Что такое нейтронная звезда

Что такое нейтронная звезда?

Что такое нейтронная звезда?

После черных дыр нейтронные звезды являются самыми плотными объектами во Вселенной. Они образуются после смерти звезды, по крайней мере, в десять раз более массивной, чем Солнце. К концу своей жизни эти гигантские звезды сплавляют в своих ядрах все более и более тяжелые элементы, вплоть до железа, которое, в отличие от других элементов, не способно к сплавлению.

Звезда больше не может черпать энергию, чтобы уравновесить гравитационную силу. Ее ядро сжимается, и менее чем за секунду невероятное давление превращает протоны в нейтроны. В течение этого короткого периода времени коллапс сопровождается взрывом внешних слоев звезды (сверхновой) обратно в межзвездную среду.

Затем вы получаете шар нейтронов, который может временно остановить коллапс звезды. Эти остатки звезд невероятно компактны, их масса в 1,4-3,2 раза превышает массу Солнца и составляет сферу шириной около 20 километров. Поэтому ее плотность необычайно высока. Говоря простым языком, чайная ложка нейтронной звезды весила бы на Земле более миллиарда тонн.

Иллюстрация нейтронной звезды.

Невероятно гладкая поверхность

Естественно, такие плотные объекты развивают исключительное гравитационное притяжение, что не остается без последствий для рельефа поверхности. Согласно одному исследованию, высота этих «гор» может быть меньше миллиметра. Для сравнения, если бы мы масштабировали нейтронную звезду до размеров Земли, высота этих горных образований могла бы составлять всего около 50 сантиметров.

Хотя в Млечном Пути, вероятно, насчитывается около миллиарда нейтронных звезд, эти относительно небольшие и темные объекты очень трудно обнаружить. На сегодняшний день их насчитывается всего несколько десятков.

Источник

Нейтронная звезда

Нейтро́нная звезда́ — астрономический объект, являющийся одним из конечных продуктов эволюции звёзд, состоящий из нейтронной сердцевины и сравнительно тонкой (∼1 км) коры вырожденного вещества, содержащей тяжёлые атомные ядра. Масса нейтронной звезды практически такая же, как и у Солнца, но радиус составляет около 10 км. Поэтому средняя плотность вещества такой звезды в несколько раз превышает плотность атомного ядра (которая для тяжёлых ядер составляет в среднем 2,8·10 17 кг/м³). Считается, что нейтронные звезды рождаются во время вспышек сверхновых.

Содержание

Общие сведения

Магнитное поле на поверхности нейтронных звёзд достигает значения 10 12 —10 13 Гс (для сравнения — у Земли около 1 Гс), именно процессы в магнитосферах нейтронных звёзд ответственны за радиоизлучение пульсаров. Начиная с 1990-х годов, некоторые нейтронные звёзды отождествлены как магнетары — звёзды, обладающие магнитными полями порядка 10 14 Гс и выше. Такие поля (превышающие «критическое» значение 4,414·10 13 Гс, при котором энергия взаимодействия электрона с магнитным полем превышает его энергию покоя m_ec²) привносят качественно новую физику, так как становятся существенны специфические релятивистские эффекты, поляризация физического вакуума и т. д.

История открытия

Нейтронные звёзды — одни из немногих астрономических объектов, которые были теоретически предсказаны до открытия наблюдателями.

В 1933 году астрономы Вальтер Бааде и Фриц Цвикки предположили, что нейтронные звёзды могут образовываться в результате взрыва сверхновой. Теоретические расчеты того времени показали, что излучение нейтронных звёзд слишком слабо, и их невозможно обнаружить. О нейтронных звёздах на время забыли. В 1967 году Джоселин Белл, аспирантка Э. Хьюиша, открыла объекты, излучающие регулярные импульсы радиоволн. Этот феномен был объяснён как узко направленный радиолуч от быстро вращающегося объекта — своеобразный «космический маяк». Но обычные звёзды разрушились бы от столь высокой скорости вращения. На роль таких маяков могли подходить только нейтронные звезды. Пульсар PSR B1919+21 считается первой открытой нейтронной звездой.

Классификация нейтронных звёзд

Существует два параметра, характеризующих взаимодействие нейтронных звёзд с окружающим веществом и как следствие их наблюдательные проявления: период вращения и величина магнитного поля. Со временем звезда расходует свою вращательную энергию, и её период вращения увеличивается. Магнитное поле тоже ослабевает. По этой причине нейтронная звезда за время своей жизни может менять свой тип. Ниже представлена номенклатура нейтронных звёзд в порядке убывания скорости вращения. [6]

Эжектор (радиопульсар)

Сильные магнитные поля и малый период вращения. Магнитное поле вращается твердотельно, то есть с той же угловой скоростью, что и сама нейтронная звезда. На определённом радиусе линейная скорость вращения поля начинает превосходить скорость света. Этот радиус называется радиусом светового цилиндра. За этим радиусом обычное дипольное поле существовать не может, поэтому линии напряжённости поля в этом месте обрываются. Заряженные частицы, двигающиеся вдоль линий магнитного поля, через такие обрывы могут покидать нейтронную звезду и улетать на бесконечность. Нейтронная звезда данного типа эжектирует (от фр. éjecter — извергать, выталкивать) релятивистские заряженные частицы, которые излучают в радиодиапазоне. Для наблюдателя эжекторы выглядят как радиопульсары.

