Неутронните звезди са крайният продукт на звездната еволюция. Размерът и теглото им са просто невероятни! С размери до 20 km в диаметър, но тежащи като . Плътността на материята в неутронната звезда е многократно по-голяма от плътността на атомното ядро. Неутронните звезди се появяват по време на експлозия на свръхнова.

Повечето известни неутронни звезди имат маса приблизително 1,44 слънчеви маси.и е равна на границата на масата на Чандрасекар. Но теоретично е възможно те да имат до 2,5 маси. Най-тежкият открит до момента е с тегло 1,88 слънчеви маси и се нарича - Vele X-1, а вторият с маса 1,97 слънчеви - PSR J1614-2230. При по-нататъшно увеличаване на плътността звездата се превръща в кваркова.

Магнитното поле на неутронните звезди е много силно и достига 10 до 12-та степен на G, полето на Земята е 1 Gs. От 1990 г. някои неутронни звезди са идентифицирани като магнетари - това са звезди, в които магнитните полета надхвърлят 10 на 14-та гаусова степен. С такива критични магнитни полета се променя и физиката, появяват се релативистични ефекти (отклонение на светлината от магнитно поле) и поляризация на физическия вакуум. Неутронните звезди бяха предсказани и след това открити.

Първите предложения са направени от Валтер Бааде и Фриц Цвики през 1933 г., те направиха предположението, че неутронните звезди се раждат в резултат на експлозия на свръхнова. Според изчисленията радиацията на тези звезди е много малка, просто е невъзможно да се открие. Но през 1967 г. студентката от Hewish Jocelyn Bell открива , който излъчва редовни радиоимпулси.

Такива импулси са получени в резултат на бързото въртене на обекта, но обикновените звезди от такова силно въртене просто ще се разлетят и затова са решили, че са неутронни звезди.

Пулсари в низходящ ред на скоростта на въртене:

Ежекторът е радиопулсар. Ниска скорост на въртене и силно магнитно поле. Такъв пулсар има магнитно поле и звездата се върти заедно с еднаква ъглова скорост. В определен момент линейната скорост на полето достига скоростта на светлината и започва да я надвишава. Освен това диполното поле не може да съществува и линиите на напрегнатост на полето са разкъсани. Движейки се по тези линии, заредените частици достигат скала и се откъсват, така че напускат неутронната звезда и могат да отлетят на всяко разстояние до безкрайност. Следователно тези пулсари се наричат ​​​​ежектори (отдават, изригват) - радиопулсари.

Витло, той вече няма такава скорост на въртене като ежектор за ускоряване на частиците до следсветлинна скорост, така че не може да бъде радиопулсар. Но скоростта му на въртене все още е много висока, материята, уловена от магнитното поле, все още не може да падне върху звездата, тоест не се получава акреция. Такива звезди се изучават много слабо, защото е почти невъзможно да се наблюдават.

Акреторът е рентгенов пулсар. Звездата вече не се върти толкова бързо и материята започва да пада върху звездата, падайки по линията на магнитното поле. Падайки близо до полюса върху твърда повърхност, веществото се нагрява до десетки милиони градуси, което води до рентгенови лъчи. Пулсациите възникват в резултат на факта, че звездата все още се върти и тъй като зоната на падаща материя е само около 100 метра, това петно ​​периодично изчезва от погледа.

Често наричани "мъртви" неутронни звезди са удивителни обекти. Тяхното изследване през последните десетилетия се превърна в едно от най-очарователните и богати на открития в астрофизиката. Интересът към неутронните звезди се дължи не само на мистерията на тяхната структура, но и на колосалната им плътност и най-силните магнитни и гравитационни полета. Материята там е в специално състояние, наподобяващо огромно атомно ядро, и тези условия не могат да бъдат възпроизведени в земни лаборатории.

Раждане на върха на химикала

Откриването през 1932 г. на нова елементарна частица, неутронът, накара астрофизиците да се замислят каква роля може да играе в еволюцията на звездите. Две години по-късно се предполага, че експлозиите на свръхнови са свързани с превръщането на обикновени звезди в неутронни. След това бяха изчислени структурата и параметрите на последните и стана ясно, че ако малките звезди (като нашето Слънце) се превърнат в бели джуджета в края на еволюцията си, то по-тежките стават неутронни. През август 1967 г. радиоастрономите, изучавайки трептенията на космическите радиоизточници, откриват странни сигнали - записват се много кратки, около 50 милисекунди, импулси на радиоизлъчване, повтарящи се след строго определен интервал от време (от порядъка на една секунда). Беше напълно различно от обичайната хаотична картина на случайни неравномерни колебания в радиоизлъчването. След щателна проверка на цялото оборудване дойде увереността, че импулсите са с извънземен произход. Трудно е да изненадате астрономите с обекти, които излъчват с променлив интензитет, но в този случай периодът беше толкова кратък и сигналите бяха толкова регулярни, че учените сериозно предположиха, че те може да са съобщения от извънземни цивилизации.

