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

Hầu hết các sao neutron đã biết có khối lượng xấp xỉ 1,44 lần khối lượng Mặt Trời. và bằng giới hạn khối lượng Chandrasekhar. Nhưng về mặt lý thuyết, chúng có thể có tới 2,5 khối lượng. Quả nặng nhất được phát hiện cho đến nay có trọng lượng bằng 1,88 khối lượng mặt trời và nó được gọi là Vele X-1, và quả thứ hai có khối lượng bằng 1,97 khối lượng mặt trời là PSR J1614-2230. Với sự gia tăng hơn nữa về mật độ, ngôi sao biến thành một quark.

Từ trường của sao neutron rất mạnh và đạt tới lũy thừa 10 lũy thừa 12 của G, trường của Trái đất là 1 Gs. Kể từ năm 1990, một số sao neutron đã được xác định là sao nam châm - đây là những ngôi sao có từ trường vượt xa từ 10 đến 14 lũy thừa của gauss. Với những từ trường quan trọng như vậy, vật lý cũng thay đổi, xuất hiện các hiệu ứng tương đối tính (độ lệch của 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.

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

Những xung như vậy thu được do sự quay nhanh của vật thể, nhưng những ngôi sao bình thường từ một vòng quay mạnh như vậy sẽ đơn giản bay ra xa nhau, và do đó họ quyết định rằng chúng là sao neutron.

Các sao xung theo thứ tự giảm dần tốc độ quay:

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

cánh quạt, nó không còn có tốc độ quay như một vật phóng ra để tăng tốc các hạt lên tốc độ sau ánh sáng, vì vậy nó không thể là một pulsar vô tuyến. Nhưng tốc độ quay của nó vẫn rất cao, vật chất bị từ trường bắt giữ chưa thể rơi xuống ngôi sao, tức là không xảy ra hiện tượng bồi tụ. Những ngôi sao như vậy được nghiên cứu rất kém, vì hầu như không thể quan sát được chúng.

Một bồi tụ là một pulsar tia X. Ngôi sao không còn quay nhanh nữa và vật chất bắt đầu rơi lên ngôi sao, rơi dọc theo đường sức từ. Rơi xuống gần cực trên một bề mặt rắn, chất này được nung nóng đến hàng chục triệu độ, tạo ra tia X. Các xung xảy ra do thực tế là ngôi sao vẫn đang quay và do khu vực vật chất rơi xuống chỉ khoảng 100 mét, điểm này định kỳ biến mất khỏi tầm nhìn.

Thường được gọi là sao neutron "chết" là những vật thể đáng kinh ngạc. Nghiên cứu của họ trong những thập kỷ gần đây đã trở thành một trong những khám phá hấp dẫn và phong phú nhất trong vật lý thiên văn. Sự quan tâm đến các sao neutron không chỉ do bí ẩn về cấu trúc của chúng mà còn do mật độ khổng lồ của chúng, từ trường và trường hấp dẫn mạnh nhất. Vật chất ở đó ở trạng thái đặc biệt giống như một hạt nhân nguyên tử khổng lồ và những điều kiện này không thể tái tạo được trong các phòng thí nghiệm trên mặt đất.

Sinh trên đầu ngòi bút

Việc phát hiện ra một hạt cơ bản mới vào năm 1932, neutron, đã khiến các nhà vật lý thiên văn suy nghĩ về vai trò của nó trong quá trình tiến hóa của các vì sao. Hai năm sau, có ý kiến ​​cho rằng các vụ nổ siêu tân tinh có liên quan đến sự biến đổi các ngôi sao bình thường thành sao neutron. Sau đó, cấu trúc và các thông số của cái sau đã được tính toán, và rõ ràng là nếu những ngôi sao nhỏ (chẳng hạn như Mặt trời của chúng ta) biến thành sao lùn trắng khi kết thúc quá trình tiến hóa của chúng, thì những ngôi sao nặng hơn sẽ trở thành neutron. Vào tháng 8 năm 1967, các nhà thiên văn vô tuyến, trong khi nghiên cứu sự nhấp nháy của các nguồn vô tuyến vũ trụ, đã phát hiện ra các tín hiệu lạ - rất ngắn, dài khoảng 50 phần nghìn giây, các xung phát xạ vô tuyến được ghi lại, lặp lại sau một khoảng thời gian xác định nghiêm ngặt (theo thứ tự một giây). Nó hoàn toàn khác với bức tranh hỗn loạn thông thường về những thăng giáng bất thường ngẫu nhiên trong phát xạ vô tuyến. Sau khi kiểm tra kỹ lưỡng tất cả các thiết bị, người ta tin chắc rằng các xung động có nguồn gốc ngoài trái đất. Rất khó để gây ngạc nhiên cho các nhà thiên văn học với các vật thể phát ra với cường độ thay đổi, nhưng trong trường hợp này, khoảng thời gian quá ngắn và các tín hiệu đều đặn đến mức các nhà khoa học nghiêm túc cho rằng chúng có thể là thông điệp từ các nền văn minh ngoài trái đất.

Do đó, pulsar đầu tiên được đặt tên là LGM-1 (từ tiếng Anh Little Green Men “Little Green Men”), mặc dù nỗ lực tìm kiếm bất kỳ ý nghĩa nào trong các xung nhận được đều vô ích. Ngay sau đó, 3 nguồn vô tuyến xung khác đã được phát hiện. Một lần nữa, chu kỳ của chúng lại nhỏ hơn nhiều so với chu kỳ dao động và quay đặc trưng của tất cả các vật thể thiên văn đã biết. Do tính chất bốc đồng của bức xạ, các vật thể mới bắt đầu được gọi là pulsar. Phát hiện này đã khuấy động thiên văn học theo đúng nghĩa đen, và các báo cáo về việc phát hiện ra các pulsar bắt đầu đến từ nhiều đài quan sát vô tuyến. Sau khi phát hiện ra một sao xung trong Tinh vân Con cua, phát sinh do vụ nổ siêu tân tinh vào năm 1054 (ngôi sao này có thể nhìn thấy vào ban ngày, như người Trung Quốc, Ả Rập và Bắc Mỹ đề cập trong biên niên sử của họ), rõ ràng là các sao xung bằng cách nào đó kết nối với các vụ nổ siêu tân tinh. .