Пропеллер

Скорость вращения уже недостаточна для эжекции частиц, поэтому такая звезда не может быть радиопульсаром. Однако она всё ещё велика, и захваченная магнитным полем окружающая нейтронную звезду материя не может упасть, то есть аккреция вещества не происходит. Нейтронные звёзды данного типа практически не имеют наблюдательных проявлений, и изучены плохо.

Аккретор (рентгеновский пульсар)

Скорость вращения снижается до такой степени, что веществу теперь ничего не мешает падать на такую нейтронную звезду. Плазма, падая, движется по линиям магнитного поля и ударяется о твёрдую поверхность в районе полюсов нейтронной звезды, разогреваясь до десятков миллионов градусов. Вещество, нагретое до столь высоких температур, светится в рентгеновском диапазоне. Область, в которой происходит столкновение падающего вещества с поверхностью звезды, очень мала — всего около 100 метров. Это горячее пятно из-за вращения звезды периодически пропадает из вида, что наблюдатель воспринимает как пульсации. Такие объекты называются рентгеновскими пульсарами.

Георотатор

Скорость вращения таких нейтронных звёзд мала, и не препятствует аккреции. Но размеры магнитосферы таковы, что плазма останавливается магнитным полем раньше, чем она будет захвачена гравитацией. Подобный механизм срабатывает в магнитосфере Земли, из-за чего данный тип и получил своё название.

Источник

Нейтронная звезда

Или их еще называют пульсарами, магнетарами, радиопульсарами, рентгеновскими пульсарами

Нейтронная звезда — очень быстро вращающееся тело, оставшееся после взрыва сверхновой звезды. При диаметре 20 километров это тело имеет массу сравнимую с солнечной, один грамм нейтронной звезды весил бы в земных условиях более 500 миллионов тонн! Такая огромная плотность возникает от вдавливания электронов в ядра, от чего они объединяются с протонами и образуют нейтроны. По сути, нейтронные звезды по свойствам, включая плотность и состав, очень похожи на атомные ядра. Но есть существенная разница: в ядрах нуклоны притягивает сильное взаимодействие, а в звездах – сила гравитации.

Что из себя представляет

Состав нейтронных звёзд

Состав этих объектов (по понятным причинам) изучен пока только в теории и математических расчетах. Однако, известно уже многое. Как и следует из названия, состоят они преимущественно из плотно упакованных нейтронов.

Атмосфера нейтронной звезды имеет толщину всего несколько сантиметров, но в ней сосредоточено все её тепловое излучение. За атмосферой находится кора, состоящая из плотно упакованных ионов и электронов. В середине находится ядро, состоящее из нейтронов. Ближе к центру достигается максимальная плотность вещества, которая в 15 раз больше ядерной. Нейтронные звезды — самые плотные объекты во вселенной. Если попытаться и далее увеличивать плотность вещества произойдет коллапс в черную дыру, или образуется кварковая звезда.

Магнитное поле

Типы нейтронных звезд

Пульсары

Это обобщающее название для всех нейтронных звезд. Пульсары имеют четко определенный период вращения, который не меняется очень долгое время. Благодаря этому свойству их прозвали «маяками вселенной»

Частицы узким потоком на очень высоких скоростях вылетают через полюса, становясь источником радиоизлучения. Из-за несовпадения осей вращения, направление потока постоянно меняется, создавая эффект маяка. И, как у каждого маяка, у пульсаров своя частота сигнала, по которой его можно идентифицировать.

Практически все обнаруженные нейтронные звёзды существуют в двойных рентгеновских системах или в качестве одиночных пульсаров.

Магнетары

При рождении очень быстро крутящейся нейтронной звезды, общие вращение и конвекция создают громадное магнитное поле. Это происходит за счёт процесса «активного динамо». Это поле превышает величины полей обычных пульсаров в десятки тысяч раз. Действие динамо заканчивается через 10 – 20 секунд, и происходит охлаждение атмосферы звезды, но магнитное поле успевает возникнуть заново за этот срок. Оно неустойчиво, и быстрая смена его структуры порождает выброс гигантского количества энергии. Получается, что магнитное поле звезды разрывает её саму. Кандидатов на роль магнетаров в нашей галактике насчитывается около десятка. Появление его возможно из звезды, превосходящей минимум в 8 раз массу нашего Солнца. Размеры же их порядка 15 км в диаметре, при массе около одной солнечной. Но достаточного подтверждения существования магнетаров пока не получено.

Рентгеновские пульсары.

Они считаются другой фазой жизни магнетара и излучают исключительно в рентгеновском диапазоне. Излучение возникает в результате взрывов, имеющих определённый период.

Некоторые нейтронные звёзды появляются в двойных системах или же приобретают компаньона, захватив его в свое гравитационное поле. Такой компаньон будет отдавать своё вещество агрессивной соседке. Если компаньон нейтронной звезды по массе не меньше Солнца, то возможны интересные явления – барстеры. Это рентгеновские вспышки, продолжительностью в секунды или минуты. Но они способны усилить светимость звезды до 100 тыс. солнечных. Перенесённые с компаньона водород и гелий наслаиваются на поверхности барстера. Когда слой становится очень плотным и горячим, запускается термоядерная реакция. Мощность такого взрыва невероятна: на каждом квадратном сантиметре звезды выделяется мощь, эквивалентная взрыву всего земного ядерного потенциала.

При наличии компаньона-гиганта, вещество теряется им в виде звёздного ветра, а нейтронная звезда втягивает его своей гравитацией. Частицы летят по силовым линиям по направлению к магнитным полюсам. При несовпадении магнитной оси и оси вращения, яркость звезды будет переменной. Получается рентгеновский пульсар.

Миллисекундные пульсары.