Следователно първият пулсар е наречен LGM-1 (от английските Little Green Men „Малки зелени мъже“), въпреки че опитите да се намери някакъв смисъл в получените импулси завършиха напразно. Скоро бяха открити още 3 пулсиращи радиоизточника. Техният период отново се оказа много по-малък от характерните времена на трептене и въртене на всички известни астрономически обекти. Поради импулсивния характер на излъчването новите обекти започнаха да се наричат ​​пулсари. Това откритие буквално раздвижи астрономията и от много радиообсерватории започнаха да пристигат съобщения за откриването на пулсари. След откриването на пулсар в мъглявината Рак, възникнал поради експлозия на свръхнова през 1054 г. (тази звезда е била видима през деня, както китайците, арабите и северноамериканците споменават в своите анали), стана ясно, че пулсарите са някак свързани с експлозии на свръхнови.

Най-вероятно сигналите са дошли от предмет, останал след взрива. Отне много време, преди астрофизиците да осъзнаят, че пулсарите са бързо въртящите се неутронни звезди, които са търсили.

мъглявина рак
Избухването на тази свръхнова (снимката по-горе), искрящо в земното небе по-ярко от Венера и видимо дори през деня, се е случило през 1054 г. според земните часовници. Почти 1000 години са много кратко време по космическите стандарти и все пак през това време най-красивата мъглявина Рак успя да се образува от останките на експлодиралата звезда. Това изображение е комбинация от две изображения, едното от космическия телескоп Хъбъл (нюанси на червено), а другото от рентгеновия телескоп Чандра (синьо). Ясно се вижда, че високоенергийните електрони, излъчващи в рентгеновия диапазон, губят енергията си много бързо, така че сините цветове преобладават само в централната част на мъглявината.
Комбинирането на двете изображения помага да се разбере по-точно механизмът на работа на този удивителен космически генератор, който излъчва електромагнитни трептения в най-широк честотен диапазон от гама кванти до радиовълни. Въпреки че повечето неутронни звезди са открити чрез радиоизлъчване, те все още излъчват основното количество енергия в гама и рентгеновия диапазон. Неутронните звезди се раждат много горещи, но се охлаждат доста бързо и вече на хиляда години имат повърхностна температура от около 1 000 000 К. Следователно само млади неутронни звезди блестят в рентгеновия диапазон поради чисто топлинно излъчване.

Физика на пулсара
Пулсарът е просто огромен магнетизиран връх, въртящ се около ос, която не съвпада с оста на магнита. Ако нищо не паднеше върху него и не излъчваше нищо, тогава радиоизлъчването му щеше да има честота на въртене и ние никога нямаше да го чуем на Земята. Но факт е, че този връх има колосална маса и висока повърхностна температура, а въртящото се магнитно поле създава електрическо поле с огромен интензитет, способно да ускорява протони и електрони до почти светлинни скорости. Освен това всички тези заредени частици, които се движат около пулсара, са хванати в капан от колосалното му магнитно поле. И само в малък плътен ъгъл близо до магнитната ос те могат да се освободят (неутронните звезди имат най-силните магнитни полета във Вселената, достигащи 10 10 10 14 гауса, за сравнение: земното поле е 1 гаус, слънчевото 1050 гауса) . Именно тези потоци от заредени частици са източникът на онова радиоизлъчване, според което са открити пулсари, които по-късно се оказват неутронни звезди. Тъй като магнитната ос на неутронната звезда не съвпада непременно с оста на нейното въртене, когато звездата се върти, поток от радиовълни се разпространява в пространството като лъч на мигащ фар, прорязващ заобикалящата тъмнина само за миг.

Рентгенови изображения на пулсара на мъглявината Рак в активно (вляво) и нормално (вдясно) състояние

най-близкия съсед
Този пулсар е само на 450 светлинни години от Земята и е двойна система от неутронна звезда и бяло джудже с орбитален период от 5,5 дни. Меките рентгенови лъчи, получени от сателита ROSAT, се излъчват от полярни шапки PSR J0437-4715, нагрети до два милиона градуса. В процеса на бързото си въртене (периодът на този пулсар е 5,75 милисекунди) той се обръща към Земята с единия или другия магнитен полюс, в резултат на което интензитетът на потока гама-лъчи се променя с 33%. Яркият обект до малкия пулсар е далечна галактика, която по някаква причина активно свети в рентгеновата част на спектъра.

Всемогъща гравитация

Според съвременната еволюционна теория масивните звезди завършват живота си в колосална експлозия, която превръща повечето от тях в разширяваща се газова мъглявина. В резултат на това от гиганта, многократно по-голям от нашето Слънце по размери и маса, остава плътен горещ обект с размер около 20 km, с тънка атмосфера (направена от водород и по-тежки йони) и гравитационно поле 100 милиарда пъти по-голям от земния. Те я ​​нарекоха неутронна звезда, вярвайки, че се състои главно от неутрони. Веществото на неутронната звезда е най-плътната форма на материята (чаена лъжичка от такова свръхядро тежи около милиард тона). Много краткият период на сигнали, излъчвани от пулсарите, беше първият и най-важен аргумент в полза на факта, че това са неутронни звезди, които имат огромно магнитно поле и се въртят с бясна скорост. Само плътни и компактни обекти (с размери само няколко десетки километра) с мощно гравитационно поле могат да издържат на такава скорост на въртене, без да се разпаднат на парчета поради центробежните сили на инерцията.