Nhiều khả năng, các tín hiệu đến từ vật thể còn sót lại sau vụ nổ. Phải mất một thời gian dài trước khi các nhà vật lý thiên văn nhận ra rằng các pulsar chính là những ngôi sao neutron quay nhanh mà họ đang tìm kiếm.

tinh vân cua
Sự bùng nổ của siêu tân tinh này (ảnh trên), lấp lánh trên bầu trời trái đất sáng hơn sao Kim và có thể nhìn thấy ngay cả vào ban ngày, xảy ra vào năm 1054 theo đồng hồ trái đất. Gần 1.000 năm là một khoảng thời gian rất ngắn theo tiêu chuẩn vũ trụ, tuy nhiên, trong thời gian này, Tinh vân Con cua đẹp nhất đã hình thành từ tàn dư của ngôi sao đã phát nổ. Hình ảnh này là sự kết hợp của hai hình ảnh, một từ Kính viễn vọng Không gian Hubble (màu đỏ) và hình còn lại từ Kính viễn vọng tia X Chandra (màu xanh lam). Rõ ràng là các electron năng lượng cao phát ra trong dải tia X mất năng lượng rất nhanh, vì vậy màu xanh lam chỉ chiếm ưu thế ở phần trung tâm của tinh vân.
Kết hợp hai hình ảnh giúp hiểu chính xác hơn cơ chế hoạt động của máy phát không gian tuyệt vời này, phát ra các dao động điện từ có dải tần rộng nhất từ ​​lượng tử gamma đến sóng vô tuyến. Mặc dù hầu hết các sao neutron đã được phát hiện bằng phát xạ vô tuyến, nhưng chúng vẫn phát ra lượng năng lượng chính trong dải gamma và tia X. Các sao neutron được sinh ra rất nóng, nhưng chúng nguội đi khá nhanh và ở tuổi nghìn năm, chúng có nhiệt độ bề mặt khoảng 1.000.000 K. Do đó, chỉ những sao neutron trẻ mới tỏa sáng trong dải tia X do bức xạ nhiệt hoàn toàn.

vật lý sao xung
Một ẩn tinh chỉ đơn giản là một đỉnh từ hóa khổng lồ quay quanh một trục không trùng với trục của nam châm. Nếu không có gì rơi vào nó và nó không phát ra bất cứ thứ gì, thì sự phát xạ vô tuyến của nó sẽ có tần số quay và chúng ta sẽ không bao giờ nghe thấy nó trên Trái đất. Nhưng thực tế là đỉnh này có khối lượng khổng lồ và nhiệt độ bề mặt cao, đồng thời từ trường quay tạo ra một điện trường có cường độ cực lớn, có khả năng gia tốc các proton và electron lên gần tốc độ ánh sáng. Hơn nữa, tất cả các hạt tích điện này đang chuyển động xung quanh pulsar đều bị mắc kẹt trong một cái bẫy từ từ trường khổng lồ của nó. Và chỉ trong một góc rắn nhỏ gần trục từ, chúng mới có thể thoát ra (các sao neutron có từ trường mạnh nhất trong Vũ trụ, đạt 10 10 10 14 gauss, để so sánh: trường trên mặt đất là 1 gauss, mặt trời là 1050 gauss) . Chính những dòng hạt tích điện này là nguồn gốc của sự phát xạ vô tuyến đó, theo đó các pulsar được phát hiện, sau này hóa ra là các sao neutron. Vì trục từ trường của sao neutron không nhất thiết phải trùng với trục quay của nó, nên khi ngôi sao quay, một luồng sóng vô tuyến truyền trong không gian giống như chùm đèn hiệu nhấp nháy xuyên qua bóng tối xung quanh chỉ trong giây lát.

Hình ảnh tia X của sao xung Tinh vân Con cua ở trạng thái hoạt động (trái) và bình thường (phải)

láng giềng gần nhất
Pulsar này chỉ cách Trái đất 450 năm ánh sáng và là một hệ nhị phân gồm sao neutron và sao lùn trắng với chu kỳ quỹ đạo là 5,5 ngày. Tia X mềm mà vệ tinh ROSAT nhận được được phát ra từ mũ cực PSR J0437-4715 được làm nóng tới hai triệu độ. Trong quá trình quay nhanh của nó (chu kỳ của pulsar này là 5,75 mili giây), nó quay về Trái đất bằng một hoặc một cực từ khác, kết quả là cường độ của dòng tia gamma thay đổi 33%. Vật thể sáng bên cạnh sao xung nhỏ là một thiên hà ở xa, vì lý do nào đó đang phát sáng tích cực trong phần tia X của quang phổ.

lực hấp dẫn toàn năng

Theo thuyết tiến hóa hiện đại, các ngôi sao khối lượng lớn kết thúc cuộc đời của chúng trong một vụ nổ khổng lồ biến hầu hết chúng thành một tinh vân khí đang mở rộng. Kết quả là, từ người khổng lồ, lớn hơn nhiều lần so với Mặt trời của chúng ta về kích thước và khối lượng, vẫn còn một vật thể nóng dày đặc có kích thước khoảng 20 km, với bầu khí quyển mỏng (làm từ hydro và các ion nặng hơn) và trường hấp dẫn gấp 100 tỷ lần. lớn hơn trái đất. Họ gọi nó là sao neutron, tin rằng nó bao gồm chủ yếu là neutron. Vật chất của sao neutron là dạng vật chất đậm đặc nhất (một thìa cà phê siêu hạt nhân như vậy nặng khoảng một tỷ tấn). Khoảng thời gian rất ngắn của các tín hiệu do các ẩn tinh phát ra là lập luận đầu tiên và quan trọng nhất ủng hộ thực tế rằng đây là những sao neutron, có từ trường khổng lồ và quay với tốc độ chóng mặt. Chỉ những vật thể đặc và đặc (kích thước chỉ vài chục km) với trường hấp dẫn cực mạnh mới có thể chịu được tốc độ quay như vậy mà không bị vỡ thành từng mảnh do lực quán tính ly tâm.

Một ngôi sao neutron bao gồm một chất lỏng neutron với hỗn hợp các proton và electron. "Chất lỏng hạt nhân", rất gợi nhớ đến một chất từ ​​​​hạt nhân nguyên tử, đặc hơn nước thông thường 1014 lần. Sự khác biệt lớn này là khá dễ hiểu, bởi vì các nguyên tử chủ yếu là không gian trống rỗng, trong đó các electron nhẹ bay xung quanh một hạt nhân nặng nhỏ. Hạt nhân chứa gần như toàn bộ khối lượng, vì proton và neutron nặng hơn electron 2.000 lần. Các lực cực đoan xảy ra trong quá trình hình thành sao neutron nén các nguyên tử sao cho các electron ép vào hạt nhân kết hợp với proton để tạo thành neutron. Do đó, một ngôi sao được sinh ra, hầu như hoàn toàn bao gồm các neutron. Chất lỏng hạt nhân siêu đậm đặc nếu được mang đến Trái đất sẽ phát nổ như bom hạt nhân, nhưng trong một ngôi sao neutron thì nó ổn định do áp suất hấp dẫn rất lớn. Tuy nhiên, ở các lớp bên ngoài của một ngôi sao neutron (cũng như tất cả các ngôi sao), áp suất và nhiệt độ giảm xuống, tạo thành một lớp vỏ rắn dày khoảng một km. Nó được cho là bao gồm chủ yếu là hạt nhân sắt.

Tốc biến
Hóa ra, tia X khổng lồ vào ngày 5 tháng 3 năm 1979 đã xảy ra vượt xa Thiên hà của chúng ta, trong vệ tinh Đám mây Magellan Lớn của Dải Ngân hà của chúng ta, nằm ở khoảng cách 180 nghìn năm ánh sáng so với Trái đất. Việc xử lý chung vụ nổ tia gamma vào ngày 5 tháng 3, được ghi lại bởi bảy tàu vũ trụ, giúp xác định chính xác vị trí của vật thể này và ngày nay thực tế không còn nghi ngờ gì nữa, nó nằm trong Đám mây Magellan.