Они тоже связаны с двойными системами и обладают самыми короткими периодами (меньше 30 миллисекунд). Вопреки ожиданиям, они оказываются не самыми молодыми, а достаточно старыми. Старая и медленная нейтронная звезда поглощает материю компаньона-гиганта. Падая на поверхность захватчика, материя придаёт ей вращательную энергию, и вращение звезды усиливается. Постепенно компаньон превратится в белого карлика, потеряв в массе.

Экзопланеты у нейтронных звезд

Первую экзопланету открыли при исследовании радиопульсара. Так как нейтронные звезды очень стабильны, возможно очень точно отслеживать находящиеся рядом планеты с массами, намного меньшими массы Юпитера.

Очень легко отыскалась планетная система у пульсара PSR 1257+12, удалённого от Солнца на 1000 световых лет. Рядом со звездой три планеты, имеющие массы 0,2, 4,3 и 3,6 масс Земли с периодами обращений в 25, 67 и 98 суток. Позже нашлась ещё одна планета с массой Сатурна и периодом обращения 170 лет. Также известен пульсар с планетой немного массивнее Юпитера.

На самом деле парадоксально, что возле пульсара существуют планеты. Нейтронная звезда рождается в результате взрыва сверхновой, и та теряет основную часть своей массы. Оставшаяся часть уже не обладает достаточной гравитацией для удержания спутников. Вероятно, найденные планеты образовались уже после катаклизма.

Исследования

Число известных нейтронных звёзд около 1200. Из них 1000 считаются радиопульсарами, а остальные определены как рентгеновские источники. Изучать эти объекты невозможно, послав к ним какой-либо аппарат. В кораблях «Пионер» были отправлены послания разумным существам. И местоположение нашей Солнечной системы указано именно с ориентацией на ближайшие к Земле пульсары. От Солнца линиями показаны направления на эти пульсары и расстояния до них. А прерывистость линии обозначает период их обращения.

Ближайший к нам нейтронный сосед расположен в 450 световых годах. Это двойная система – нейтронная звезда и белый карлик, период её пульсации 5,75 миллисекунды.

Вряд ли возможно оказаться рядом с нейтронной звездой и остаться в живых. Можно только фантазировать на эту тему. Да и как представить выходящие за границы разума величины температуры, магнитного поля и давления? Но пульсары ещё помогут нам в освоении межзвёздного пространства. Любое, даже самое дальнее галактическое путешествие, окажется не гибельным, если будут работать стабильные маяки, видимые во всех уголках Вселенной.

Источник

Нейтронные звезды

Нейтронные звезды являются остатками массивных звезд, которые достигли конца своего эволюционного пути во времени и пространстве.

Общие сведения

Эти интересные объекты, рождаются от некогда массивных гигантов, которые в четыре-восемь раз больше нашего Солнца. Происходит это во вспышке сверхновой.

Материалы по теме

Экзотический магнетар SGR 0418

Несмотря на свой малый диаметр — около 20 км, нейтронные звезды могут похвастаться в 1,5 раза большей массой нежели чем у нашего Солнца. Таким образом, они являются невероятно плотными.

Маленькая ложка вещества звезды на Земле будет весить около ста миллионов тонн. В ней протоны и электроны объединяются в нейтроны – этот процесс называется нейтронизацией.

Состав

Состав их неизвестен, предполагают, что они могут состоять из сверхтекучей нейтронной жидкости. Они обладают чрезвычайно сильным гравитационным притяжением, гораздо больше, чем у Земли и даже у Солнца. Это гравитационные силы особенно впечатляют, поскольку она имеет небольшой размер.
Все они вращаются вокруг оси. При сжатии, угловой момент вращения сохраняется, а из-за уменьшения размеров, скорость вращения возрастает.

Из-за огромной скорости вращения, внешняя поверхность, представляющая собой твердую «кору» периодически трескается и происходят «звездотрясения», которые замедляют скорость вращения и сбрасывают «излишки» энергии в космос.

Ошеломляющее давление, которое существуют в ядре, может быть похоже на то, которое существовало в момент большого взрыва, но к сожалению, его нельзя смоделировать на Земле. Поэтому эти объекты являются идеальными природными лабораториями, где мы можем наблюдать энергии недоступные на Земле.

Радиопульсары

Радиоульсары были открыты в конце 1967 г. аспирантом Jocelyn Bell Burnell как радиоисточники, которые пульсируют на постоянной частоте.
Радиация, испускаемая звездой, видна как пульсирующий источник излучения или пульсар.

Радиопульсары (или просто пульсар) — это вращающиеся нейтронные звезды, струи частиц которых, движутся почти со скоростью света, как вращающийся луч маяка.

После непрерывного вращения, в течение нескольких миллионов лет, пульсары теряют свою энергию и становятся нормальными нейтронными звездами. На сегодня известно только около 1000 пульсаров, хотя их могут быть сотни в галактике.

Некоторые нейтронные звезды испускают рентгеновское излучение. Знаменитая Крабовидная туманность — хороший пример такого объекта, образовавшейся во время взрыва сверхновой. Эта вспышка сверхновой наблюдалась в 1054 году нашей эры.

Магнетары

Нейтронные звезды имеют магнитное поле в миллионы раз сильнее, чем самое сильное магнитное поле, производимое на Земле. Они также известны как магнетары.

Планеты у нейтронных звезд

На сегодня известно, что у четырех есть планеты. Когда она находится в двойной системе, то возможно измерить ее массу. Из числа таких двоичных систем в радио или рентгеновском диапазоне, измеренные массы нейтронных звезд были примерно в 1.4 раза больше массы Солнца.