Неутронната звезда се състои от неутронна течност с примес от протони и електрони. „Ядрената течност“, много напомняща на вещество от атомни ядра, е 1014 пъти по-плътна от обикновената вода. Тази огромна разлика е съвсем разбираема, тъй като атомите са предимно празно пространство, в което леки електрони трептят около малко тежко ядро. Ядрото съдържа почти цялата маса, тъй като протоните и неутроните са 2000 пъти по-тежки от електроните. Екстремните сили, които възникват по време на образуването на неутронна звезда, компресират атомите, така че електроните, притиснати в ядрата, се комбинират с протони, за да образуват неутрони. Така се ражда звезда, почти изцяло съставена от неутрони. Свръхплътната ядрена течност, ако бъде докарана до Земята, би избухнала като ядрена бомба, но в неутронна звезда е стабилна поради огромното гравитационно налягане. Въпреки това във външните слоеве на неутронна звезда (както всъщност на всички звезди) налягането и температурата падат, образувайки твърда кора с дебелина около километър. Смята се, че се състои главно от железни ядра.

Светкавица
Оказва се, че колосалната рентгенова светкавица от 5 март 1979 г. се е случила далеч отвъд нашата Галактика, в спътника Големия магеланов облак на нашия Млечен път, разположен на разстояние 180 хиляди светлинни години от Земята. Съвместната обработка на гама-взрива на 5 март, записан от седем космически апарата, направи възможно точното определяне на позицията на този обект и днес практически няма съмнение, че той се намира в Магелановия облак.

Трудно е да си представим събитието, случило се на тази далечна звезда преди 180 хиляди години, но след това то избухна като цели 10 свръхнови, повече от 10 пъти по-голяма яркост от всички звезди в нашата Галактика. Ярката точка в горната част на фигурата е дългият и добре познат пулсар SGR, а неправилният контур е най-вероятната позиция на обекта, който изригна на 5 март 1979 г.

Произход на неутронната звезда
Експлозията на свръхнова е просто преобразуване на част от гравитационната енергия в топлинна енергия. Когато горивото на старата звезда свърши и термоядрената реакция вече не може да загрее вътрешността й до необходимата температура, настъпва своеобразен колапс - газовият облак се срутва върху центъра на тежестта си. Освободената при това енергия разпръсква външните слоеве на звездата във всички посоки, образувайки разширяваща се мъглявина. Ако звездата е малка, като нашето Слънце, тогава възниква светкавица и се образува бяло джудже. Ако масата на звездата е повече от 10 пъти по-голяма от тази на Слънцето, тогава такъв колапс води до експлозия на свръхнова и се образува обикновена неутронна звезда. Ако на мястото на много голяма звезда с маса 2040 слънчева избухне свръхнова и се образува неутронна звезда с маса над три слънца, тогава процесът на гравитационно свиване става необратим и се образува черна дупка.

Вътрешна структура
Твърдата кора на външните слоеве на неутронна звезда се състои от тежки атомни ядра, подредени в кубична решетка, с електрони, летящи свободно между тях, подобно на металите на Земята, само че много по-плътни.

Отворен въпрос

Въпреки че неутронните звезди са интензивно изследвани от около три десетилетия, тяхната вътрешна структура не е известна със сигурност. Освен това няма твърда сигурност, че те наистина се състоят главно от неутрони. Докато се придвижваме по-дълбоко в звездата, налягането и плътността се увеличават и материята може да бъде толкова компресирана, че да се разпадне на кварки, градивните елементи на протоните и неутроните. Според съвременната квантова хромодинамика кварките не могат да съществуват в свободно състояние, а се обединяват в неразделни "тройки" и "двойки". Но може би на границата на вътрешното ядро ​​на неутронна звезда ситуацията се променя и кварките излизат от затвора. За да разберат по-добре природата на неутронната звезда и екзотичната кваркова материя, астрономите трябва да определят връзката между масата на звездата и нейния радиус (средна плътност). Чрез изследване на неутронни звезди със спътници може да се измери точно тяхната маса, но определянето на диаметъра е много по-трудно. Съвсем наскоро учени, използващи възможностите на рентгеновия спътник XMM-Newton, намериха начин да оценят плътността на неутронните звезди въз основа на гравитационното червено отместване. Необичайността на неутронните звезди се крие и във факта, че с намаляване на масата на звездата, нейният радиус се увеличава в резултат на това най-масивните неутронни звезди имат най-малък размер.

Черна вдовица
Експлозията на свръхнова доста често съобщава на новороден пулсар със значителна скорост. Такава летяща звезда със собствено прилично магнитно поле силно смущава йонизирания газ, който изпълва междузвездното пространство. Образува се нещо като ударна вълна, която се движи пред звездата и се разминава в широк конус след нея. Комбинираното оптично (синьо-зелена част) и рентгеново (нюанси на червено) изображение показва, че тук имаме работа не само със светещ газов облак, но и с огромен поток от елементарни частици, излъчвани от този милисекунден пулсар. Линейната скорост на Черната вдовица е 1 милион км/ч, завърта се около оста си за 1,6 ms, вече е на около милиард години и има звезда-компаньон, обикаляща около Вдовицата с период от 9,2 часа. Пулсарът B1957 + 20 получи името си по простата причина, че най-мощното му лъчение просто изгаря съседния му, карайки газа, който го образува, да „кипи“ и да се изпарява. Червеният пашкул с форма на пура зад пулсара е частта от космоса, където електроните и протоните, излъчени от неутронната звезда, излъчват меки гама лъчи.