Sự kiện xảy ra trên ngôi sao xa xôi này cách đây 180 nghìn năm thật khó tưởng tượng, nhưng sau đó nó bùng phát lên tới 10 siêu tân tinh, gấp hơn 10 lần độ sáng của tất cả các ngôi sao trong Thiên hà của chúng ta. Dấu chấm sáng ở phần trên của hình là ẩn tinh SGR dài và nổi tiếng, và đường viền không đều là vị trí có thể xảy ra nhất của vật thể phun trào vào ngày 5 tháng 3 năm 1979.

Nguồn gốc của sao neutron
Một vụ nổ siêu tân tinh chỉ đơn giản là sự chuyển đổi một số năng lượng hấp dẫn thành năng lượng nhiệt. Khi ngôi sao cũ hết nhiên liệu và phản ứng nhiệt hạch không thể làm nóng phần bên trong của nó đến nhiệt độ cần thiết nữa, một kiểu sụp đổ sẽ xảy ra - đám mây khí sụp đổ vào trọng tâm của nó. Năng lượng được giải phóng đồng thời phân tán các lớp bên ngoài của ngôi sao theo mọi hướng, tạo thành một tinh vân đang mở rộng. Nếu ngôi sao nhỏ, giống như Mặt trời của chúng ta, thì một tia sáng sẽ xảy ra và một sao lùn trắng được hình thành. Nếu khối lượng của ngôi sao lớn hơn 10 lần so với Mặt trời, thì sự sụp đổ như vậy sẽ dẫn đến vụ nổ siêu tân tinh và một ngôi sao neutron thông thường được hình thành. Nếu một siêu tân tinh bùng lên thay cho một ngôi sao rất lớn, có khối lượng bằng 2040 Mặt trời và một ngôi sao neutron có khối lượng lớn hơn ba Mặt trời được hình thành, thì quá trình nén hấp dẫn trở nên không thể đảo ngược và một lỗ đen được hình thành.

Cơ cấu nội bộ
Lớp vỏ cứng của các lớp bên ngoài của sao neutron được tạo thành từ các hạt nhân nguyên tử nặng được sắp xếp trong một mạng lập phương, với các electron bay tự do giữa chúng, tương tự như kim loại của Trái đất, chỉ đặc hơn nhiều.

mở câu hỏi

Mặc dù các sao neutron đã được nghiên cứu chuyên sâu trong khoảng ba thập kỷ, cấu trúc bên trong của chúng vẫn chưa được biết chắc chắn. Hơn nữa, không có gì chắc chắn rằng chúng thực sự bao gồm chủ yếu là neutron. Khi chúng ta di chuyển sâu hơn vào trong ngôi sao, áp suất và mật độ tăng lên, và vật chất có thể bị nén đến mức nó vỡ ra thành các hạt quark, khối xây dựng của proton và neutron. Theo sắc động lực học lượng tử hiện đại, các quark không thể tồn tại ở trạng thái tự do mà được kết hợp thành các "bộ ba" và "bộ hai" không thể tách rời. Nhưng, có lẽ, tại ranh giới của lõi bên trong của một ngôi sao neutron, tình hình thay đổi và các quark thoát ra khỏi sự giam cầm của chúng. Để hiểu rõ hơn về bản chất của sao neutron và vật chất quark kỳ lạ, các nhà thiên văn học cần xác định mối quan hệ giữa khối lượng của một ngôi sao và bán kính của nó (mật độ trung bình). Bằng cách kiểm tra các sao neutron cùng với các ngôi sao đồng hành, người ta có thể đo chính xác khối lượng của chúng, nhưng việc xác định đường kính thì khó khăn hơn nhiều. Gần đây hơn, các nhà khoa học sử dụng khả năng của vệ tinh tia X XMM-Newton đã tìm ra cách ước tính mật độ của các sao neutron dựa trên dịch chuyển đỏ hấp dẫn. Sự bất thường của các sao neutron còn nằm ở chỗ khi khối lượng của một ngôi sao giảm xuống, bán kính của nó tăng lên, các sao neutron lớn nhất có kích thước nhỏ nhất.

Góa phụ đen
Sự bùng nổ của một siêu tân tinh thường thông báo cho một ẩn tinh mới sinh có tốc độ đáng kể. Một ngôi sao bay như vậy với từ trường tốt của chính nó sẽ gây nhiễu mạnh khí bị ion hóa lấp đầy không gian giữa các vì sao. Một loại sóng xung kích được hình thành, chạy phía trước ngôi sao và phân kỳ thành một hình nón rộng sau nó. Hình ảnh quang học kết hợp (phần xanh dương-lục) và tia X (các sắc thái đỏ) cho thấy ở đây chúng ta đang xử lý không chỉ một đám mây khí phát sáng, mà còn với một dòng hạt cơ bản khổng lồ phát ra từ ẩn tinh mili giây này. Tốc độ tuyến tính của Góa phụ đen là 1 triệu km/h, nó quay quanh trục của nó trong 1,6 ms, nó đã khoảng một tỷ năm tuổi và nó có một ngôi sao đồng hành quay quanh Góa phụ với chu kỳ 9,2 giờ. Pulsar B1957 + 20 được đặt tên vì lý do đơn giản là bức xạ mạnh nhất của nó chỉ đơn giản là đốt cháy hàng xóm của nó, khiến khí tạo thành nó "đun sôi" và bốc hơi. Cái kén hình điếu xì gà màu đỏ phía sau sao xung là phần không gian nơi các electron và proton do sao neutron phát ra phát ra các tia gamma mềm.

Kết quả của mô phỏng máy tính giúp có thể hình dung, trong một phần, các quá trình xảy ra gần một ẩn tinh đang bay nhanh. Các tia phân kỳ từ một điểm sáng, đây là hình ảnh có điều kiện của dòng năng lượng bức xạ đó, cũng như dòng hạt và phản hạt đến từ một ngôi sao neutron. Đường viền màu đỏ trên đường viền của không gian đen xung quanh sao neutron và luồng plasma phát sáng đỏ là nơi dòng hạt tương đối tính bay gần như với tốc độ ánh sáng gặp khí giữa các vì sao ngưng tụ bởi sóng xung kích. Khi giảm tốc mạnh, các hạt phát ra tia X và do mất đi năng lượng chính nên không làm khí tới quá nóng.

Cơn co giật của người khổng lồ

Pulsar được coi là một trong những giai đoạn đầu đời của sao neutron. Nhờ nghiên cứu của họ, các nhà khoa học đã biết về từ trường, tốc độ quay và về số phận tương lai của các sao neutron. Bằng cách liên tục quan sát hành vi của một ẩn tinh, người ta có thể xác định chính xác nó mất bao nhiêu năng lượng, nó chậm lại bao nhiêu và ngay cả khi nó không còn tồn tại, đã đủ chậm để không thể phát ra sóng vô tuyến mạnh. Những nghiên cứu này đã xác nhận nhiều dự đoán lý thuyết về sao neutron.

