Một ngôi sao neutron có thể lớn đến mức nào? Sao lùn trắng, sao neutron, lỗ đen.

Trong vật lý thiên văn, cũng như trong bất kỳ ngành khoa học nào khác, điều thú vị nhất là các vấn đề tiến hóa gắn liền với câu hỏi muôn thuở “chuyện gì đã xảy ra?” và điều đó sẽ như thế nào?". Chúng ta đã biết điều gì sẽ xảy ra với một khối lượng sao xấp xỉ bằng khối lượng Mặt trời của chúng ta. Một ngôi sao như vậy đã trải qua một giai đoạn Người khổng lồ đỏ, sẽ trở thành sao lùn trắng. Các sao lùn trắng trên sơ đồ Hertzsprung-Russell nằm ngoài dãy chính.

Sao lùn trắng là sự kết thúc của quá trình tiến hóa của các ngôi sao có khối lượng mặt trời. Chúng là một loại ngõ cụt tiến hóa. Sự tuyệt chủng từ từ và lặng lẽ là dấu chấm hết cho tất cả các ngôi sao có khối lượng nhỏ hơn Mặt trời. Còn những ngôi sao lớn hơn thì sao? Chúng tôi thấy rằng cuộc sống của họ đầy những biến cố giông bão. Nhưng một câu hỏi tự nhiên được đặt ra: những trận đại hồng thủy khủng khiếp được quan sát thấy dưới dạng vụ nổ siêu tân tinh kết thúc như thế nào?

Năm 1054, một ngôi sao khách lóe lên trên bầu trời. Nó có thể nhìn thấy trên bầu trời ngay cả vào ban ngày và biến mất chỉ vài tháng sau đó. Ngày nay chúng ta thấy tàn dư của thảm họa sao này dưới dạng một vật thể quang học sáng được chỉ định là M1 trong Danh mục Tinh vân Messier. Cái này nổi tiếng Tinh vân Con Cua- tàn tích của vụ nổ siêu tân tinh.

Vào những năm 40 của thế kỷ chúng ta, nhà thiên văn học người Mỹ V. Baade bắt đầu nghiên cứu phần trung tâm của “Con cua” để cố gắng tìm ra tàn tích của một ngôi sao sau vụ nổ siêu tân tinh ở trung tâm tinh vân. Nhân tiện, cái tên "cua" đã được nhà thiên văn học người Anh Lord Ross đặt cho vật thể này vào thế kỷ 19. Baade đã tìm thấy một ứng cử viên cho tàn dư sao ở dạng dấu hoa thị 17t.

Nhưng nhà thiên văn học đã không may mắn, ông không có thiết bị thích hợp để nghiên cứu chi tiết, và do đó ông không thể nhận thấy ngôi sao này đang nhấp nháy và dao động. Nếu chu kỳ của các xung sáng này không phải là 0,033 giây mà là vài giây chẳng hạn, Baade chắc chắn đã nhận thấy điều này, và khi đó vinh dự phát hiện ra sao xung đầu tiên sẽ không thuộc về A. Hewish và D. Bell.

Khoảng mười năm trước khi Baade hướng kính thiên văn của mình vào trung tâm Tinh vân Con Cua, các nhà vật lý lý thuyết bắt đầu nghiên cứu trạng thái vật chất ở mật độ vượt quá mật độ của sao lùn trắng (106 - 107 g/cm3). Sự quan tâm đến vấn đề này nảy sinh liên quan đến vấn đề về giai đoạn cuối của quá trình tiến hóa sao. Điều thú vị là một trong những đồng tác giả của ý tưởng này cũng chính là Baade, người đã kết nối sự thật về sự tồn tại của một ngôi sao neutron với vụ nổ siêu tân tinh.

Nếu vật chất bị nén đến mật độ lớn hơn mật độ của sao lùn trắng thì cái gọi là quá trình neutron hóa bắt đầu. Áp suất khủng khiếp bên trong ngôi sao “đẩy” các electron vào hạt nhân nguyên tử. Trong điều kiện bình thường, hạt nhân đã hấp thụ electron sẽ không ổn định vì chứa quá nhiều neutron. Tuy nhiên, đây không phải là trường hợp ở các ngôi sao nhỏ gọn. Khi mật độ của ngôi sao tăng lên, các electron của khí thoái hóa dần dần bị hạt nhân hấp thụ và dần dần ngôi sao biến thành một ngôi sao khổng lồ. ngôi sao neutron- một giọt. Khí electron suy biến được thay thế bằng khí neutron suy biến có mật độ 1014-1015 g/cm3. Nói cách khác, mật độ của sao neutron lớn hơn mật độ của sao lùn trắng hàng tỷ lần.