Резултатът от компютърната симулация дава възможност да се визуализират в разрез процесите, протичащи в близост до бързолетящ пулсар. Лъчи, отклоняващи се от ярка точка, това е условно изображение на този поток от лъчиста енергия, както и потока от частици и античастици, който идва от неутронна звезда. Червеният контур на границата на черното пространство около неутронната звезда и червените светещи плазмени облаци е мястото, където потокът от релативистични частици, летящи почти със скоростта на светлината, се среща с междузвездния газ, кондензиран от ударната вълна. При рязко забавяне частиците излъчват рентгенови лъчи и, след като са загубили основната си енергия, не нагряват толкова много падащия газ.

Конвулсии на великаните

Пулсарите се считат за един от ранните етапи на живот на неутронната звезда. Благодарение на тяхното изследване учените научиха за магнитните полета, за скоростта на въртене и за бъдещата съдба на неутронните звезди. Чрез непрекъснато наблюдение на поведението на пулсар може да се определи точно колко енергия губи, колко се забавя и дори когато престане да съществува, след като се е забавил достатъчно, за да не може да излъчва мощни радиовълни. Тези изследвания потвърдиха много теоретични прогнози за неутронните звезди.

Още през 1968 г. са открити пулсари с период на въртене от 0,033 секунди до 2 секунди. Честотата на импулсите на радиопулсарите се поддържа с удивителна точност и първоначално стабилността на тези сигнали е била по-висока от тази на атомния часовник на Земята. И все пак, с напредъка в областта на измерването на времето за много пулсари, беше възможно да се регистрират регулярни промени в техните периоди. Разбира се, това са изключително малки промени и само след милиони години можем да очакваме период да се удвои. Съотношението на текущата скорост на въртене към забавянето на въртенето е един от начините за оценка на възрастта на пулсар. Въпреки удивителната стабилност на радиосигнала, някои пулсари понякога изпитват така наречените "смущения". За много кратък интервал от време (по-малко от 2 минути) скоростта на въртене на пулсара се увеличава значително и след известно време се връща до стойността, която е била преди "нарушението". Смята се, че "нарушенията" може да са причинени от пренареждане на масата в неутронната звезда. Но във всеки случай точният механизъм все още не е известен.

По този начин пулсарът Вела е подложен на големи "нарушения" около веднъж на всеки 3 години и това го прави много интересен обект за изучаване на подобни явления.

магнетари

Някои неутронни звезди, наречени SGR повтарящи се изблици, излъчват мощни изблици на "меки" гама лъчи на нередовни интервали. Количеството енергия, излъчвано от SGR по време на типична светкавица, продължаваща няколко десети от секундата, Слънцето може да излъчва само за цяла година. Четири известни SGR са в нашата галактика и само една е извън нея. Тези невероятни експлозии на енергия могат да бъдат причинени от звездни трусове, мощни версии на земетресения, когато твърдата повърхност на неутронните звезди се разкъсва и мощни потоци от протони избухват от вътрешността им, които, затънали в магнитно поле, излъчват гама и X- лъчи. Неутронните звезди бяха идентифицирани като източници на мощни гама-изблици след огромен гама-изблик на 5 март 1979 г., когато през първата секунда беше изхвърлено толкова енергия, колкото слънцето излъчва за 1000 години. Скорошни наблюдения на една от днешните най-„активни“ неутронни звезди изглежда подкрепят теорията, че мощните изблици на гама и рентгенови лъчи са причинени от звездни трусове.

През 1998 г. добре познатият SGR внезапно се събуди от своя "сън", който не е давал признаци на активност от 20 години и изпръска почти толкова енергия, колкото гама-лъчевата светкавица на 5 март 1979 г. Това, което порази най-много изследователите при наблюдението на това събитие, беше рязкото забавяне на скоростта на въртене на звездата, което показва нейното унищожение. За да се обяснят мощни гама и рентгенови изригвания, беше предложен модел на магнетар, неутронна звезда със свръхсилно магнитно поле. Ако неутронна звезда се роди, въртяща се много бързо, тогава комбинираният ефект на въртене и конвекция, който играе важна роля в първите няколко секунди от съществуването на неутронна звезда, може да създаде огромно магнитно поле чрез сложен процес, известен като „активно динамо“ (по същия начин се създава поле вътре в Земята и Слънцето). Теоретиците бяха изумени да открият, че такова динамо, работещо в гореща, новородена неутронна звезда, може да създаде магнитно поле 10 000 пъти по-силно от нормалното поле на пулсарите. Когато звездата изстине (след 10-20 секунди), конвекцията и динамото спират, но това време е напълно достатъчно, за да се появи необходимото поле.

Магнитното поле на въртяща се електропроводима топка може да бъде нестабилно и рязкото преструктуриране на неговата структура може да бъде придружено от освобождаване на колосални количества енергия (ярък пример за такава нестабилност е периодичното обръщане на магнитните полюси на Земята). Подобни неща се случват на Слънцето, при експлозивни събития, наречени „слънчеви изригвания“. В един магнетар наличната магнитна енергия е огромна и тази енергия е напълно достатъчна за мощността на такива гигантски изригвания като 5 март 1979 г. и 27 август 1998 г. Такива събития неизбежно причиняват дълбок срив и промени в структурата не само на електрическите токове в обема на неутронна звезда, но и на нейната твърда кора. Друг мистериозен тип обекти, които излъчват мощни рентгенови лъчи по време на периодични експлозии, са така наречените аномални рентгенови пулсари AXP. Те се различават от обикновените рентгенови пулсари по това, че излъчват само в рентгеновия диапазон. Учените смятат, че SGR и AXP са жизнени фази на един и същи клас обекти, а именно магнетари или неутронни звезди, които излъчват меки гама лъчи, черпейки енергия от магнитното поле. И въпреки че магнитарите днес остават плод на въображението на теоретиците и няма достатъчно данни, потвърждаващи съществуването им, астрономите упорито търсят необходимите доказателства.