Đến năm 1968, các pulsar có chu kỳ quay từ 0,033 giây đến 2 giây đã được phát hiện. Tần số của các xung vô tuyến được duy trì với độ chính xác đáng kinh ngạc và lúc đầu, độ ổn định của các tín hiệu này cao hơn đồng hồ nguyên tử của trái đất. Chưa hết, với sự tiến bộ trong lĩnh vực đo thời gian cho nhiều pulsar, người ta có thể ghi lại những thay đổi thường xuyên trong chu kỳ của chúng. Tất nhiên, đây là những thay đổi cực kỳ nhỏ và chỉ sau hàng triệu năm, chúng ta mới có thể mong đợi một khoảng thời gian tăng gấp đôi. Tỷ lệ giữa tốc độ quay hiện tại với tốc độ quay giảm dần là một cách để ước tính tuổi của một ẩn tinh. Bất chấp sự ổn định đáng kinh ngạc của tín hiệu vô tuyến, một số pulsar đôi khi gặp phải cái gọi là "nhiễu loạn". Trong một khoảng thời gian rất ngắn (dưới 2 phút), tốc độ quay của sao xung tăng lên một lượng đáng kể, sau đó một thời gian sẽ quay trở lại giá trị trước khi "vi phạm". Người ta tin rằng "sự vi phạm" có thể là do sự sắp xếp lại khối lượng bên trong sao neutron. Nhưng trong mọi trường hợp, cơ chế chính xác vẫn chưa được biết.

Do đó, sao xung Vela phải chịu những "vi phạm" lớn khoảng 3 năm một lần và điều này khiến nó trở thành một đối tượng rất thú vị để nghiên cứu các hiện tượng như vậy.

nam châm

Một số sao neutron, được gọi là các vụ nổ lặp đi lặp lại SGR, phát ra các vụ nổ tia gamma "mềm" mạnh với các khoảng thời gian không đều. Lượng năng lượng do SGR phát ra trong một chớp sáng điển hình, kéo dài vài phần mười giây, Mặt trời chỉ có thể tỏa ra trong cả năm. Bốn SGR đã biết nằm trong Thiên hà của chúng ta và chỉ một cái ở bên ngoài nó. Những vụ nổ năng lượng đáng kinh ngạc này có thể được gây ra bởi các trận động đất, các phiên bản động đất mạnh, khi bề mặt rắn chắc của các sao neutron bị xé toạc và các luồng proton mạnh mẽ bùng phát từ bên trong chúng, bị sa lầy trong từ trường, phát ra gamma và X- tia. Các sao neutron được xác định là nguồn phát ra các vụ nổ tia gamma mạnh sau vụ nổ tia gamma khổng lồ vào ngày 5 tháng 3 năm 1979, khi lượng năng lượng tỏa ra trong giây đầu tiên bằng năng lượng mà mặt trời phát ra trong 1.000 năm. Những quan sát gần đây về một trong những ngôi sao neutron "hoạt động" nhất hiện nay dường như ủng hộ giả thuyết rằng các vụ nổ tia gamma và tia X mạnh được gây ra bởi các trận động đất.

Vào năm 1998, SGR nổi tiếng bất ngờ thức dậy sau "giấc ngủ", không có dấu hiệu hoạt động trong 20 năm và giải phóng năng lượng gần như bằng tia gamma vào ngày 5 tháng 3 năm 1979. Điều khiến các nhà nghiên cứu ấn tượng nhất khi quan sát sự kiện này là tốc độ quay của ngôi sao giảm mạnh, cho thấy sự hủy diệt của nó. Để giải thích các tia gamma và tia X mạnh, một mô hình sao nam châm, một sao neutron có từ trường siêu mạnh, đã được đề xuất. Nếu một ngôi sao neutron được sinh ra quay rất nhanh, thì hiệu ứng kết hợp giữa quay và đối lưu, đóng vai trò quan trọng trong vài giây đầu tiên khi một ngôi sao neutron tồn tại, có thể tạo ra một từ trường khổng lồ thông qua một quá trình phức tạp được gọi là “máy phát điện hoạt động” (giống như cách một trường được tạo ra bên trong Trái đất và Mặt trời). Các nhà lý thuyết đã vô cùng ngạc nhiên khi phát hiện ra rằng một máy phát điện như vậy, hoạt động trong một ngôi sao neutron nóng mới sinh, có thể tạo ra một từ trường mạnh gấp 10.000 lần so với từ trường bình thường của các pulsar. Khi ngôi sao nguội đi (sau 10 hoặc 20 giây), hoạt động đối lưu và động lực dừng lại, nhưng thời gian này là khá đủ để trường cần thiết xuất hiện.

Từ trường của một quả cầu dẫn điện đang quay có thể không ổn định và sự tái cấu trúc mạnh cấu trúc của nó có thể đi kèm với việc giải phóng một lượng năng lượng khổng lồ (một ví dụ rõ ràng về sự bất ổn định đó là sự đảo ngược định kỳ của các cực từ của Trái đất). Những điều tương tự cũng xảy ra trên Mặt trời, trong các sự kiện bùng nổ được gọi là "bùng nổ mặt trời". Trong một nam châm, năng lượng từ tính có sẵn là rất lớn và năng lượng này khá đủ cho sức mạnh của những ngọn lửa khổng lồ như ngày 5 tháng 3 năm 1979 và ngày 27 tháng 8 năm 1998. Những sự kiện như vậy chắc chắn sẽ gây ra sự phá vỡ sâu và thay đổi cấu trúc của không chỉ dòng điện trong thể tích của một ngôi sao neutron mà còn cả lớp vỏ rắn của nó. Một loại vật thể bí ẩn khác phát ra tia X mạnh trong các vụ nổ định kỳ là cái gọi là pulsar tia X dị thường AXP. Chúng khác với các ẩn tinh tia X thông thường ở chỗ chúng chỉ phát ra trong dải tia X. Các nhà khoa học tin rằng SGR và AXP là các giai đoạn sống của cùng một loại vật thể, cụ thể là sao nam châm hoặc sao neutron, phát ra tia gamma mềm, lấy năng lượng từ từ trường. Và mặc dù các nam châm ngày nay vẫn là sản phẩm trí tuệ của các nhà lý thuyết và không có đủ dữ liệu xác nhận sự tồn tại của chúng, các nhà thiên văn học vẫn kiên trì tìm kiếm bằng chứng cần thiết.

Ứng cử viên cho Magnetars
Các nhà thiên văn học đã nghiên cứu thiên hà của chúng ta, Dải Ngân hà, kỹ lưỡng đến mức họ không tốn kém gì khi vẽ một góc nghiêng của nó, đánh dấu vị trí của các sao neutron đáng chú ý nhất trên đó.