Trong một thời gian dài, cấu hình quái dị này của ngôi sao được coi là trò chơi trí óc của các nhà lý thuyết. Phải mất hơn ba mươi năm thiên nhiên mới xác nhận được dự đoán nổi bật này. Trong cùng những năm 30, một khám phá quan trọng khác đã được thực hiện, có ảnh hưởng quyết định đến toàn bộ lý thuyết về sự tiến hóa của sao. Chandrasekhar và L. Landau đã chứng minh rằng đối với một ngôi sao đã cạn kiệt nguồn năng lượng hạt nhân, sẽ có một khối lượng giới hạn nhất định khi ngôi sao đó vẫn ổn định. Ở khối lượng này, áp suất của khí thoái hóa vẫn có thể chống lại lực hấp dẫn. Kết quả là khối lượng của các sao thoái hóa (sao lùn trắng, sao neutron) có một giới hạn hữu hạn (giới hạn Chandrasekhar), vượt quá giới hạn đó sẽ gây ra sự nén thảm khốc cho ngôi sao, khiến nó sụp đổ.

Lưu ý rằng nếu khối lượng lõi của một ngôi sao nằm trong khoảng từ 1,2 M đến 2,4 M thì “sản phẩm” cuối cùng của quá trình tiến hóa của một ngôi sao như vậy phải là một sao neutron. Với khối lượng lõi dưới 1,2 M, quá trình tiến hóa cuối cùng sẽ dẫn đến sự ra đời của một sao lùn trắng.

Sao neutron là gì? Chúng ta biết khối lượng của nó, chúng ta cũng biết rằng nó chủ yếu bao gồm các neutron, kích thước của chúng cũng đã được biết. Từ đây dễ dàng xác định được bán kính của ngôi sao. Hóa ra là gần... 10 km! Việc xác định bán kính của một vật thể như vậy quả thực không khó, nhưng rất khó hình dung rằng một khối lượng gần bằng khối lượng Mặt trời có thể đặt trong một vật thể có đường kính lớn hơn một chút so với chiều dài phố Profsoyuznaya ở Moscow. Đây là một giọt hạt nhân khổng lồ, một siêu hạt nhân của một nguyên tố không phù hợp với bất kỳ hệ thống tuần hoàn nào và có cấu trúc kỳ dị, bất ngờ.

Vật chất của sao neutron có đặc tính của chất lỏng siêu lỏng! Sự thật này thoạt nhìn khó có thể tin được nhưng đó là sự thật. Chất này, được nén đến mật độ khổng lồ, ở một mức độ nào đó giống helium lỏng. Ngoài ra, chúng ta không nên quên rằng nhiệt độ của sao neutron là khoảng một tỷ độ, và như chúng ta đã biết, tính siêu chảy trong điều kiện trên mặt đất chỉ biểu hiện ở nhiệt độ cực thấp.

Đúng vậy, nhiệt độ không đóng một vai trò đặc biệt nào trong hoạt động của bản thân sao neutron, vì độ ổn định của nó được xác định bởi áp suất của khí neutron - chất lỏng suy biến. Cấu trúc của sao neutron về nhiều mặt tương tự như cấu trúc của một hành tinh. Ngoài “lớp phủ”, bao gồm một chất có đặc tính đáng kinh ngạc của chất lỏng siêu dẫn, một ngôi sao như vậy còn có lớp vỏ mỏng, cứng dày khoảng một km. Người ta cho rằng vỏ cây có cấu trúc tinh thể đặc biệt. Nó đặc biệt bởi vì, không giống như các tinh thể mà chúng ta đã biết, trong đó cấu trúc của tinh thể phụ thuộc vào cấu hình của lớp vỏ electron của nguyên tử, trong lớp vỏ của sao neutron, hạt nhân nguyên tử không có electron. Do đó, chúng tạo thành một mạng lưới gợi nhớ đến các mạng khối sắt, đồng, kẽm, nhưng theo đó, ở mật độ cao hơn rất nhiều. Tiếp theo là lớp phủ, những đặc tính mà chúng ta đã nói đến. Ở trung tâm của một ngôi sao neutron, mật độ đạt tới 1015 gam trên centimet khối. Nói cách khác, một thìa cà phê vật chất từ ​​một ngôi sao như vậy nặng hàng tỷ tấn. Người ta cho rằng ở trung tâm của một ngôi sao neutron có sự hình thành liên tục của tất cả những gì đã biết trong vật lý hạt nhân, cũng như các hạt cơ bản kỳ lạ chưa được phát hiện.

Sao neutron nguội đi khá nhanh. Các ước tính cho thấy trong mười đến một trăm nghìn năm đầu tiên, nhiệt độ giảm từ vài tỷ xuống hàng trăm triệu độ. Sao neutron quay nhanh và điều này dẫn tới một số hệ quả rất thú vị. Nhân tiện, chính kích thước nhỏ của ngôi sao cho phép nó giữ được nguyên vẹn trong quá trình quay nhanh. Nếu đường kính của nó không phải là 10 mà là 100 km, thì nó sẽ bị lực ly tâm xé nát.