Кандидати за магнетари
Астрономите вече са проучили нашата собствена галактика, Млечния път, толкова задълбочено, че не им струва нищо да нарисуват страничен изглед на нея, маркирайки позицията на най-забележителната от неутронните звезди в нея.

Учените смятат, че AXP и SGR са само два етапа в живота на един и същ гигантски магнит - неутронна звезда. През първите 10 000 години магнетарът е SGR пулсар, видим на обикновена светлина и даващ повтарящи се проблясъци на меки рентгенови лъчи, а през следващите милиони години, вече като аномален AXP пулсар, той изчезва от видимия обхват и издува само на рентген.

Най-силният магнит
Анализът на данните, получени от сателита RXTE (Rossi X-ray Timing Explorer, NASA) по време на наблюденията на необичайния пулсар SGR 1806-20, показа, че този източник е най-мощният известен досега магнит във Вселената. Големината на неговото поле беше определена не само въз основа на косвени данни (за забавяне на пулсар), но и почти директно въз основа на измерване на честотата на въртене на протоните в магнитното поле на неутронна звезда. Магнитното поле близо до повърхността на този магнетар достига 10 15 гауса. Ако беше например в орбитата на Луната, всички магнитни носители на информация на нашата Земя щяха да бъдат размагнетизирани. Вярно, като се има предвид, че масата й е приблизително равна на тази на Слънцето, това вече нямаше да има значение, защото дори Земята да не беше паднала върху тази неутронна звезда, тя щеше да се върти около нея като луда, правейки пълна революция само за един час.

Активно динамо
Всички знаем, че енергията обича да преминава от една форма в друга. Електричеството лесно се превръща в топлина, а кинетичната енергия в потенциална. Оказва се, че огромни конвективни потоци от електропроводима магма, плазма или ядрена материя също могат да преобразуват своята кинетична енергия в нещо необичайно, като например магнитно поле. Движението на големи маси върху въртяща се звезда в присъствието на малко първоначално магнитно поле може да доведе до електрически токове, които създават поле в същата посока като първоначалното. В резултат на това започва лавинообразно нарастване на собственото магнитно поле на въртящ се проводящ обект. Колкото по-голямо е полето, толкова по-големи са теченията, колкото по-големи са теченията, толкова по-голямо е полето и всичко това се дължи на баналните конвективни потоци поради факта, че горещата материя е по-лека от студената и следователно плава

Неспокоен квартал

Известната космическа обсерватория Чандра е открила стотици обекти (включително в други галактики), което показва, че не всички неутронни звезди са обречени да живеят сами. Такива обекти се раждат в бинарни системи, оцелели след експлозията на свръхнова, която създаде неутронната звезда. И понякога се случва единични неутронни звезди в плътни звездни региони като кълбовидни купове да улавят спътник. В този случай неутронната звезда ще "открадне" материя от своя съсед. И в зависимост от това колко мащабна ще й прави компания звездата, тази "кражба" ще предизвика различни последствия. Газът, изтичащ от спътник с маса, по-малка от тази на нашето Слънце, върху такава "троха" като неутронна звезда, няма да може веднага да падне поради собствения си твърде голям ъглов момент, така че създава т.нар. акреционен диск около него от "откраднатата" материя. Триенето по време на навиване около неутронна звезда и компресията в гравитационно поле загрява газа до милиони градуси и той започва да излъчва рентгенови лъчи. Друг интересен феномен, свързан с неутронните звезди, които имат спътник с ниска маса, са рентгеновите изблици (избухвания). Те обикновено продължават от няколко секунди до няколко минути и в своя максимум придават на звездата яркост, почти 100 000 пъти по-голяма от тази на Слънцето.

Тези изблици се обясняват с факта, че когато водородът и хелият се прехвърлят към неутронна звезда от спътник, те образуват плътен слой. Постепенно този слой става толкова плътен и горещ, че започва реакция на термоядрен синтез и се освобождава огромно количество енергия. По отношение на мощността това е еквивалентно на експлозията на целия ядрен арсенал на земляните върху всеки квадратен сантиметър от повърхността на неутронна звезда в рамките на една минута. Съвсем различна картина се наблюдава, ако неутронната звезда има масивен спътник. Гигантска звезда губи материя под формата на звезден вятър (поток от йонизиран газ, излъчван от нейната повърхност), а огромната гравитация на неутронна звезда улавя част от тази материя за себе си. Но тук влиза в действие магнитното поле, което кара падащата материя да тече по силови линии към магнитните полюси.

Това означава, че рентгеновите лъчи се генерират предимно в горещи точки на полюсите и ако магнитната ос и оста на въртене на звездата не съвпадат, тогава яркостта на звездата се оказва променлива, това също е пулсар, но само рентген. Неутронните звезди в рентгеновите пулсари имат ярки гигантски звезди като спътници. При бърстерите спътниците на неутронните звезди са звезди с ниска маса и ниска яркост. Възрастта на ярките гиганти не надвишава няколко десетки милиона години, докато възрастта на слабите звезди джуджета може да бъде милиарди години, тъй като първите консумират ядреното си гориво много по-бързо от последните. От това следва, че бърстърите са стари системи, в които магнитното поле е отслабнало с времето, докато пулсарите са относително млади и следователно магнитните полета в тях са по-силни. Може би пулсарите някога са пулсирали в миналото, а пулсарите тепърва ще пламват в бъдеще.