Các nhà khoa học tin rằng AXP và SGR chỉ là hai giai đoạn trong cuộc đời của cùng một nam châm khổng lồ của một ngôi sao neutron. Trong 10.000 năm đầu tiên, một nam châm là một ẩn tinh SGR, có thể nhìn thấy trong ánh sáng thông thường và phát ra các tia X mềm lặp đi lặp lại, và trong hàng triệu năm tiếp theo, với tư cách là một ẩn tinh AXP dị thường, nó biến mất khỏi phạm vi nhìn thấy được và phun ra chỉ trong tia X.

nam châm mạnh nhất
Một phân tích dữ liệu do vệ tinh RXTE (Rossi X-ray Timing Explorer, NASA) thu được trong quá trình quan sát sao xung bất thường SGR 1806-20 cho thấy nguồn này là nam châm mạnh nhất được biết cho đến nay trong Vũ trụ. Độ lớn trường của nó được xác định không chỉ trên cơ sở dữ liệu gián tiếp (về sự chậm lại của một pulsar), mà còn gần như trực tiếp trên cơ sở đo tần số quay của các proton trong từ trường của một sao neutron. Từ trường gần bề mặt của nam châm này đạt tới 10 15 gauss. Ví dụ, nếu nó ở trong quỹ đạo của Mặt trăng, tất cả các vật mang thông tin từ tính trên Trái đất của chúng ta sẽ bị khử từ. Đúng, vì khối lượng của nó xấp xỉ bằng Mặt trời, điều này sẽ không còn quan trọng nữa, bởi vì ngay cả khi Trái đất không rơi vào ngôi sao neutron này, nó sẽ quay quanh nó như điên, tạo ra một cuộc cách mạng hoàn chỉnh chỉ trong một giây. giờ.

máy phát điện đang hoạt động
Chúng ta đều biết rằng năng lượng thích chuyển từ dạng này sang dạng khác. Điện năng dễ dàng chuyển hóa thành nhiệt năng và động năng thành thế năng. Hóa ra, các dòng đối lưu khổng lồ của magma, plasma hoặc vật chất hạt nhân dẫn điện cũng có thể chuyển đổi động năng của chúng thành một thứ gì đó bất thường, chẳng hạn như từ trường. Chuyển động của các khối lượng lớn trên một ngôi sao đang quay với sự có mặt của một từ trường ban đầu nhỏ có thể dẫn đến các dòng điện tạo ra một trường cùng hướng với trường ban đầu. Kết quả là, sự tăng trưởng giống như tuyết lở của từ trường riêng của một vật thể dẫn điện quay bắt đầu. Trường càng lớn, dòng điện càng lớn, dòng điện càng lớn, trường càng lớn và tất cả điều này là do các dòng đối lưu tầm thường do vật chất nóng nhẹ hơn vật chất lạnh nên nổi

khu phố không ngừng nghỉ

Đài quan sát không gian Chandra nổi tiếng đã phát hiện ra hàng trăm vật thể (bao gồm cả ở các thiên hà khác), cho thấy rằng không phải tất cả các ngôi sao neutron đều được định sẵn để sống một mình. Những vật thể như vậy được sinh ra trong các hệ thống nhị phân sống sót sau vụ nổ siêu tân tinh đã tạo ra sao neutron. Và đôi khi, các sao neutron đơn lẻ trong các vùng sao dày đặc như cụm sao cầu bắt giữ một ngôi sao đồng hành. Trong trường hợp này, ngôi sao neutron sẽ "đánh cắp" vật chất từ ​​người hàng xóm của nó. Và tùy thuộc vào mức độ lớn của ngôi sao sẽ giữ công ty của cô ấy, vụ "trộm cắp" này sẽ gây ra những hậu quả khác nhau. Khí chảy từ một người bạn đồng hành có khối lượng nhỏ hơn Mặt trời của chúng ta, trên một "mảnh vụn" như sao neutron, sẽ không thể rơi ngay lập tức do động lượng góc quá lớn của chính nó, vì vậy nó tạo ra cái gọi là đĩa bồi tụ xung quanh nó khỏi vật chất "bị đánh cắp". Ma sát trong quá trình cuộn quanh một ngôi sao neutron và nén trong trường hấp dẫn làm nóng khí lên hàng triệu độ và nó bắt đầu phát ra tia X. Một hiện tượng thú vị khác liên quan đến các sao neutron có bạn đồng hành có khối lượng thấp là các vụ nổ tia X (vụ nổ). Chúng thường kéo dài từ vài giây đến vài phút và ở mức tối đa, mang lại cho ngôi sao độ sáng gần gấp 100.000 lần so với Mặt trời.

Những vụ nổ này được giải thích là do khi hydro và heli được chuyển đến một ngôi sao neutron từ một ngôi sao đồng hành, chúng tạo thành một lớp dày đặc. Dần dần, lớp này trở nên dày đặc và nóng đến mức bắt đầu xảy ra phản ứng tổng hợp nhiệt hạch và giải phóng một lượng năng lượng khổng lồ. Xét về sức mạnh, điều này tương đương với vụ nổ toàn bộ kho vũ khí hạt nhân của người trái đất trên mỗi centimet vuông bề mặt của một ngôi sao neutron trong vòng một phút. Một bức tranh hoàn toàn khác được quan sát nếu ngôi sao neutron có một người bạn đồng hành khổng lồ. Một ngôi sao khổng lồ mất vật chất dưới dạng gió sao (một dòng khí ion hóa phát ra từ bề mặt của nó) và lực hấp dẫn khổng lồ của một ngôi sao neutron thu giữ một số vật chất này cho chính nó. Nhưng đây là lúc từ trường phát huy tác dụng, làm cho vật chất rơi xuống chảy dọc theo các đường sức về phía các cực từ.

Điều này có nghĩa là tia X chủ yếu được tạo ra tại các điểm nóng ở các cực và nếu trục từ trường và trục quay của ngôi sao không trùng nhau, thì độ sáng của ngôi sao có thể thay đổi, đây cũng là một sao xung, mà chỉ chụp X-quang. Các sao neutron trong các ẩn tinh tia X có các ngôi sao khổng lồ sáng làm bạn đồng hành. Trong các vụ nổ, bạn đồng hành của sao neutron là những ngôi sao có khối lượng thấp và độ sáng thấp. Tuổi của những ngôi sao khổng lồ sáng không vượt quá vài chục triệu năm, trong khi tuổi của những ngôi sao lùn mờ có thể là hàng tỷ năm, vì ngôi sao trước tiêu thụ nhiên liệu hạt nhân nhanh hơn nhiều so với ngôi sao sau. Theo đó, các vụ nổ là những hệ thống cũ trong đó từ trường yếu dần theo thời gian, trong khi các pulsar tương đối trẻ và do đó từ trường trong chúng mạnh hơn. Có thể các vụ nổ đã từng dao động trong quá khứ và các pulsar vẫn chưa bùng phát trong tương lai.

Các sao xung có chu kỳ ngắn nhất (dưới 30 mili giây), được gọi là các sao xung mili giây, cũng được liên kết với các hệ thống nhị phân. Mặc dù xoay vòng nhanh chóng, nhưng họ không phải là người trẻ nhất như người ta mong đợi mà là người già nhất.