Chúng ta đã nói về lịch sử thú vị của việc phát hiện ra các ẩn tinh. Ý tưởng ngay lập tức được đưa ra rằng ẩn tinh là một sao neutron quay nhanh, vì trong tất cả các cấu hình sao đã biết, chỉ có nó là có thể duy trì ổn định, quay với tốc độ cao. Chính nghiên cứu về sao xung đã đưa đến kết luận đáng chú ý rằng các sao neutron, được các nhà lý thuyết phát hiện “ở đầu bút”, thực sự tồn tại trong tự nhiên và chúng phát sinh do các vụ nổ siêu tân tinh. Những khó khăn trong việc phát hiện chúng trong phạm vi quang học là rõ ràng, vì do đường kính nhỏ của chúng, hầu hết các sao neutron không thể nhìn thấy được bằng những kính thiên văn mạnh nhất, mặc dù, như chúng ta đã thấy, vẫn có những trường hợp ngoại lệ - một ẩn tinh trong Tinh vân Con Cua.

Vì vậy, các nhà thiên văn học đã phát hiện ra một loại vật thể mới - ẩn tinh, sao neutron quay nhanh. Một câu hỏi tự nhiên được đặt ra: lý do khiến một ngôi sao neutron quay nhanh như vậy là gì, trên thực tế, tại sao nó lại quay quanh trục của nó với tốc độ cực lớn?

Nguyên nhân của hiện tượng này rất đơn giản. Chúng ta biết rõ làm thế nào một vận động viên trượt băng có thể tăng tốc độ quay khi anh ta ép cánh tay của mình lại gần cơ thể hơn. Khi làm như vậy, ông sử dụng định luật bảo toàn xung lượng góc. Định luật này không bao giờ bị vi phạm, và chính định luật này, trong một vụ nổ siêu tân tinh, sẽ làm tăng tốc độ quay của tàn dư của nó, pulsar, lên gấp nhiều lần.

Thật vậy, trong quá trình một ngôi sao sụp đổ, khối lượng của nó (phần còn lại sau vụ nổ) không thay đổi, nhưng bán kính giảm khoảng một trăm nghìn lần. Nhưng xung lượng góc, bằng tích của tốc độ quay xích đạo với khối lượng và bán kính, vẫn không đổi. Khối lượng không thay đổi nên vận tốc phải tăng gấp trăm nghìn lần.

Hãy xem xét một ví dụ đơn giản. Mặt trời của chúng ta quay khá chậm quanh trục của chính nó. Thời gian của vòng quay này là khoảng 25 ngày. Vì vậy, nếu Mặt trời đột nhiên trở thành một ngôi sao neutron, chu kỳ quay của nó sẽ giảm xuống còn một phần mười nghìn giây.

Hệ quả quan trọng thứ hai của định luật bảo toàn là sao neutron phải có từ hóa rất mạnh. Trên thực tế, trong bất kỳ quá trình tự nhiên nào, chúng ta không thể đơn giản phá hủy từ trường (nếu nó đã tồn tại). Các đường sức từ mãi mãi gắn liền với vật chất của sao, chất có tính dẫn điện tuyệt vời. Độ lớn của từ thông trên bề mặt ngôi sao bằng tích của cường độ từ trường với bình phương bán kính của ngôi sao. Giá trị này là không đổi. Đó là lý do tại sao khi một ngôi sao co lại thì từ trường sẽ tăng rất mạnh. Chúng ta hãy tập trung vào hiện tượng này một cách chi tiết hơn, vì chính hiện tượng này quyết định nhiều tính chất đáng kinh ngạc của sao xung.

Cường độ từ trường có thể được đo trên bề mặt Trái đất của chúng ta. Chúng ta sẽ nhận được một giá trị nhỏ khoảng một gauss. Trong một phòng thí nghiệm vật lý tốt, có thể thu được từ trường lên tới một triệu gauss. Trên bề mặt của sao lùn trắng, cường độ từ trường đạt tới một trăm triệu gauss. Trường gần đó thậm chí còn mạnh hơn - lên tới mười tỷ gauss. Nhưng trên bề mặt của một ngôi sao neutron, thiên nhiên đạt tới một kỷ lục tuyệt đối. Ở đây cường độ trường có thể lên tới hàng trăm nghìn tỷ gauss. Khoảng trống trong bình lít chứa trường như vậy sẽ nặng khoảng một nghìn tấn.

Từ trường mạnh như vậy không thể không ảnh hưởng (tất nhiên, kết hợp với trường hấp dẫn) bản chất tương tác của sao neutron với vật chất xung quanh. Rốt cuộc, chúng ta vẫn chưa nói về lý do tại sao các xung có hoạt động mạnh mẽ, tại sao chúng phát ra sóng vô tuyến. Và không chỉ sóng vô tuyến. Ngày nay, các nhà vật lý thiên văn đã biết rõ về các sao xung tia X chỉ được quan sát thấy trong các hệ nhị phân, các nguồn tia gamma có đặc tính khác thường, được gọi là các vụ nổ tia X.

Để hình dung các cơ chế tương tác khác nhau của sao neutron với vật chất, chúng ta hãy chuyển sang lý thuyết tổng quát về sự thay đổi chậm trong các phương thức tương tác của sao neutron với môi trường. Chúng ta hãy xem xét ngắn gọn các giai đoạn chính của sự tiến hóa như vậy. Sao neutron - tàn tích của vụ nổ siêu tân tinh - ban đầu quay rất nhanh với chu kỳ 10 -2 - 10 -3 giây. Với tốc độ quay nhanh như vậy, ngôi sao phát ra sóng vô tuyến, bức xạ điện từ và các hạt.