Пулсарите с най-кратки периоди (по-малко от 30 милисекунди), така наречените милисекундни пулсари, също се свързват с бинарни системи. Въпреки бързата си ротация, те не са най-младите, както може да се очаква, а най-старите.

Те възникват от бинарни системи, където стара, бавно въртяща се неутронна звезда започва да абсорбира материя от своя вече остарял спътник (обикновено червен гигант). Падайки върху повърхността на неутронна звезда, материята й предава ротационна енергия, карайки я да се върти все по-бързо и по-бързо. Това се случва, докато спътникът на неутронната звезда, почти освободен от излишната маса, се превръща в бяло джудже, а пулсарът оживява и започва да се върти със скорост от стотици обороти в секунда. Астрономите обаче наскоро откриха много необичайна система, при която спътникът на милисекунден пулсар не е бяло джудже, а гигантска раздута червена звезда. Учените смятат, че наблюдават тази двоична система точно в етапа на "освобождаване" на червената звезда от наднорменото тегло и превръщането й в бяло джудже. Ако тази хипотеза е погрешна, тогава звездата-компаньон може да бъде обикновен кълбовиден куп звезда, случайно уловен от пулсар. Почти всички неутронни звезди, които са известни в момента, са открити или в рентгенови двойни системи, или като единични пулсари.

И съвсем наскоро Хъбъл забеляза във видимата светлина неутронна звезда, която не е компонент на двойна система и не пулсира в рентгеновия и радиодиапазон. Това предоставя уникална възможност за точно определяне на неговия размер и корекции в разбирането на състава и структурата на този странен клас изгорели, гравитационно компресирани звезди. Тази звезда е открита за първи път като източник на рентгенови лъчи и излъчва в този диапазон, не защото събира водороден газ, докато се движи в космоса, а защото е все още млада. Може би това е остатък от една от звездите на двоичната система. В резултат на експлозия на свръхнова тази бинарна система се срина и бившите съседи започнаха самостоятелно пътуване през Вселената.

Бебе ядец на звезди
Както камъните падат на земята, така голяма звезда, освобождавайки масата си малко по малко, постепенно се придвижва към малък и далечен съсед, който има огромно гравитационно поле близо до повърхността си. Ако звездите не се въртят около общ център на тежестта, тогава газовият поток може просто да тече, като поток вода от чаша, върху малка неутронна звезда. Но тъй като звездите кръжат в хоровод, падащата материя, преди да достигне повърхността, трябва да загуби по-голямата част от своя ъглов импулс. И тук взаимното триене на частици, движещи се по различни траектории, и взаимодействието на йонизираната плазма, образуваща акреционния диск, с магнитното поле на пулсара помагат на процеса на падане на материята да завърши успешно с удар върху повърхността на неутронна звезда в областта на неговите магнитни полюси.

Мистерията 4U2127 е разрешена
Тази звезда заблуждава астрономите повече от 10 години, показвайки странна бавна променливост на параметрите си и пламвайки по различен начин всеки път. Само последните изследвания от космическата обсерватория Чандра направиха възможно разгадаването на мистериозното поведение на този обект. Оказа се, че това не е една, а две неутронни звезди. Освен това и двете имат спътници една звезда, подобна на нашето Слънце, а другата на малък син съсед. Пространствено тези двойки звезди са разделени от достатъчно голямо разстояние и живеят самостоятелен живот. Но върху звездната сфера те се проектират почти в една точка, поради което толкова дълго се смятаха за един обект. Тези четири звезди се намират в кълбовидния куп M15 на разстояние 34 хиляди светлинни години.

Отворен въпрос

Общо до днес астрономите са открили около 1200 неутронни звезди. От тях повече от 1000 са радиопулсари, а останалите са просто източници на рентгенови лъчи. През годините на изследвания учените стигнаха до извода, че неутронните звезди са истински оригинали. Някои са много ярки и спокойни, други периодично пламват и се променят със звездни трусове, а трети съществуват в двоични системи. Тези звезди са сред най-мистериозните и неуловими астрономически обекти, съчетаващи най-силните гравитационни и магнитни полета и екстремни плътности и енергии. И всяко ново откритие от техния бурен живот предоставя на учените уникална информация, необходима за разбирането на природата на материята и еволюцията на Вселената.

Универсален стандарт
Много е трудно да се изпрати нещо извън Слънчевата система, следователно, заедно с космическите кораби Pioneer-10 и -11, които отидоха там преди 30 години, земляните също изпратиха съобщения до своите братя по ум. За да нарисувате нещо, което ще бъде разбираемо за извънземния разум, задачата не е лесна, освен това беше необходимо да посочите обратния адрес и датата на изпращане на писмото... посочвайки мястото и часа на изпращане на съобщението е гениално. Прекъснати лъчи с различна дължина, излъчвани от точка, символизираща Слънцето, показват посоката и разстоянието до най-близките до Земята пулсари, а прекъсването на линията не е нищо повече от двоично обозначение на техния период на революция. Най-дългият лъч сочи към центъра на нашата галактика, Млечния път. За единица време на съобщението се приема честотата на радиосигнала, излъчван от водородния атом при промяна на взаимната ориентация на спиновете (посоката на въртене) на протона и електрона.