Chúng phát sinh từ các hệ sao đôi, trong đó một ngôi sao neutron cũ, quay chậm bắt đầu hấp thụ vật chất từ ​​người bạn đồng hành đã già của nó (thường là sao khổng lồ đỏ). Rơi xuống bề mặt của một ngôi sao neutron, vật chất truyền năng lượng quay cho nó, khiến nó quay ngày càng nhanh hơn. Điều này xảy ra cho đến khi người bạn đồng hành của ngôi sao neutron, gần như được giải phóng khỏi khối lượng dư thừa, trở thành một sao lùn trắng, và sao xung trở nên sống động và bắt đầu quay với tốc độ hàng trăm vòng quay mỗi giây. Tuy nhiên, các nhà thiên văn học gần đây đã phát hiện ra một hệ thống rất bất thường trong đó bạn đồng hành của một ẩn tinh mili giây không phải là một sao lùn trắng mà là một ngôi sao đỏ phồng to khổng lồ. Các nhà khoa học tin rằng họ đang quan sát hệ thống nhị phân này chỉ trong giai đoạn "giải phóng" ngôi sao đỏ khỏi trọng lượng dư thừa và chuyển đổi thành sao lùn trắng. Nếu giả thuyết này là sai, thì ngôi sao đồng hành có thể là một cụm sao hình cầu thông thường vô tình bị bắt giữ bởi một ẩn tinh. Hầu như tất cả các sao neutron hiện được biết đến đều được tìm thấy ở dạng nhị phân tia X hoặc ở dạng sao xung đơn lẻ.

Và mới gần đây, Hubble đã nhận thấy một ngôi sao neutron trong ánh sáng khả kiến, không phải là một thành phần của hệ thống nhị phân và không dao động trong phạm vi tia X và vô tuyến. Điều này cung cấp một cơ hội duy nhất để xác định chính xác kích thước của nó và điều chỉnh sự hiểu biết về thành phần và cấu trúc của loại sao kỳ lạ bị đốt cháy, bị nén bởi lực hấp dẫn này. Ngôi sao này được phát hiện lần đầu tiên dưới dạng nguồn tia X và phát ra trong phạm vi này, không phải vì nó thu khí hydro khi di chuyển trong không gian mà vì nó vẫn còn trẻ. Có lẽ nó là tàn dư của một trong những ngôi sao của hệ thống nhị phân. Do một vụ nổ siêu tân tinh, hệ thống nhị phân này sụp đổ và những người hàng xóm cũ bắt đầu một hành trình độc lập trong Vũ trụ.

Em bé ăn sao
Khi những viên đá rơi xuống đất, một ngôi sao lớn, giải phóng khối lượng của nó từng chút một, dần dần di chuyển đến một ngôi sao nhỏ và xa hàng xóm, nơi có một trường hấp dẫn khổng lồ gần bề mặt của nó. Nếu các ngôi sao không xoay quanh một trọng tâm chung, thì dòng khí có thể đơn giản chảy, giống như dòng nước chảy ra từ một cái cốc, lên một ngôi sao neutron nhỏ. Nhưng vì các ngôi sao quay tròn trong một vũ điệu tròn, nên vật chất rơi xuống, trước khi chạm tới bề mặt, phải mất đi phần lớn động lượng góc của nó. Và ở đây, sự ma sát lẫn nhau của các hạt chuyển động theo các quỹ đạo khác nhau và sự tương tác của plasma bị ion hóa tạo thành đĩa bồi tụ với từ trường của sao xung giúp quá trình vật chất rơi kết thúc thành công với tác động lên bề mặt của một ngôi sao neutron trong vùng các cực từ của nó.

Bí ẩn 4U2127 đã được giải quyết
Ngôi sao này đã đánh lừa các nhà thiên văn học trong hơn 10 năm, cho thấy các thông số của nó có sự thay đổi chậm một cách kỳ lạ và bùng lên khác nhau mỗi lần. Chỉ có nghiên cứu mới nhất từ ​​​​đài quan sát không gian Chandra mới có thể làm sáng tỏ hành vi bí ẩn của vật thể này. Hóa ra đây không phải là một mà là hai ngôi sao neutron. Hơn nữa, cả hai đều có bạn đồng hành là một ngôi sao, tương tự như Mặt trời của chúng ta, ngôi sao kia giống với một người hàng xóm nhỏ màu xanh lam. Về mặt không gian, các cặp sao này cách nhau một khoảng đủ lớn và sống độc lập. Nhưng trên quả cầu sao, chúng gần như được chiếu vào một điểm, đó là lý do tại sao chúng được coi là một vật thể trong một thời gian dài như vậy. Bốn ngôi sao này nằm trong cụm sao cầu M15 ở khoảng cách 34 nghìn năm ánh sáng.

mở câu hỏi

Tổng cộng, các nhà thiên văn học đã phát hiện ra khoảng 1.200 ngôi sao neutron cho đến nay. Trong số này, hơn 1.000 là sao xung vô tuyến và phần còn lại chỉ đơn giản là nguồn tia X. Qua nhiều năm nghiên cứu, các nhà khoa học đã đi đến kết luận rằng sao neutron là bản gốc thực sự. Một số rất sáng sủa và tĩnh lặng, một số khác bùng lên định kỳ và thay đổi theo các trận động đất, và một số khác tồn tại trong các hệ thống nhị phân. Những ngôi sao này nằm trong số những vật thể thiên văn bí ẩn và khó nắm bắt nhất, kết hợp các trường hấp dẫn và từ trường mạnh nhất cũng như mật độ và năng lượng cực cao. Và mỗi khám phá mới từ cuộc đời đầy biến động của chúng cung cấp cho các nhà khoa học những thông tin độc đáo cần thiết để hiểu bản chất của Vật chất và sự tiến hóa của Vũ trụ.

tiêu chuẩn phổ quát
Rất khó để gửi một thứ gì đó bên ngoài hệ mặt trời, do đó, cùng với tàu vũ trụ Pioneer-10 và -11 đã đến đó 30 năm trước, những người trái đất cũng đã gửi thông điệp cho những người anh em của họ trong tâm trí. Để vẽ một thứ gì đó mà Tâm trí ngoài trái đất có thể hiểu được, nhiệm vụ không phải là một nhiệm vụ dễ dàng, hơn nữa, còn cần phải chỉ ra địa chỉ gửi thư và ngày gửi thư... cho biết địa điểm và thời gian gửi thư là tài tình. Các tia không liên tục có độ dài khác nhau, phát ra từ một điểm tượng trưng cho Mặt trời, cho biết hướng và khoảng cách đến các pulsar gần Trái đất nhất, và sự không liên tục của đường thẳng không gì khác hơn là một ký hiệu nhị phân cho chu kỳ quay của chúng. Chùm sáng dài nhất hướng tới trung tâm thiên hà của chúng ta, Dải Ngân hà. Tần số của tín hiệu vô tuyến do nguyên tử hydro phát ra khi thay đổi định hướng lẫn nhau của các spin (hướng quay) của proton và electron được lấy làm đơn vị thời gian trên thông điệp.