Một trong những đặc tính đáng kinh ngạc nhất của ẩn tinh là sức mạnh bức xạ khủng khiếp của chúng, lớn hơn hàng tỷ lần so với sức mạnh bức xạ từ bên trong sao. Ví dụ, công suất phát xạ vô tuyến của sao xung trong “Cua” đạt tới 1031 erg/giây, trong quang học là 1034 erg/giây, cao hơn nhiều so với công suất phát xạ của Mặt trời. Sao xung này thậm chí còn phát ra nhiều tia X và tia gamma hơn.

Những máy tạo năng lượng tự nhiên này hoạt động như thế nào? Tất cả các sao xung vô tuyến đều có một đặc tính chung, đóng vai trò là chìa khóa để làm sáng tỏ cơ chế hoạt động của chúng. Đặc tính này nằm ở chỗ chu kỳ phát xung không đổi mà tăng dần. Điều đáng chú ý là tính chất quay của các sao neutron lần đầu tiên được các nhà lý thuyết dự đoán, và sau đó rất nhanh chóng được xác nhận bằng thực nghiệm. Do đó, vào năm 1969, người ta phát hiện ra rằng chu kỳ phát ra các xung xung ở “Cua” đang tăng thêm 36 phần tỷ giây mỗi ngày.

Bây giờ chúng ta sẽ không nói về việc đo lường những khoảng thời gian ngắn như vậy như thế nào. Điều quan trọng đối với chúng tôi chính là việc tăng chu kỳ giữa các xung, nhân tiện, điều này giúp chúng ta có thể ước tính tuổi của các ẩn tinh. Tuy nhiên, tại sao một ẩn tinh lại phát ra các xung phát xạ vô tuyến? Hiện tượng này chưa được giải thích đầy đủ trong khuôn khổ của bất kỳ lý thuyết hoàn chỉnh nào. Tuy nhiên, vẫn có thể vẽ ra một bức tranh định tính về hiện tượng này.

Vấn đề là trục quay của sao neutron không trùng với trục từ của nó. Điện động lực học đã biết rõ rằng nếu một nam châm quay trong chân không quanh một trục không trùng với trục từ tính thì bức xạ điện từ sẽ phát sinh đúng với tần số quay của nam châm. Đồng thời tốc độ quay của nam châm sẽ chậm lại. Điều này có thể hiểu được từ những cân nhắc chung, vì nếu phanh không xảy ra, chúng ta sẽ có một động cơ vĩnh cửu.

Do đó, máy phát của chúng ta lấy năng lượng của các xung vô tuyến từ chuyển động quay của ngôi sao và từ trường của nó giống như dây đai truyền động của một cỗ máy. Quá trình thực sự phức tạp hơn nhiều, vì một nam châm quay trong chân không chỉ có một phần tương tự như một ẩn tinh. Rốt cuộc, một ngôi sao neutron không quay trong chân không; nó được bao quanh bởi một từ trường mạnh, một đám mây plasma và đây là một chất dẫn tốt có thể tự điều chỉnh theo bức tranh đơn giản và khá sơ đồ mà chúng ta đã vẽ. Do sự tương tác của từ trường của sao xung với từ quyển xung quanh, các chùm bức xạ định hướng hẹp được hình thành, với “vị trí thuận lợi của các ngôi sao”, có thể được quan sát thấy ở nhiều phần khác nhau của thiên hà, đặc biệt là trên Trái đất. .

Sự quay nhanh của một xung vô tuyến khi bắt đầu hoạt động không chỉ gây ra sự phát xạ vô tuyến. Một phần năng lượng đáng kể cũng bị các hạt tương đối tính mang đi. Khi tốc độ quay của xung giảm, áp suất bức xạ giảm. Trước đây, bức xạ đã đẩy plasma ra khỏi ẩn tinh. Lúc này vật chất xung quanh bắt đầu rơi vào ngôi sao và dập tắt bức xạ của nó. Quá trình này có thể đặc biệt hiệu quả nếu ẩn tinh là một phần của hệ nhị phân. Trong một hệ như vậy, đặc biệt nếu nó đủ gần, ẩn tinh sẽ hút vật chất của sao đồng hành “bình thường” vào chính nó.

Nếu ẩn tinh còn trẻ và tràn đầy năng lượng thì sự phát xạ vô tuyến của nó vẫn có thể “xuyên thủng” người quan sát. Nhưng ẩn tinh cũ không còn khả năng chống lại sự bồi tụ và nó “dập tắt” ngôi sao. Khi vòng quay của sao xung chậm lại, các quá trình đáng chú ý khác bắt đầu xuất hiện. Vì trường hấp dẫn của sao neutron rất mạnh nên sự bồi tụ vật chất sẽ giải phóng một lượng năng lượng đáng kể dưới dạng tia X. Nếu trong một hệ nhị phân, sao đồng hành bình thường đóng góp một lượng vật chất đáng chú ý vào xung, khoảng 10 -5 - 10 -6 M mỗi năm, thì sao neutron sẽ được quan sát không phải là một xung vô tuyến mà là một xung tia X.