Известните 21 cm или 1420 MHz трябва да бъдат известни на всички интелигентни същества във Вселената. Според тези ориентири, сочещи към "радиофаровете" на Вселената, ще бъде възможно да се намерят земляни дори след много милиони години, а чрез сравняване на записаната честота на пулсарите с настоящата, ще бъде възможно да се оцени кога тези мъж и жена благословиха първия космически кораб, напуснал слънчевата система.

Николай Андреев

Те са предсказани в началото на 30-те години. 20-ти век Съветският физик Л. Д. Ландау, астрономите В. Бааде и Ф. Цвики. През 1967 г. са открити пулсари, които до 1977 г. окончателно са идентифицирани с неутронни звезди.

Неутронните звезди се образуват в резултат на експлозия на свръхнова в последния етап от еволюцията на звезда с голяма маса.

Ако масата на остатъка от свръхнова (т.е. това, което остава след изхвърлянето на черупката) е по-голяма от 1,4 М☉ но по-малко от 2,5 М☉ , то компресията му продължава след експлозията, докато плътността достигне ядрени стойности. Това ще доведе до факта, че електроните ще бъдат "натиснати" в ядрата и ще се образува вещество, състоящо се само от неутрони. Ражда се неутронна звезда.

Радиусите на неутронните звезди, подобно на радиусите на белите джуджета, намаляват с увеличаване на масата. И така, неутронна звезда с маса 1,4 М☉ (минималната маса на неутронна звезда) има радиус 100–200 km и маса 2,5 М☉ (максимално тегло) - само 10-12 км. материал от сайта

Схематичен разрез на неутронна звезда е показан на фигура 86. Външните слоеве на звездата (фигура 86, III) се състоят от желязо, което образува твърда кора. На дълбочина около 1 km започва твърда кора от желязо с примес на неутрони (фиг. 86), която преминава в течно свръхфлуидно и свръхпроводящо ядро ​​(фиг. 86, I). При маси, близки до границата (2,5–2,7 М☉), по-тежки елементарни частици (хиперони) се появяват в централните области на неутронна звезда.

Плътност на неутронна звезда

Плътността на материята в неутронната звезда е сравнима с плътността на материята в атомното ядро: тя достига 10 15 -10 18 kg/m 3 . При такива плътности независимото съществуване на електрони и протони е невъзможно и материята на звездата се състои практически само от неутрони.

Снимки (снимки, рисунки)

На тази страница материал по темите:

неутронна звезда
Неутронна звезда

неутронна звезда - свръхплътна звезда, образувана в резултат на експлозия на свръхнова. Веществото на неутронната звезда се състои главно от неутрони.
Неутронната звезда има ядрена плътност (10 14 -10 15 g/cm 3) и типичен радиус от 10-20 km. По-нататъшното гравитационно свиване на неутронна звезда се предотвратява от налягането на ядрената материя, което възниква поради взаимодействието на неутроните. Това налягане на изроден много по-плътен неутронен газ е в състояние да запази маси до 3M от гравитационен колапс. По този начин масата на неутронната звезда варира в рамките на (1,4-3)M.

Ориз. 1. Напречно сечение на неутронна звезда с маса 1,5M и радиус R = 16 km. Плътността ρ е дадена в g/cm 3 в различни части на звездата.

Неутрино, произведени по време на колапса на свръхновата, бързо охлажда неутронната звезда. Смята се, че температурата му спада от 10 11 до 10 9 K за около 100 s. Освен това скоростта на охлаждане намалява. Въпреки това е високо в космически мащаб. Намаляването на температурата от 10 9 до 10 8 К става за 100 години и до 10 6 К за един милион години.
Има ≈ 1200 известни обекта, които са класифицирани като неутронни звезди. Около 1000 от тях се намират в нашата галактика. Структурата на неутронна звезда с маса 1,5M и радиус 16 km е показана на фиг. 1: I е тънък външен слой от плътно опаковани атоми. Област II е кристална решетка от атомни ядра и изродени електрони. Област III е твърд слой от атомни ядра, пренаситени с неутрони. IV - течно ядро, състоящо се главно от изродени неутрони. Регион V образува адронното ядро ​​на неутронна звезда. Той, в допълнение към нуклоните, може да съдържа пиони и хиперони. В тази част на неутронна звезда е възможен преход на неутронна течност в твърдо кристално състояние, появата на пионен кондензат и образуването на кварк-глюонна и хиперонна плазма. В момента се уточняват отделни подробности за структурата на неутронна звезда.
Трудно е да се открият неутронни звезди с оптични методи поради малкия им размер и ниската им светимост. През 1967 г. Е. Хюиш и Дж. Бел (Кеймбриджкия университет) откриват космически източници на периодично радиоизлъчване - пулсари. Периодите на повторение на радиоимпулсите на пулсарите са строго постоянни и за повечето пулсари са в диапазона от 10 -2 до няколко секунди. Пулсарите са въртящи се неутронни звезди. Само компактни обекти със свойствата на неутронни звезди могат да запазят формата си, без да се срутят при такива скорости на въртене. Запазването на ъгловия момент и магнитното поле по време на колапса на свръхнова и образуването на неутронна звезда води до раждането на бързо въртящи се пулсари с много силно магнитно поле от 10 10 –10 14 G. Магнитното поле се върти заедно с неутронната звезда, но оста на това поле не съвпада с оста на въртене на звездата. При такова въртене радиоизлъчването на звезда се плъзга по Земята като лъч на маяк. Всеки път, когато лъчът пресича Земята и удари наблюдател на Земята, радиотелескопът открива кратък импулс на радиоизлъчване. Честотата на нейното повторение съответства на периода на въртене на неутронната звезда. Излъчването на неутронна звезда възниква поради факта, че заредените частици (електрони) от повърхността на звездата се движат навън по линиите на магнитното поле, излъчвайки електромагнитни вълни. Това е механизмът на радиоизлъчване на пулсар, предложен за първи път от