Двойные системы

Совсем иной тип пульсаров виден в некоторых рентгеновских двойных системах. В этих случаях, нейтронная звезда и обычная образуют двойную систему. Сильное гравитационное поле тянет материал из обычной звезды. Материал, падающий на нее в процессе аккреции, нагревается так сильно, что производит рентгеновские лучи. Импульсные рентгеновские лучи видны, когда горячие пятна на вращающемся пульсаре проходят через луч зрения с Земли.

Для бинарных систем, содержащих неизвестный объект, эта информация помогает отличить: является ли он нейтронной звездой, или например черной дырой, потому что черные дыры куда более массивные.

Похожие статьи

Понравилась запись? Расскажи о ней друзьям!

Источник

10 увлекательных фактов о нейтронных звездах

Как и почти все во Вселенной, звезды рождаются, живут своей жизнью, а затем умирают на протяжении миллионов, а иногда и миллиардов лет. Потребовались десятилетия, чтобы исследователи определили и каталогизировали различные типы звезд, как они формируются, и их эволюционную последовательность.

То, как звезда заканчивает свою жизнь, в конечном счете зависит от ее одной характеристики: массы. Если это будет звезда с низкой массой, то она закончится как белый карлик, черная дыра, если это массивная звезда, но все, что находится между ними, коллапсирует в нейтронную звезду.

Нейтронные звезды возникают в результате взрыва сверхновой (происходящего на последних этапах жизни звезды), которому способствует гравитационный коллапс, который сжимает звездное ядро ​​так сильно, что оно достигает плотности атомных ядер. Со временем они могут развиваться дальше различными способами.

Здесь мы собрали 15 интересных фактов о нейтронных звездах.

10. Есть три типа нейтронных звезд

По своим уникальным характеристикам нейтронные звезды можно разделить на три подтипа; Рентгеновские пульсары, магнетары и радиопульсары. Радиопульсары или просто пульсары являются наиболее распространенным типом нейтронных звезд, излучающих мощные электромагнитные импульсы. Однако их чрезвычайно сложно обнаружить.

Поскольку пульсары излучают электромагнитное излучение от своих магнитных полюсов, их можно наблюдать только тогда, когда луч излучения направлен на Землю. С Земли этот луч будет выглядеть так, как будто он идет из фиксированной точки в пространстве. Это явление также известно как эффект маяка.

Эти пульсары, если их найти в «особом состоянии», могут дать нам бесценные знания о Вселенной.

Художественное представление магнетара

Рентгеновские пульсары также известны как пульсары с аккреционным питанием, которые обычно существуют в двойной системе звезд, где нейтронная звезда находится на орбите с другим звездным спутником. Они излучают энергию в рентгеновском спектре.

Подтипы рентгеновских пульсаров включают миллисекундные пульсары (рециркулированные пульсары), низкомассовые рентгеновские бинарные системы, среднемассовые рентгеновские бинарные системы и высокомассовые рентгеновские бинарные системы.

9. Они очень горячие и очень плотные

Температура поверхности почти каждой наблюдаемой нейтронной звезды составляет около 600 000 К, и она еще выше в новообразованных звездах. Для сравнения, Солнце имеет температуру поверхности приблизительно 5 775 K, в то время как Сириус, белый карлик, имеет температуру поверхности 9 940 K.

Нейтронная звезда компактна и настолько плотна, что ложка, полная образца материала звезды, весила бы намного больше миллиарда тонн. Ее плотность сильно варьируется, которая увеличивается с глубиной. Вблизи ядра нейтронная звезда становится плотнее атомного ядра.
Кроме того, их магнитное поле примерно в один квадриллион раз, а гравитационное поле примерно в 200 миллиардов раз сильнее, чем у Земли. Однако, причина их мощного магнитного поля остается загадкой.

8. Ближайшая нейтронная звезда

Художественная концепция «изолированной нейтронной звезды»

Еще в 2007 году группа исследователей обнаружила своеобразный рентгеновский источник в созвездии Малой Медведицы на расстоянии 250-1000 световых лет от Земли, который они позже определили как нейтронную звезду. Возможно, это может быть ближайшая к Земле нейтронная звезда.

Официально обозначенная как 1RXS J141256.0 + 792204, нейтронная звезда получила прозвище Кальвера после антагониста популярного фильма 1960-х годов «Великолепная семерка». В отличие от большинства наблюдаемых звезд, Кальвера принадлежит к редкой группе изолированных нейтронных звезд, у которых нет остатка сверхновой звезды и звезды-компаньона.

7. В Млечном Пути есть около двух тысяч известных пульсаров

Согласно оценкам, основанным на количестве взрывов сверхновых, в нашей галактике Млечный Путь должно присутствовать по меньшей мере 100 миллионов нейтронных звезд. Однако на сегодняшний день астрономы обнаружили лишь менее двух тысяч пульсаров (наиболее распространенный тип нейтронной звезды).

Этот огромный контраст в численности мог быть вызван их возрастом. Нейтронным звездам, как правило, миллиарды лет, что дает им достаточное время для охлаждения. Без необходимой энергии для излучения на разных длинах волн многие пульсары становятся почти невидимыми для наших спутников. Даже молодые пульсары могут остаться незамеченными из-за их узкого поля излучения.

6. Самая быстрая нейтронная звезда вращается со скоростью 716 раз в секунду

Новорожденные нейтронные звезды могут достигать чрезвычайно высокой скорости вращения благодаря сохранению момента импульса. Самая быстрая вращающаяся нейтронная звезда, зарегистрированная на сегодняшний день, это PSR J1748-2446ad, расположенная в созвездии Стрельца, на расстоянии около 18 000 световых лет от Земли.