Nhưng đó không phải là tất cả. Trong một số trường hợp, khi từ quyển của sao neutron ở gần bề mặt của nó, vật chất bắt đầu tích tụ ở đó, tạo thành một loại vỏ của sao. Trong lớp vỏ này, các điều kiện thuận lợi có thể được tạo ra cho quá trình diễn ra các phản ứng nhiệt hạch, và sau đó chúng ta có thể nhìn thấy một vụ nổ tia X trên bầu trời (từ tiếng Anh bùng nổ - “tia sáng”).

Trên thực tế, quá trình này có vẻ không có gì bất ngờ đối với chúng ta; chúng ta đã nói về nó liên quan đến các sao lùn trắng. Tuy nhiên, các điều kiện trên bề mặt của sao lùn trắng và sao neutron rất khác nhau, và do đó các vụ nổ tia X rõ ràng có liên quan đến sao neutron. Các vụ nổ nhiệt hạch được chúng ta quan sát thấy dưới dạng các tia sáng tia X và có lẽ là các vụ nổ tia gamma. Thật vậy, một số vụ nổ tia gamma có thể được gây ra bởi các vụ nổ nhiệt hạch trên bề mặt sao neutron.

Nhưng hãy quay trở lại với xung tia X. Về cơ bản, cơ chế bức xạ của chúng hoàn toàn khác với cơ chế bức xạ của các vụ nổ. Các nguồn năng lượng hạt nhân không còn đóng vai trò gì ở đây nữa. Bản thân động năng của sao neutron cũng không thể đối chiếu được với dữ liệu quan sát.

Hãy lấy nguồn tia X Centaurus X-1 làm ví dụ. Sức mạnh của nó là 10 erg/giây. Vì vậy, nguồn năng lượng dự trữ này chỉ có thể đủ dùng trong một năm. Ngoài ra, khá rõ ràng là chu kỳ quay của ngôi sao trong trường hợp này sẽ phải tăng lên. Tuy nhiên, đối với nhiều xung tia X, không giống như xung vô tuyến, chu kỳ giữa các xung giảm dần theo thời gian. Điều này có nghĩa là vấn đề ở đây không phải là động năng của chuyển động quay. Các xung tia X hoạt động như thế nào?

Chúng tôi nhớ rằng chúng thể hiện dưới dạng hệ thống kép. Ở đó các quá trình bồi tụ đặc biệt hiệu quả. Tốc độ vật chất rơi vào sao neutron có thể đạt tới một phần ba tốc độ ánh sáng (100 nghìn km mỗi giây). Khi đó 1 gam chất đó sẽ giải phóng năng lượng 1020 erg. Và để đảm bảo giải phóng năng lượng ở mức 1037 erg/giây, dòng vật chất chảy vào sao neutron cần phải là 1017 gam/giây. Nhìn chung, con số này không nhiều lắm, khoảng một phần nghìn khối lượng Trái đất mỗi năm.

Nhà cung cấp vật liệu có thể là người bạn đồng hành quang học. Một dòng khí sẽ liên tục chảy từ một phần bề mặt của nó về phía sao neutron. Nó sẽ cung cấp cả năng lượng và vật chất cho đĩa bồi tụ hình thành xung quanh sao neutron.

Vì sao neutron có từ trường rất lớn nên khí sẽ “chảy” dọc theo các đường sức từ về phía các cực. Ở đó, tại những “điểm” tương đối nhỏ có kích thước chỉ một km, diễn ra các quá trình tạo ra bức xạ tia X mạnh ở quy mô lớn. Tia X được phát ra bởi các electron tương đối và thông thường chuyển động trong từ trường của ẩn tinh. Khí rơi vào nó cũng có thể “nuôi” chuyển động quay của nó. Đó là lý do tại sao chính xác là ở các xung tia X người ta quan sát thấy sự giảm chu kỳ quay trong một số trường hợp.

Nguồn tia X có trong hệ nhị phân là một trong những hiện tượng đáng chú ý nhất trong không gian. Có rất ít trong số chúng, có lẽ không quá một trăm trong Thiên hà của chúng ta, nhưng tầm quan trọng của chúng là rất lớn không chỉ từ quan điểm, đặc biệt là đối với sự hiểu biết loại I. Các hệ nhị phân cung cấp cách tự nhiên và hiệu quả nhất để vật chất di chuyển từ ngôi sao này sang ngôi sao khác, và chính tại đây (do sự thay đổi tương đối nhanh chóng về khối lượng của các ngôi sao) mà chúng ta có thể gặp phải nhiều lựa chọn khác nhau cho quá trình tiến hóa “tăng tốc”.

Một sự cân nhắc thú vị khác. Chúng ta biết việc ước tính khối lượng của một ngôi sao là khó khăn và gần như không thể. Nhưng vì sao neutron là một phần của hệ thống đôi, nên có thể sớm hay muộn người ta sẽ có thể xác định được bằng thực nghiệm (và điều này cực kỳ quan trọng!) khối lượng tối đa của sao neutron, cũng như thu được thông tin trực tiếp về nguồn gốc của nó. .

Nó xảy ra sau một vụ nổ siêu tân tinh.