Кевин Гил/flickr.com

Германски астрофизици уточниха максималната възможна маса на неутронна звезда въз основа на резултатите от измерванията на гравитационни вълни и електромагнитно излъчване от. Оказа се, че масата на невъртяща се неутронна звезда не може да бъде повече от 2,16 слънчеви маси, според статия, публикувана в Astrophysical Journal Letters.

Неутронните звезди са свръхплътни компактни звезди, които се образуват по време на експлозия на свръхнова. Радиусът на неутронните звезди не надвишава няколко десетки километра, а масата може да бъде сравнима с масата на Слънцето, което води до огромна плътност на материята на звездата (около 10 17 килограма на кубичен метър). В същото време масата на неутронната звезда не може да надхвърли определена граница - обекти с големи маси се срутват в черни дупки под въздействието на собствената си гравитация.

Според различни оценки горната граница на масата на неутронна звезда е в диапазона от две до три слънчеви маси и зависи от уравнението на състоянието на материята, както и от скоростта на въртене на звездата. В зависимост от плътността и масата на звездата учените разграничават няколко различни вида звезди, схематична диаграма е показана на фигурата. Първо, невъртящите се звезди не могат да имат маса, по-голяма от M TOV (бяла област). Второ, когато една звезда се върти с постоянна скорост, нейната маса може да бъде или по-малка от M TOV (светлозелена зона) или повече (яркозелена), но все пак не трябва да надвишава друга граница, M max . И накрая, неутронна звезда с променлива скорост на въртене може теоретично да има произволна маса (червени области с различна яркост). Винаги обаче трябва да се помни, че плътността на въртящите се звезди не може да надвишава определена стойност, в противен случай звездата все още ще се срине в черна дупка (вертикалната линия на диаграмата разделя стабилните решения от нестабилните).

Диаграма на различни видове неутронни звезди въз основа на тяхната маса и плътност. Кръстът отбелязва параметрите на обекта, образуван след сливането на звездите от двоичната система, пунктираните линии показват една от двете възможности за еволюция на обекта

L. Rezzolla и др. / The Astrophysoccal Journal

Група астрофизици, ръководени от Лучано Рецола, са поставили нови, по-точни ограничения за максималната възможна маса на невъртяща се неутронна звезда, M TOV. В своята работа учените са използвали данни от предишни проучвания за процесите, протичащи в системата от две сливащи се неутронни звезди и довели до излъчване на гравитационни (събитие GW170817) и електромагнитни (GRB 170817A) вълни. Едновременното регистриране на тези вълни се оказа много важно събитие за науката, можете да прочетете повече за това в нашия и в материала.

От предишните работи на астрофизиците следва, че след сливането на неутронни звезди се е образувала хипермасивна неутронна звезда (т.е. нейната маса M> M max), която се е развила по-нататък според един от двата възможни сценария и след кратък период от времето, превърнато в черна дупка (пунктирани линии на диаграмата). Наблюдението на електромагнитния компонент на излъчването на звездата показва първия сценарий, при който барионната маса на звездата остава практически постоянна, а гравитационната маса намалява сравнително бавно поради излъчването на гравитационни вълни. От друга страна, гама-избликът от системата идва почти едновременно с гравитационните вълни (само 1,7 секунди по-късно), което означава, че точката на трансформация в черна дупка трябва да лежи близо до M max.

Следователно, ако проследим еволюцията на хипермасивна неутронна звезда обратно до първоначалното състояние, чиито параметри бяха изчислени с добра точност в предишни работи, можем да намерим стойността на M max, която ни интересува. Познавайки M max, вече е лесно да се намери M TOV, тъй като тези две маси са свързани с връзката M max ≈ 1,2 M TOV. В тази статия астрофизиците са извършили такива изчисления, използвайки така наречените „универсални отношения“, които свързват параметрите на неутронни звезди с различни маси и не зависят от формата на уравнението на състоянието на тяхната материя. Авторите подчертават, че техните изчисления използват само прости предположения и не се основават на числени симулации. Крайният резултат за максималната възможна маса беше между 2,01 и 2,16 слънчеви маси. Долната граница за него беше получена по-рано в резултат на наблюдения на масивни пулсари в бинарни системи - с други думи, максималната маса не може да бъде по-малка от 2,01 слънчеви маси, тъй като астрономите действително са наблюдавали неутронни звезди с такава голяма маса.

По-рано сме писали за това как астрофизиците използват компютърни симулации на масата и радиуса на неутронни звезди, чието сливане доведе до събитията GW170817 и GRB 170817A.

Дмитрий Трунин