Далекий пульсар вращается с бешеной скоростью 716 раз в секунду или 43 000 оборотов в минуту. Исследования подтвердили, что звезда имеет массу чуть меньше двух солнечных масс и радиус менее 16 км.

5. Скорость их вращения может увеличиться

В некоторых случаях нейтронная звезда в двойной системе может начать поглощать аккрецированную материю или плазму от своей звезды-компаньона. Этот процесс может значительно увеличить скорость вращения нейтронной звезды, а также может изменить ее форму на сжатый сфероид. Эти изменения вызваны взаимодействием магнитосферы звезды и плазмы.

Хотя этот феномен впервые наблюдался в нескольких рентгеновских пульсарах, таких как Centaurus X-3 и Hercules X-1, в настоящее время он наблюдается и в других подобных пульсарах. С другой стороны, также регистрируется долгосрочное уменьшение периода импульса Centaurus X-3.

4. Нейтронные звезды могут иногда подвергаться «сбоям»

Художественная концепция «звездного землетрясения»

Ряд недавних исследований показали, что уровень энергии, выделяющейся во время звездного землетрясения, будет недостаточным для возникновения сбоя. Вместо этого была выдвинута новая теория, в которой эти сбои могут быть объяснены с помощью возмущений в гипотетическом сверхтекучем ядре пульсара.

3. Может существовать в сложной двойной системе

Но в 2003 году международная группа радиоастрономов из обсерватории Паркса (Австралия) обнаружила двойную систему с двумя пульсарами, то есть двумя пульсирующими нейтронными звездами в гравитационно связанной системе. Это единственная известная нам двойная система пульсаров. Два пульсара обозначены как PSR J0737-3039A и PSR J0737-3039B.

2. Нейтронные звезды также могут принимать планеты

Художественная концепция системы PSR B1257 + 12

Как и другие, нейтронные звезды могут также принимать планеты и даже иметь четко определенную планетную систему. Теоретически, эти экзопланеты могут быть местными, захваченными или существующими в околоземной форме (планета в двойной системе звезд).

Кроме того, пульсирующая нейтронная звезда в двойной системе может полностью удалить атмосферу своей звезды-компаньона, оставив только голую небесную массу. Эти массы можно интерпретировать либо как планету, либо как звездный объект.

Только две такие планетные системы были подтверждены на сегодняшний день. Первая состоит из трех планет, а именно Полтергейста, Фобетора и Драугра, вращающихся вокруг PSR B1257 + 12. Вторая система содержит только один внесолнечный мир, и она вращается вокруг PSR B1620-26.

1. Столкновение двух нейтронных звезд

17 августа 2017 года около 70 различных обсерваторий по всему миру, включая Virgo и LIGO, обнаружили сигнал гравитационной волны, теперь известный как GW170817. Эта гравитационная волна возникла в течение последних нескольких минут слияния двух нейтронных звезд. Хотя это было не первое обнаруженное открытие, оно считается прорывным открытием в астрономии.

Причина этого заключается в том, что все ранее записанные гравитационные волновые сигналы были вызваны слиянием черных дыр, которые не испускают никакого значительного электромагнитного сигнала. Вскоре после столкновения космический гамма-телескоп Ферми наблюдал короткий гамма-всплеск, обозначенный как GRB 170817A.

Несколько коротких фактов

Hulse-Taylor binary или PSR B1913+16-это пульсар, который вместе с нейтронной звездой образует бинарную звездную систему. После своего открытия в 1972 году он стал первым в истории бинарным пульсаром, который был обнаружен и оказался решающим в изучении гравитационных волн. Это открытие и дальнейший анализ принесли Расселу Алану Халсу и Джозефу Хутону Тейлору-младшему Нобелевскую премию по физике в 1993 году.

Сопоставимый с пределом Чандрасекара (максимальная масса, при которой белый карлик может оставаться стабильным), предел Толмана–Оппенгеймера–Волкофа является верхним потолком массы нейтронной звезды, после чего мертвая звезда далее коллапсирует в черную дыру. Его значение колеблется от 1,5 до 3,0 солнечной массы.

Существование нейтронных звезд было предсказано астрономами Вальтером Бааде и Фрицем Цвицким в 1934 году, более чем за три десятилетия до того, как они были впервые подтверждены.

Остальные шесть звезд в группе: RX J0806.4-4132, RX J0720.4-3125, RBS1556, RBS1223, RX J0420.0-5022 и 1RXS J214303.7 + 065419. Каждый из семи источников рентгеновского излучения обнаружен спутником ROSAT.

Источник

Что такое нейтронная звезда?

Нейтронная звезда – это космическое тело, появившееся в результате эволюции звёзд и состоящее, в основном, из нейтронной сердцевины, покрытой относительно тонкой (около 1 километра) корой вещества, включающего тяжёлые атомные ядра и электроны.

Идея о возможности существования нейтронных звёзд принадлежит учёным-астрономам Вальтеру Бааде и Фрицу Цвикки. Она появилась в 1932 году, когда было открыто существование атомных частиц – нейтронов, но была доказана опытным путём только в 1967 году. В это же время исследователи обнаружили быстро вращающиеся нейтронные звёзды – пульсары.

Причина, по которой нейтронные звёзды было сложно обнаружить, заключается в том, что от них почти не исходит излучение. Кроме того, их нельзя увидеть в телескоп или зафиксировать их местонахождение с помощью приборов для изучения космоса, имевшихся в наличии в середине 20-го века.