Đây là lúc chạng vạng của cuộc đời một ngôi sao. Lực hấp dẫn của nó mạnh đến mức nó ném các electron ra khỏi quỹ đạo của các nguyên tử, biến chúng thành neutron.

Khi nó mất đi sự hỗ trợ của áp suất bên trong, nó sẽ sụp đổ và điều này dẫn đến vụ nổ siêu tân tinh.

Phần còn lại của vật thể này trở thành Sao neutron, có khối lượng gấp 1,4 lần khối lượng Mặt trời và bán kính gần bằng bán kính Manhattan ở Hoa Kỳ.

Trọng lượng của một miếng đường có mật độ bằng sao neutron là...

Ví dụ, nếu bạn lấy một miếng đường có thể tích 1 cm3 và tưởng tượng rằng nó được làm từ vật chất sao neutron, thì khối lượng của nó sẽ vào khoảng một tỷ tấn. Con số này tương đương với khối lượng của khoảng 8 nghìn tàu sân bay. Vật nhỏ có mật độ đáng kinh ngạc!

Ngôi sao neutron mới sinh tự hào có tốc độ quay cao. Khi một ngôi sao nặng biến thành sao neutron, tốc độ quay của nó thay đổi.

Sao neutron quay là một máy phát điện tự nhiên. Vòng quay của nó tạo ra một từ trường mạnh. Lực từ cực lớn này bắt giữ các electron và các hạt nguyên tử khác và gửi chúng vào sâu trong Vũ trụ với tốc độ cực lớn. Các hạt tốc độ cao có xu hướng phát ra bức xạ. Sự nhấp nháy mà chúng ta quan sát thấy ở các sao xung là bức xạ của các hạt này.Nhưng chúng ta chỉ nhận thấy nó khi bức xạ của nó hướng về phía chúng ta.

Sao neutron quay tròn là Pulsar, một vật thể kỳ lạ được tạo ra sau vụ nổ Siêu tân tinh. Đây là buổi hoàng hôn của cuộc đời cô.

Mật độ của sao neutron được phân bố khác nhau. Chúng có vỏ cây cực kỳ dày đặc. Nhưng lực bên trong sao neutron có thể xuyên qua lớp vỏ. Và khi điều này xảy ra, ngôi sao sẽ điều chỉnh vị trí của nó, dẫn đến sự thay đổi chuyển động quay của nó. Điều này được gọi là: vỏ cây bị nứt. Một vụ nổ xảy ra trên một ngôi sao neutron.

Bài viết

Khái niệm sao neutron

Vào đầu những năm 1960, việc phát hiện ra các nguồn tia X vũ trụ đã mang lại sự khích lệ lớn cho những người coi sao neutron có thể là nguồn phát ra tia X của thiên thể. Đến cuối năm 1967 Một loại thiên thể mới được phát hiện - pulsar, khiến các nhà khoa học bối rối. Khám phá này là bước phát triển quan trọng nhất trong nghiên cứu sao neutron, vì nó một lần nữa đặt ra câu hỏi về nguồn gốc của bức xạ tia X vũ trụ. Nói về sao neutron, cần lưu ý rằng các đặc điểm vật lý của chúng được thiết lập về mặt lý thuyết và rất mang tính giả thuyết, vì các điều kiện vật lý tồn tại trong các vật thể này không thể được tái tạo trong các thí nghiệm trong phòng thí nghiệm.

Tính chất của sao neutron

Mật độ sao neutron

Nhiệt độ sao neutron

Sản phẩm cuối cùng của quá trình tiến hóa sao được gọi là sao neutron. Kích thước và trọng lượng của chúng thật đáng kinh ngạc! Có kích thước đường kính lên tới 20 km nhưng nặng tới . Mật độ vật chất trong sao neutron lớn hơn nhiều lần mật độ của hạt nhân nguyên tử. Sao neutron xuất hiện trong vụ nổ siêu tân tinh.

Hầu hết các sao neutron được biết đến nặng khoảng 1,44 khối lượng mặt trời và bằng giới hạn khối lượng Chandrasekhar. Nhưng về mặt lý thuyết có thể chúng có khối lượng lên tới 2,5. Vật nặng nhất được phát hiện cho đến nay nặng 1,88 khối lượng mặt trời và được gọi là Vele X-1, và vật thứ hai có khối lượng bằng 1,97 khối lượng mặt trời là PSR J1614-2230. Với mật độ tăng thêm, ngôi sao biến thành quark.

Từ trường của sao neutron rất mạnh và đạt tới 10,12 độ G, trường của Trái đất là 1G. Từ năm 1990, một số sao neutron đã được xác định là sao từ - đây là những sao có từ trường vượt xa 10 đến 14 độ Gauss. Tại những từ trường tới hạn như vậy, vật lý thay đổi, xuất hiện hiệu ứng tương đối tính (bẻ cong ánh sáng bởi từ trường) và sự phân cực của chân không vật lý. Sao neutron đã được dự đoán và sau đó được phát hiện.