21 cm hoặc 1420 MHz nổi tiếng nên được biết đến với tất cả những sinh vật thông minh trong vũ trụ. Theo các mốc này, chỉ vào "đèn hiệu vô tuyến" của Vũ trụ, có thể tìm thấy người trái đất ngay cả sau hàng triệu năm và bằng cách so sánh tần số được ghi lại của các sao xung với tần số hiện tại, có thể ước tính khi nào những người đàn ông và phụ nữ này đã ban phước cho con tàu vũ trụ đầu tiên rời khỏi hệ mặt trời.

Nikolai Andreev

Họ đã được dự đoán vào đầu những năm 30. Thế kỷ 20 nhà vật lý Liên Xô L. D. Landau, nhà thiên văn học V. Baade và F. Zwicky. Năm 1967, các sao xung được phát hiện, đến năm 1977 cuối cùng đã được xác định là sao neutron.

Sao neutron được hình thành do vụ nổ siêu tân tinh ở giai đoạn cuối của quá trình tiến hóa của một ngôi sao có khối lượng lớn.

Nếu khối lượng của tàn dư siêu tân tinh (tức là phần còn lại sau khi lớp vỏ bị đẩy ra) lớn hơn 1,4 m☉ nhưng ít hơn 2,5 m☉ , sau đó quá trình nén của nó tiếp tục sau vụ nổ cho đến khi mật độ đạt đến giá trị hạt nhân. Điều này sẽ dẫn đến thực tế là các electron sẽ bị "ép" vào hạt nhân và một chất chỉ bao gồm các neutron được hình thành. Một ngôi sao neutron được sinh ra.

Bán kính của sao neutron, giống như bán kính của sao lùn trắng, giảm khi khối lượng tăng. Vì vậy, một ngôi sao neutron có khối lượng 1,4 m☉ (khối lượng tối thiểu của sao neutron) có bán kính 100–200 km và có khối lượng 2,5 m☉ (trọng lượng tối đa) - chỉ 10-12 km. tài liệu từ trang web

Sơ đồ mặt cắt của một ngôi sao neutron được thể hiện trong Hình 86. Các lớp bên ngoài của ngôi sao (Hình 86, III) bao gồm sắt, tạo nên một lớp vỏ cứng. Ở độ sâu khoảng 1 km, một lớp vỏ sắt rắn với hỗn hợp neutron bắt đầu (Hình 86), đi vào lõi siêu lỏng và siêu dẫn lỏng (Hình 86, I). Tại các khối lượng gần với giới hạn (2,5–2,7 m☉), các hạt cơ bản nặng hơn (hyperon) xuất hiện ở vùng trung tâm của sao neutron.

Mật độ của một ngôi sao neutron

Mật độ vật chất trong sao neutron tương đương với mật độ vật chất trong hạt nhân nguyên tử: nó đạt tới 10 15 -10 18 kg/m 3 . Ở mật độ như vậy, sự tồn tại độc lập của các electron và proton là không thể, và vật chất của ngôi sao thực tế chỉ bao gồm các neutron.

Hình ảnh (hình ảnh, bản vẽ)

Trên trang này, tài liệu về các chủ đề:

ngôi sao neutron
Ngôi sao neutron

ngôi sao neutron - một ngôi sao siêu đặc được hình thành do vụ nổ siêu tân tinh. Vật chất của một ngôi sao neutron bao gồm chủ yếu là neutron.
Một sao neutron có mật độ hạt nhân (10 14 -10 15 g/cm 3) và bán kính điển hình là 10-20 km. Sự co lại hấp dẫn hơn nữa của một sao neutron bị ngăn cản bởi áp suất của vật chất hạt nhân, áp suất này phát sinh do sự tương tác của các neutron. Áp suất này của khí neutron suy biến dày đặc hơn nhiều có thể giữ cho khối lượng lên tới 3M không bị suy sụp do hấp dẫn. Do đó, khối lượng của sao neutron thay đổi trong khoảng (1,4-3)M.

Cơm. 1. Mặt cắt ngang của một ngôi sao nơtron có khối lượng 1,5M và bán kính R = 16 km. Mật độ ρ được tính bằng g/cm 3 ở các phần khác nhau của ngôi sao.

Neutrino được tạo ra vào thời điểm siêu tân tinh sụp đổ, nhanh chóng làm nguội ngôi sao neutron. Nhiệt độ của nó được ước tính giảm từ 10 11 xuống 10 9 K trong khoảng 100 giây. Hơn nữa, tốc độ làm mát giảm. Tuy nhiên, nó cao trên quy mô vũ trụ. Sự giảm nhiệt độ từ 10 9 xuống 10 8 K xảy ra trong 100 năm và xuống 10 6 K trong một triệu năm.
Có ≈ 1200 vật thể đã biết được phân loại là sao neutron. Khoảng 1000 trong số chúng nằm trong thiên hà của chúng ta. Cấu trúc của một ngôi sao neutron có khối lượng 1,5M và bán kính 16 km được thể hiện trong Hình. 1: Tôi là một lớp mỏng bên ngoài gồm các nguyên tử dày đặc. Vùng II là mạng tinh thể gồm các hạt nhân nguyên tử và các electron suy biến. Vùng III là một lớp rắn của hạt nhân nguyên tử siêu bão hòa neutron. IV - lõi lỏng, bao gồm chủ yếu là neutron suy biến. Vùng V tạo thành lõi hadronic của sao neutron. Nó, ngoài nucleon, có thể chứa pion và hyperon. Trong phần này của sao neutron, có thể xảy ra sự chuyển đổi chất lỏng neutron sang trạng thái kết tinh rắn, sự xuất hiện của ngưng tụ pion và sự hình thành plasma quark-gluon và hyperon. Các chi tiết riêng lẻ về cấu trúc của một ngôi sao neutron hiện đang được chỉ định.
Rất khó để phát hiện sao neutron bằng các phương pháp quang học do kích thước nhỏ và độ sáng thấp. Năm 1967, E. Hewish và J. Bell (Đại học Cambridge) đã phát hiện ra các nguồn phát xạ vô tuyến định kỳ trong vũ trụ - các pulsar. Chu kỳ lặp lại của các xung vô tuyến của các sao xung là không đổi và đối với hầu hết các sao xung nằm trong khoảng từ 10 -2 đến vài giây. Các sao xung đang quay sao neutron. Chỉ những vật thể nhỏ gọn có đặc tính của sao neutron mới có thể giữ nguyên hình dạng của chúng mà không bị sụp đổ ở tốc độ quay như vậy. Sự bảo toàn động lượng góc và từ trường trong quá trình suy sụp siêu tân tinh và sự hình thành sao neutron dẫn đến sự ra đời của các ẩn tinh quay nhanh với từ trường rất mạnh 10 10 –10 14 G. Từ trường quay cùng với sao neutron, tuy nhiên, trục của trường này không trùng với trục quay của ngôi sao. Với sự quay như vậy, sự phát xạ vô tuyến của một ngôi sao lướt qua Trái đất giống như một chùm đèn hiệu. Mỗi khi chùm tia đi qua Trái đất và chạm vào một người quan sát trên Trái đất, kính viễn vọng vô tuyến sẽ phát hiện ra một xung phát xạ vô tuyến ngắn. Tần số lặp lại của nó tương ứng với chu kỳ quay của sao neutron. Bức xạ của một ngôi sao neutron phát sinh do các hạt tích điện (electron) từ bề mặt của ngôi sao di chuyển ra ngoài dọc theo các đường sức từ, phát ra sóng điện từ. Đây là cơ chế phát xạ vô tuyến của một ẩn tinh, lần đầu tiên được đề xuất bởi