Формирование нейтронных звёзд

Нейтронные звёзды образуются в результате внезапного сильного сжатия обычных звёзд главной последовательности, которые в восемь или более раз массивнее нашего Солнца. Сначала звезда, в возрасте нескольких миллиардов лет, начинает светиться в несколько раз ярче (это явление называется вспышкой сверхновой). Затем происходит постепенное затухание её свечения и образование небольшого ядра, у которого отсутствует источник тепла. Результат произошедшей звёздной катастрофы – образование небольшой нейтронной звезды. Плотность последней сравнима с плотностью ядра атома, то есть в сто миллионов раз превышает плотность веществ, окружающих нас в повседневной жизни.

Типичная нейтронная звезда меньше среднего города. Авторы и права: Goddard Space Flight Center.

Диаметр нейтронной звезды обычно не превышает 10 километров. Теоретически масса таких звёзд варьируется в пределах от 0,1 до 2,5 солнечных масс (но среднее значение – 1,5 солнечных массы). При этом некоторые астрономы полагают, что если масса нейтронной звезды превысит две солнечные, то сила тяжести (примерно в сто раз превышает земную) разрушит звезду. Считается, что сердцевина любой нейтронной звезды состоит из кварков и пи-мезонов. Её покрывает слой плазмы – смесь нейтронов, протонов и электронов. Кора нейтронной звезды состоит в основном из нейтронов, атомных ядер и электронов.

Характерной чертой нейтронной звезды является наличие у её поверхности мощного магнитного поля с магнитной индукцией более 1000 Гаусс (Гс). Для сравнения: магнитная индукция у поверхности Земли составляет всего 1 Гс.

Разновидности нейтронных звёзд

Двойные рентгеновские представляют собой систему из двух звёзд, одна из которых – нейтронная звезда, а вторая – звезда обычных размеров. С последней из них на нейтронную звезду “стекает” вещество на огромной скорости. Оно ударяется о кору меньшей звезды, в результате чего выделяется большое количество энергии, которая нагревает нейтронную звезду, создавая при этом рентгеновское излучение.

Плотная нейтронная звезда, поглощающая вещество своего компаньона. Авторы и права: University of Southampton.

Пульсары (иначе радиопульсары – быстро вращающиеся нейтронные звёзды) излучают радиоволновые импульсы, которые в настоящее время плохо изучены. Они имеют направление, формируемое собственным магнитным полем пульсара. Такие лучи-импульсы периодически направлены в сторону Земли, и приборы в состоянии их зафиксировать.

Источник

Нейтронные звёзды — насколько они нейтронные?

Нейтронные звёзды – одни из экстремальнейших и интереснейших объектов во Вселенной, физику которых, основываясь на современном уровне развития науки, мы можем частично осознать и объяснить. На палитру их свойств нанесены необычные краски: нуклеосинтез тяжелейших существующих в природе элементов, сверхпроводимость, сверхтекучесть и множество интересных вещей, связанных с очень быстрым вращением этих объектов.

Можно ли объять необъятное и что для этого нужно?

Эта публикация является уже третьей в цикле работ, посвящённом происхождению всевозможных ядер во Вселенной. Пока я не совсем представляю себе конечный результат и пишу, скорее, в порыве чувств. Остановка. И так до следующего вдохновения. Вопрос не в том, что рассказывать, а в том, как.

В прошлых двух работах (выпуск №1 и выпуск №2) мы рассмотрели основные моменты, касающиеся ядерного синтеза и энерговыделения, эволюции всевозможных одиночных звёзд; ввели все необходимые объекты в рассмотрение. Даже про какие-то квантовые эффекты что-то было. На руках есть все карты, чтобы сразу начать повествование с нейтронных звезд. С ними мы в нулевом приближении уже познакомились.

Вне зависимости от сложности материала, если вы уже раньше читали о чём-то непростом, то повторное возникновение последнего уже не поставит вас в неловкое положение. Вы воспринимаете объект повествования как что-то знакомое. Непроизвольно возникают вспомогательные ассоциации. Структура изложения пока будет именно такой: последовательный и самосогласованный рассказ; каждая последующая работа будет являться уточнением подмножества прошлой. Вначале был общий обзор взаимного превращения ядер → взаимное превращение ядер в звёздах и к чему оно приводит → общий обзор палитры свойств и возможностей нейтронных звёзд (вы здесь) → детальное рассмотрение «красок» палитры по-отдельности.

В то же время научно-популярный текст должен быть прост в понимании независимо от того, читали ли вы прошлые выпуски, рассматривали ли вы какой-то там определённый подпункт пункта главы седьмой части шестой книги второй. Основные идеи должны быть всегда прозрачны, выводы интуитивно понятны, а в голове у читателя складываться пазл происходящего. Поэтому иногда мне придётся повторяться, упоминать вещи, которые уже в каком-то виде фигурировали в прошлых выпусках.

Нейтронные звёзды

Рождению нейтронной звезды предшествует стадия сильного сжатия вещества. Что при этом происходит с веществом? Центральные температура и плотность повышаются. Когда температура достигает значения в 5⋅10 9 Кельвинов, фотоны становятся настолько «мощными», что при столкновении с ядрами выбивают из их состава нуклоны и альфа-частицы (ядро гелия-4). Чем больше температура, тем из всё более мелких частей состоит вещество. При дальнейшем повышении температуры расщепляются даже альфа-частицы, образуя 2 свободных нейтрона и 2 свободных протона.