Giả định đầu tiên được Walter Baade và Fritz Zwicky đưa ra vào năm 1933, họ đưa ra giả định rằng các sao neutron được sinh ra là kết quả của một vụ nổ siêu tân tinh. Theo tính toán, bức xạ từ những ngôi sao này rất nhỏ, đơn giản là không thể phát hiện được. Nhưng vào năm 1967, sinh viên tốt nghiệp của Huish là Jocelyn Bell đã phát hiện ra chất phát ra các xung vô tuyến đều đặn.

Những xung lực như vậy thu được là kết quả của sự quay nhanh của vật thể, nhưng những ngôi sao thông thường sẽ bay ra khỏi sự quay mạnh như vậy, và do đó họ quyết định rằng chúng là sao neutron.

Các xung theo thứ tự tốc độ quay giảm dần:

Máy phóng là một xung vô tuyến. Tốc độ quay thấp và từ trường mạnh. Một ẩn tinh như vậy có từ trường và ngôi sao quay cùng nhau với cùng vận tốc góc. Tại một thời điểm nhất định, vận tốc tuyến tính của trường đạt tới tốc độ ánh sáng và bắt đầu vượt quá tốc độ đó. Hơn nữa, trường lưỡng cực không thể tồn tại và các đường cường độ trường bị đứt. Di chuyển dọc theo những đường này, các hạt tích điện chạm tới một vách đá và vỡ ra, do đó chúng rời khỏi sao neutron và có thể bay đi đến bất kỳ khoảng cách nào cho đến vô tận. Vì vậy, những ẩn tinh này được gọi là xung phóng (cho đi, phóng ra) - xung vô tuyến.

Cánh quạt, nó không còn có tốc độ quay giống như máy phóng để gia tốc các hạt đến tốc độ sau ánh sáng nên không thể là xung vô tuyến. Nhưng tốc độ quay của nó vẫn rất cao, vật chất bị từ trường bắt giữ vẫn chưa thể rơi vào ngôi sao, tức là không xảy ra hiện tượng bồi tụ. Những ngôi sao như vậy được nghiên cứu rất ít vì gần như không thể quan sát được chúng.

Vật bồi tụ là một xung tia X. Ngôi sao không còn quay nhanh nữa và vật chất bắt đầu rơi vào ngôi sao, rơi dọc theo đường sức từ. Khi rơi xuống bề mặt rắn gần cực, chất này nóng lên tới hàng chục triệu độ, phát ra bức xạ tia X. Các xung xảy ra do ngôi sao vẫn đang quay và do diện tích rơi của vật chất chỉ khoảng 100 mét nên điểm này định kỳ biến mất khỏi tầm nhìn.

Giới thiệu

Trong suốt lịch sử của mình, nhân loại đã không ngừng cố gắng tìm hiểu vũ trụ. Vũ trụ là tổng thể của mọi thứ tồn tại, tất cả các hạt vật chất trong không gian giữa các hạt này. Theo ý tưởng hiện đại, tuổi của Vũ trụ là khoảng 14 tỷ năm.

Kích thước của phần nhìn thấy được của vũ trụ là khoảng 14 tỷ năm ánh sáng (một năm ánh sáng là quãng đường ánh sáng truyền đi trong chân không trong một năm). Một số nhà khoa học ước tính phạm vi của vũ trụ là 90 tỷ năm ánh sáng. Để thuận tiện cho việc vận hành ở khoảng cách lớn như vậy, một giá trị gọi là Parsec được sử dụng. Parsec là khoảng cách mà bán kính trung bình của quỹ đạo Trái đất, vuông góc với đường ngắm, có thể nhìn thấy được ở góc một giây cung. 1 Parsec = 3,2616 năm ánh sáng

Có một số lượng lớn các vật thể khác nhau trong vũ trụ, những cái tên quen thuộc với nhiều người, chẳng hạn như các hành tinh và vệ tinh, các ngôi sao, lỗ đen, v.v. Các ngôi sao rất đa dạng về độ sáng, kích thước, nhiệt độ và các thông số khác. Các ngôi sao bao gồm các vật thể như sao lùn trắng, sao neutron, sao khổng lồ và siêu khổng lồ, chuẩn tinh và sao xung. Trung tâm của các thiên hà được quan tâm đặc biệt. Theo quan điểm hiện đại, lỗ đen phù hợp với vai trò là vật thể nằm ở trung tâm thiên hà. Lỗ đen là sản phẩm của quá trình tiến hóa của các ngôi sao, có những đặc tính độc đáo. Độ tin cậy thực nghiệm về sự tồn tại của lỗ đen phụ thuộc vào giá trị của thuyết tương đối rộng.

Ngoài các thiên hà, vũ trụ còn chứa đầy tinh vân (các đám mây liên sao bao gồm bụi, khí và plasma), bức xạ nền vi sóng vũ trụ lan khắp toàn bộ vũ trụ và các vật thể ít được nghiên cứu khác.

sao neutron

Sao neutron là một vật thể thiên văn, là một trong những sản phẩm cuối cùng của quá trình tiến hóa của sao, bao gồm chủ yếu là lõi neutron được bao phủ bởi một lớp vỏ vật chất tương đối mỏng (? 1 km) ở dạng hạt nhân nguyên tử nặng và electron. Khối lượng của sao neutron tương đương với khối lượng của Mặt trời, nhưng bán kính điển hình chỉ là 10-20 km. Do đó, mật độ vật chất trung bình của một ngôi sao như vậy cao hơn mật độ của hạt nhân nguyên tử vài lần (đối với hạt nhân nặng trung bình là 2,8 * 1017 kg/m?). Việc nén hấp dẫn hơn nữa của sao neutron bị ngăn cản bởi áp suất của vật chất hạt nhân phát sinh do sự tương tác của neutron.