Kevin Gill/flickr.com

Các nhà vật lý thiên văn người Đức đã tinh chỉnh khối lượng tối đa có thể có của một sao neutron, dựa trên kết quả đo sóng hấp dẫn và bức xạ điện từ. Hóa ra khối lượng của một ngôi sao neutron không quay không thể lớn hơn 2,16 lần khối lượng Mặt Trời, theo một bài báo đăng trên tạp chí Tạp chí vật lý thiên văn.

Sao neutron là những ngôi sao nhỏ gọn siêu đặc hình thành trong các vụ nổ siêu tân tinh. Bán kính của các sao neutron không vượt quá vài chục km và khối lượng có thể tương đương với khối lượng của Mặt trời, dẫn đến mật độ vật chất của ngôi sao rất lớn (khoảng 10 17 kg trên mét khối). Đồng thời, khối lượng của một ngôi sao neutron không thể vượt quá một giới hạn nhất định - các vật thể có khối lượng lớn sẽ sụp đổ thành lỗ đen dưới tác động của lực hấp dẫn của chính chúng.

Theo nhiều ước tính khác nhau, giới hạn trên của khối lượng sao neutron nằm trong khoảng từ hai đến ba lần khối lượng Mặt Trời và phụ thuộc vào phương trình trạng thái của vật chất, cũng như tốc độ quay của ngôi sao. Tùy thuộc vào mật độ và khối lượng của ngôi sao, các nhà khoa học phân biệt một số loại sao khác nhau, một sơ đồ được thể hiện trong hình. Đầu tiên, các ngôi sao không quay không thể có khối lượng lớn hơn M TOV (vùng trắng). Thứ hai, khi một ngôi sao quay với tốc độ không đổi, khối lượng của nó có thể nhỏ hơn M TOV (vùng xanh nhạt) hoặc lớn hơn (xanh lục sáng), nhưng vẫn không được vượt quá giới hạn khác, M max . Cuối cùng, một ngôi sao neutron có tốc độ quay thay đổi về mặt lý thuyết có thể có khối lượng tùy ý (các vùng màu đỏ có độ sáng khác nhau). Tuy nhiên, cần luôn nhớ rằng mật độ của các ngôi sao quay không được vượt quá một giá trị nhất định, nếu không, ngôi sao vẫn sẽ sụp đổ thành lỗ đen (đường thẳng đứng trong sơ đồ phân tách các giải pháp ổn định với các giải pháp không ổn định).

Sơ đồ các loại sao neutron khác nhau dựa trên khối lượng và mật độ của chúng. Chữ thập đánh dấu các tham số của đối tượng được hình thành sau khi hợp nhất các ngôi sao của hệ nhị phân, các đường chấm chấm biểu thị một trong hai tùy chọn cho sự tiến hóa của đối tượng

L. Rezzolla và cộng sự. / Tạp chí Vật lý thiên văn

Một nhóm các nhà vật lý thiên văn do Luciano Rezzolla đứng đầu đã đặt ra các giới hạn mới, chính xác hơn về khối lượng tối đa có thể có của một ngôi sao neutron không quay, M TOV. Trong công trình của mình, các nhà khoa học đã sử dụng dữ liệu từ các nghiên cứu trước đây về các quá trình diễn ra trong hệ thống hai sao neutron hợp nhất và dẫn đến sự phát ra sóng hấp dẫn (sự kiện GW170817) và sóng điện từ (GRB 170817A). Việc đăng ký đồng thời các sóng này hóa ra là một sự kiện rất quan trọng đối với khoa học, bạn có thể đọc thêm về nó trong tài liệu của chúng tôi và trong tài liệu.

Từ các công trình trước đây của các nhà vật lý thiên văn, có thể thấy rằng sau khi hợp nhất các sao neutron, một ngôi sao neutron siêu lớn đã được hình thành (nghĩa là khối lượng M > M max của nó), ngôi sao này phát triển thêm theo một trong hai kịch bản có thể xảy ra và sau một thời gian ngắn thời gian biến thành một lỗ đen (các đường chấm trong sơ đồ). Quan sát thành phần điện từ của bức xạ của ngôi sao chỉ ra kịch bản đầu tiên, trong đó khối lượng baryon của ngôi sao thực tế không đổi và khối lượng hấp dẫn giảm tương đối chậm do sự phát ra sóng hấp dẫn. Mặt khác, vụ nổ tia gamma từ hệ thống đến gần như đồng thời với sóng hấp dẫn (chỉ 1,7 giây sau đó), có nghĩa là điểm biến đổi thành lỗ đen phải nằm gần M max .

Do đó, nếu chúng ta theo dõi quá trình tiến hóa của một sao neutron siêu lớn trở lại trạng thái ban đầu, các tham số của chúng đã được tính toán với độ chính xác cao trong các công trình trước đó, thì chúng ta có thể tìm thấy giá trị của M max mà chúng ta quan tâm. Biết M max , ta đã dễ dàng tìm được M TOV , vì hai khối lượng này liên hệ với nhau theo hệ thức M max ≈ 1,2 M TOV . Trong bài viết này, các nhà vật lý thiên văn đã thực hiện các tính toán như vậy bằng cách sử dụng cái gọi là "mối quan hệ phổ quát", liên quan đến các tham số của các sao neutron có khối lượng khác nhau và không phụ thuộc vào dạng phương trình trạng thái của vật chất của chúng. Các tác giả nhấn mạnh rằng các tính toán của họ chỉ sử dụng các giả định đơn giản và không dựa trên các mô phỏng số. Kết quả cuối cùng cho khối lượng tối đa có thể là từ 2,01 đến 2,16 khối lượng Mặt trời. Giới hạn dưới của nó đã đạt được trước đó do kết quả quan sát các pulsar khối lượng lớn trong các hệ sao đôi - nói cách khác, khối lượng tối đa không thể nhỏ hơn 2,01 khối lượng Mặt trời, vì các nhà thiên văn học đã thực sự quan sát thấy các sao neutron có khối lượng lớn như vậy.

Trước đây chúng tôi đã viết về cách các nhà vật lý thiên văn sử dụng mô phỏng máy tính về khối lượng và bán kính của các sao neutron mà sự hợp nhất của chúng đã dẫn đến các sự kiện GW170817 và GRB 170817A.

Dmitry Trunin