asi 100 metrov, toto miesto pravidelne mizne z dohľadu.

Úvod

Počas svojej histórie sa ľudstvo neprestalo snažiť pochopiť vesmír. Vesmír je súhrnom všetkého, čo existuje, všetkých hmotných častíc priestoru medzi týmito časticami. Podľa moderných predstáv je vek vesmíru asi 14 miliárd rokov.

Veľkosť viditeľnej časti vesmíru je približne 14 miliárd svetelných rokov (jeden svetelný rok je vzdialenosť, ktorú svetlo prekoná vo vákuu za jeden rok). Niektorí vedci odhadujú rozsah vesmíru na 90 miliárd svetelných rokov. Aby bolo ovládanie takýchto veľkých vzdialeností pohodlné, používa sa hodnota nazývaná Parsec. Parsek je vzdialenosť, z ktorej je priemerný polomer obežnej dráhy Zeme, kolmý na priamku viditeľnosti, viditeľný pod uhlom jednej oblúkovej sekundy. 1 parsek = 3,2616 svetelných rokov.

Vo vesmíre je obrovské množstvo rôznych objektov, ktorých názvy sú mnohým známe, ako sú planéty a satelity, hviezdy, čierne diery atď. Hviezdy sú veľmi rôznorodé vo svojej jasnosti, veľkosti, teplote a iných parametroch. Hviezdy zahŕňajú objekty, ako sú bieli trpaslíci, neutrónové hviezdy, obri a supergianty, kvazary a pulzary. Stredy galaxií sú obzvlášť zaujímavé. Podľa moderných predstáv je čierna diera vhodná pre úlohu objektu nachádzajúceho sa v strede galaxie. Čierne diery sú produkty evolúcie hviezd, jedinečné svojimi vlastnosťami. Experimentálna spoľahlivosť existencie čiernych dier závisí od platnosti všeobecnej teórie relativity.

Okrem galaxií je vesmír vyplnený hmlovinami (medzihviezdne oblaky pozostávajúce z prachu, plynu a plazmy), kozmickým mikrovlnným žiarením pozadia, ktoré preniká celým vesmírom, a ďalšími málo prebádanými objektmi.

Neutrónové hviezdy

Neutrónová hviezda je astronomický objekt, ktorý je jedným z konečných produktov evolúcie hviezd, pozostáva prevažne z neutrónového jadra pokrytého relatívne tenkou (? 1 km) kôrou hmoty vo forme ťažkých atómových jadier a elektrónov. Hmotnosti neutrónových hviezd sú porovnateľné s hmotnosťou Slnka, ale typický polomer je len 10-20 kilometrov. Preto je priemerná hustota hmoty takejto hviezdy niekoľkonásobne vyššia ako hustota atómového jadra (čo je pre ťažké jadrá v priemere 2,8 * 1017 kg/m?). Ďalšiemu gravitačnému stláčaniu neutrónovej hviezdy bráni tlak jadrovej hmoty vznikajúci v dôsledku interakcie neutrónov.

Mnohé neutrónové hviezdy majú extrémne vysoké rýchlosti rotácie, až tisíce otáčok za sekundu. Predpokladá sa, že neutrónové hviezdy sa rodia počas výbuchov supernov.

Gravitačné sily v neutrónových hviezdach sú vyvážené tlakom degenerovaného neutrónového plynu, maximálna hodnota hmotnosti neutrónovej hviezdy je stanovená Oppenheimer-Volkoffovou hranicou, ktorej číselná hodnota závisí od (doposiaľ málo známej) rovnice stavu hmoty v jadre hviezdy. Existujú teoretické predpoklady, že s ešte väčším nárastom hustoty je možná degenerácia neutrónových hviezd na kvarky.

Magnetické pole na povrchu neutrónových hviezd dosahuje hodnotu 1012-1013 G (Gauss je jednotka merania magnetickej indukcie) a práve procesy v magnetosférach neutrónových hviezd sú zodpovedné za rádiovú emisiu pulzarov. Od 90. rokov 20. storočia boli niektoré neutrónové hviezdy identifikované ako magnetary – hviezdy s magnetickými poľami rádovo 1014 Gaussov alebo vyššími. Takéto polia (presahujúce „kritickú“ hodnotu 4,414 1013 G, pri ktorých energia interakcie elektrónu s magnetickým poľom prevyšuje jeho pokojovú energiu) zavádzajú kvalitatívne novú fyziku, pretože špecifické relativistické efekty, polarizácia fyzikálneho vákua atď. stať sa významným.

Klasifikácia neutrónových hviezd

Dva hlavné parametre charakterizujúce interakciu neutrónových hviezd s okolitou hmotou a v dôsledku toho aj ich pozorovacie prejavy sú doba rotácie a veľkosť magnetického poľa. V priebehu času hviezda spotrebuje svoju rotačnú energiu a jej rotačná perióda sa zvyšuje. Oslabuje sa aj magnetické pole. Z tohto dôvodu môže neutrónová hviezda počas svojho života zmeniť svoj typ.

Ejektor (rádiový pulzar) - silné magnetické polia a krátka doba otáčania. V najjednoduchšom modeli magnetosféry sa magnetické pole otáča pevne, teda rovnakou uhlovou rýchlosťou ako samotná neutrónová hviezda. Pri určitom polomere sa lineárna rýchlosť rotácie poľa blíži rýchlosti svetla. Tento polomer sa nazýva polomer svetelného valca. Za týmto polomerom nemôže existovať bežné dipólové pole, takže siločiary poľa sa v tomto bode zlomia. Nabité častice pohybujúce sa pozdĺž magnetických siločiar môžu opustiť neutrónovú hviezdu cez takéto útesy a odletieť do nekonečna. Neutrónová hviezda tohto typu vyvrhuje (vyvrhuje) relativisticky nabité častice, ktoré vyžarujú v rádiovom dosahu. Pre pozorovateľa vyzerajú ejektory ako rádiové pulzary.

Vrtuľa – rýchlosť rotácie už nestačí na vyvrhovanie častíc, takže takáto hviezda nemôže byť rádiovým pulzarom. Je však stále veľká a hmota obklopujúca neutrónovú hviezdu zachytená magnetickým poľom nemôže spadnúť, to znamená, že nedochádza k narastaniu hmoty. Neutrónové hviezdy tohto typu nemajú prakticky žiadne pozorovateľné prejavy a sú slabo študované.

Accretor (röntgenový pulzar) - rýchlosť rotácie je znížená do takej miery, že už nič nebráni pádu hmoty na takúto neutrónovú hviezdu. Plazma sa pohybuje pozdĺž siločiar magnetického poľa a naráža na pevný povrch v oblasti pólov neutrónovej hviezdy a zahrieva sa na desiatky miliónov stupňov. Hmota zahriata na takéto vysoké teploty žiari v oblasti röntgenového žiarenia. Oblasť, v ktorej sa padajúca hmota zrazí s povrchom hviezdy, je veľmi malá – len asi 100 metrov. V dôsledku rotácie hviezdy táto horúca škvrna periodicky mizne z dohľadu, čo pozorovateľ vníma ako pulzácie. Takéto objekty sa nazývajú röntgenové pulzary.

Georotátor - rýchlosť rotácie takýchto neutrónových hviezd je nízka a nebráni akrécii. Ale veľkosť magnetosféry je taká, že plazmu zastaví magnetické pole skôr, ako ju zachytí gravitácia. Podobný mechanizmus funguje v magnetosfére Zeme, a preto tento typ dostal svoje meno.