Nhiều sao neutron có tốc độ quay cực cao, lên tới hàng nghìn vòng/giây. Người ta tin rằng các sao neutron được sinh ra trong các vụ nổ siêu tân tinh.

Lực hấp dẫn trong sao neutron được cân bằng bởi áp suất của khí neutron suy biến, giá trị cực đại khối lượng của sao neutron được đặt bởi giới hạn Oppenheimer-Volkoff, giá trị số của nó phụ thuộc vào phương trình (vẫn chưa được biết rõ) trạng thái của vật chất trong lõi của ngôi sao. Có những tiền đề lý thuyết cho rằng với sự gia tăng mật độ thậm chí còn lớn hơn, sự thoái hóa của sao neutron thành quark là có thể xảy ra.

Từ trường trên bề mặt sao neutron đạt giá trị 1012-1013 G (Gauss là đơn vị đo cảm ứng từ), và chính các quá trình trong từ quyển của sao neutron là nguyên nhân gây ra sự phát xạ vô tuyến của các xung. Kể từ những năm 1990, một số sao neutron đã được xác định là sao từ—sao có từ trường cỡ 1014 Gauss hoặc cao hơn. Những trường như vậy (vượt quá giá trị “ tới hạn” 4,414.1013 G, tại đó năng lượng tương tác của electron với từ trường vượt quá năng lượng nghỉ của nó) đưa đến vật lý mới về chất, vì các hiệu ứng tương đối tính riêng, sự phân cực của chân không vật lý, v.v. trở nên đáng kể.

Phân loại sao neutron

Hai thông số chính đặc trưng cho sự tương tác của sao neutron với vật chất xung quanh và do đó, các biểu hiện quan sát được của chúng là chu kỳ quay và độ lớn của từ trường. Theo thời gian, ngôi sao tiêu hao năng lượng quay và chu kỳ quay của nó tăng lên. Từ trường cũng yếu đi. Vì lý do này, sao neutron có thể thay đổi loại trong suốt cuộc đời của nó.

Máy phun (pulsar vô tuyến) - từ trường mạnh và chu kỳ quay ngắn. Trong mô hình đơn giản nhất của từ quyển, từ trường quay đều, nghĩa là có cùng vận tốc góc với chính sao neutron. Ở một bán kính nhất định, tốc độ quay tuyến tính của trường đạt tới tốc độ ánh sáng. Bán kính này được gọi là bán kính của hình trụ nhẹ. Ngoài bán kính này, trường lưỡng cực thông thường không thể tồn tại, do đó các đường cường độ trường bị đứt tại điểm này. Các hạt tích điện chuyển động dọc theo đường sức từ có thể rời khỏi sao neutron qua những vách đá như vậy và bay đi đến vô tận. Một ngôi sao neutron thuộc loại này phóng ra (phóng ra) các hạt tích điện tương đối phát ra trong phạm vi vô tuyến. Đối với người quan sát, các vật phóng trông giống như xung vô tuyến.

Cánh quạt - tốc độ quay không còn đủ để phóng ra các hạt, vì vậy một ngôi sao như vậy không thể là một xung vô tuyến. Tuy nhiên, nó vẫn còn lớn và vật chất xung quanh sao neutron bị từ trường bắt giữ không thể rơi xuống, tức là không xảy ra hiện tượng bồi tụ vật chất. Sao neutron loại này hầu như không có biểu hiện quan sát được và ít được nghiên cứu.

Máy bồi tụ (pulsar tia X) - tốc độ quay giảm đến mức hiện tại không có gì ngăn cản vật chất rơi vào một ngôi sao neutron như vậy. Plasma rơi xuống, di chuyển dọc theo các đường sức từ và chạm vào bề mặt rắn ở vùng cực của sao neutron, nóng lên tới hàng chục triệu độ. Vật chất được nung nóng đến nhiệt độ cao như vậy sẽ phát sáng trong phạm vi tia X. Vùng mà vật chất rơi va chạm với bề mặt của ngôi sao rất nhỏ - chỉ khoảng 100 mét. Do sự quay của ngôi sao, điểm nóng này định kỳ biến mất khỏi tầm nhìn mà người quan sát coi là các xung động. Những vật thể như vậy được gọi là xung tia X.

Georotator - tốc độ quay của những ngôi sao neutron như vậy thấp và không ngăn cản sự bồi tụ. Nhưng kích thước của từ quyển lớn đến mức plasma bị từ trường chặn lại trước khi bị trọng lực bắt giữ. Một cơ chế tương tự hoạt động trong từ quyển Trái đất, đó là lý do tại sao loại này có tên như vậy.