Как качественно описать процесс слияния 2 частиц? От чего он зависит? Представим себе ящик, имеющий конечный объём. Пусть в нём летают 2 частицы, которые потенциально, при столкновении, могут слиться. Отлично. Нас интересует слияние – заглянуть и посмотреть, что же там образовалось. Рядом с ящиком есть стул и часы. Вот мы садимся и ждём. Нам, конечно, хотелось бы побыстрее получить результат и пойти заниматься своими делами. Какие варианты? Вот бы как-нибудь поспособствовать встрече этих 2 частиц. Встретить знакомое лицо в маленьком городе шансов больше, чем в мегаполисе. Получается, можем сжать ящик! Шансы встретиться у частиц повысятся. А если теперь считать объём неизменяемым? Тогда можно насыпать в ящик много-много частиц обоих сортов. Нам же не обязательно, чтобы слились именно те две первоначальные частицы. Для нас они все неразличимы. Шансы столкнуться на катке с другим человеком повышаются с увеличением числа катающихся! Получается, скорость реакции слияния зависит от концентрации (число чего-либо в единице объёма) числа участников. Для желающих в спойлерах я буду приводить сопровождающие мои мысли формулы. Для понимания того, что происходит, они не критичны.

Пусть есть частицы сорта 1 и сорта 2, тогда скорость реакции пропорциональна концентрации каждого сорта:

Немного усложним и дополним картину. Пусть теперь рассматриваемые частицы – это протоны и электроны. Как это должно повлиять? Ну, заряды этих частиц по знаку отличаются. Значит, они должны притягиваться друг к другу кулоновской силой. Значит, чем ближе частицы друг к другу, тем больше они стремятся сблизиться. Это всяко должно поспособствовать слиянию!

— «А если бы частицы были заряжены одинаково?»

Ну, тогда отталкивание. Картина диаметрально противоположная. Частицы стремятся оттолкнуть друг друга. Это усложнит процесс слияния, и ждать на стуле придётся дольше. Как хорошо, что нас всё-таки интересуют именно протоны и электроны.

Что было раньше? Большая звезда, коробка большая, объём большой. В процессе сжатия и разогрева увеличилось количество свободных протонов. Спасибо фотонам. Объём системы уменьшился. Значит, концентрация протонов всяко увеличилась. Электроны никуда не делись. Переезд сотрудников какой-либо компании (электронов) в новый офисов (новый объём) не изменит количества людей. Если уменьшить объём вашей банковской ячейки (звезды), то количество денег (электронов) в ней не изменится. Число электронов осталось приблизительно тем же. Но объём системы уменьшился! Значит, концентрация электронов увеличилась. Всё вышесказанное приводит к увеличению концентрации обоих сортов частиц, а значит и к скорости захвата электронов протонами.

— «А почему это именно протон захватывает электрон? Почему не электрон захватывает протон?»

Тут рецепт простой: кто больше, тот и главный. Если сливаются ядро и нейтрон, то именно ядро захватывает более лёгкий нейтрон. Если сливаются протон и электрон, то именно протон захватывает более лёгкий электрон. Если вы носите часы на руке, то именно вы надеваете их на руку, а не часы кладут вашу руку под свой ремешок. Если вы плаваете в воде, то именно вода выталкивает вас.

Результат захвата электрона протоном человечеству известен – это нейтрон и электронное нейтрино.

Электронный захват протоном:

На выходе имеем свободный нейтрон и электронное нейтрино.

В какой-то момент реакция захвата электронов протонами начинает идти очень быстро и эффективно. Такой процесс называется нейтронизацией. Именно из-за него эти звёзды такие нейтронные. С помощью электронов протоны активно перегоняются в нейтроны.

— «Нейтрон нестабилен! В википедии сказано, что его период полураспада всего лишь 10 минут. »

И это действительно так, для вакуума, в пустоте. Чем ситуация в нашем случае отличается? Вещества очень много, и оно плотное. Когда расстояние между частицами становится малó, в игру вступают квантовые эффекты. Те самые, которые упоминают каждый раз, когда не хотят что-то объяснять. Что здесь стоит знать? Эти эффекты отличаются для разного типа частиц: бозонов (спин целый) и фермионов (спин полуцелый). Спин – это собственный момент импульса частицы. Представлять сейчас себе, что это и как устроено, вовсе не обязательно. Просто новый параметр в микромире частиц, приписываемый каждой из них и влияющий на её свойства. Нейтроны, протоны, электроны – это все фермионы. На них это отражается следующим образом: два идентичных фермиона (например, два нейтрона) не могут занимать одно квантовое состояние в системе. Этот принцип имеет имя собственное – принцип запрета Паули. Нейтроны стараются рассесться по состояниям с минимально возможной энергией, занимая наиболее выгодные для себя свободные ячейки. Кто успел, тот и сел. Подобно высоченному многоквартирному дому, где жителей (нейтроны) начали расселять с первого этажа (с минимальной энергии). Самые последние в очереди поедут жить на самый верх. Нейтроны, может, и хотели бы иметь энергию поменьше, но им не оставили никакого выбора. В итоге каждый последующий нейтрон проходит в состояние со всё большей и большей энергией. Если нейтронов очень много (а у нас все недра – это одна большая нейтронная жижа), то многие из них будут занимать состояния с относительно большой энергией. Больше энергия – больше импульс. Ударяясь об оболочку, частицы передают ей свой импульс, создавая тем самым давление. Это одно из самых наглядных свойств вырожденного Ферми-газа (газа, состоящего из фермионов): даже при температуре, равной абсолютному нулю, газ будет создавать существенное давление, способное удержать астрономический объект от дальнейшего сжатия. Так и живут. В словосочетании нейтронная звезда одновременно сокрыта причина существования этих объектов.

— «Это ответ на вопрос, почему они не сжимаются. А нейтроны почему стабильны?»

Всё тот же принцип Паули, только уже для электронов. Они хоть и поглощаются протонами, образуя нейтроны, но в среде их всё ещё много. Они всё ещё фермионы и, как и нейтроны, вырождены. Получается, что электроны тоже заняли все состояния с минимально возможной для них энергией. Такой вот жилой комплекс «Фермион». Проходит время, и часть нейтронов задумывается о распаде. Процесс является обратным по отношению к захвату протоном электрона. Т.е. на выходе мы должны получить протон, электрон и электронное антинейтрино. Но у нейтрона есть какая-то начальная энергия. Суммарная энергия продуктов реакции не может превышать эту начальную энергию нейтрона в силу закона сохранения энергии. Получается, мы не можем получить электрон с какой захотим энергией, а только ниже какого-то значения. А что, если все ячейки для электронов с такой энергией и ниже уже заняты. Куда его подселить? Никуда. Придётся попросить нейтрон пока не распадаться, войти в положение. Зачем создавать нагрузку на нашу систему? Распад нейтрона запрещён, а сам он всё равно что стабилен. Такая же ситуация может происходить и с распадом ядер. Ведь бета-распад ядра, по сути, есть бета-распад нейтрона в его составе (см. рис. 2). Так или иначе, должен генерироваться свободный электрон, которому не всегда удастся найти место, а без места он быть не может.

Тут я уже использовал словосочетание бета-распад. На самом деле это не какая-то лишняя добавка, а скорее раньше была недосказанность. Бета-распад может быть двух видов: бета-плюс и бета-минус распады. При первом из них из ядра вылетают позитрон и нейтрино, при втором – электрон и антинейтрино. Для нейтрона мы рассматривали бета-минус распад.

Сверхтекучесть

Нейтронов много. Они объясняют существование таких экзотических объектов, как нейтронные звёзды, и одновременно являются главной причиной такого названия. Теперь можно плавно перейти к обзору свойств нейтронных звёзд. Начнём со сверхтекучести. Что это вообще такое?

Рис. 3. Взаимодействие воды и стеклянного стакана.

Сверхтекучесть – квантовое по своей природе явление. Заключается оно в отсутствии взаимодействия (трения) квантовой жидкости с чем-либо. Если взять лист стекла, облить его водой и перевернуть мокрой стороной вниз, то часть воды останется «приклеенной» к поверхности стекла. Вода взаимодействует со стеклом посредством силы поверхностного натяжения. Все мы хоть раз переливали что-либо за края кружки, ну или хотя бы заполняли её доверху. В момент, когда уровень жидкости подходил к уровню краёв кружки, мы наблюдали, что жидкость ещё не выходит за границы сосуда. Она понемногу «набухала», образуя выпуклую поверхность, вершина которой находилась НАД краями кружки (см. рис. 3). Это обусловлено всё тем же взаимодействием жидкости и сосуда. Смачивание. У сверхтекучей жидкости такого взаимодействия нет! Название говорит само за себя: такая жидкость способна протечь сквозь сколь угодно узкие щели, лишь бы размер отверстия был больше, чем размер частиц, из которых состоит жидкость. Ввиду отсутствия взаимодействия не происходит какого-либо рассеяния энергии.

Наличие взаимодействия частиц с чем-либо приводит к возникновению элементарных возбуждений. Каждое такое элементарное возбуждение представляется в виде квазичастицы – мнимой частицы, которой в нашем классическом представлении не существует, но её введение вместо реальной сильно упрощает описание происходящего. Поэтому и название такое, квази (quasi) – почти, якобы. Почти-частицы. Частицы, но не совсем. Как себе их можно представить? Например, вы пришли с кем-то вам приятным в кино. Спрашиваете 2 билета в кассе. Что происходит? Кассир может перечислить оставшиеся свободные места, если их осталось мало. А что, если практически все места свободны? Тогда ей проще назвать пару мест, которые уже заняли. Понятно, что все остальные – свободны. Берите, какие захотите! Чем ситуации будут отличаться? Тем, что кассир будет выбирать путь наименьшего сопротивления: говорить так, чтобы получилось удобнее для всех. Меньше шевелить языком. Вы очередь не задерживаете. Никто никого не раздражает. Если люди – реальные частицы, то свободные места в зале – квазичастицы. Пустое место даёт нам информацию, что на нём нет реальной частицы. В зависимости от ситуации описание многочастичной системы становится удобнее введением вот таких вот штуковин. А теперь всё то же самое и в физике. Только вместо трёпа языком – писание формул на бумаге, вместо задерживания очереди и раздражения окружающих – задерживание коллег и раздражение читателей. Это я всё, конечно, утрирую. Примером таких квазичастиц в физике могут служить куперовские пары – связанные состояния двух электронов. Мы убираем из системы 2 электрона и представляем вместо них абстрактную частицу, которую называем куперовской парой и которая имеет удвоенный заряд электрона. Вот и вся магия. Ну, почти.

Взаимодействие частиц вещества с чем-либо приводит к рождению возбуждений (квазичастиц), которые будут рассеивать энергию. Свободно движущаяся по трубке жидкость рано или поздно остановится из-за взаимодействия со стенками, которые сначала замедлят ближайшие к себе слои, а те, в свою очередь, потянут за собой центральный поток. Если взаимодействия не будет, то возбуждения не родятся, и жидкость не остановится.

— «А когда возбуждения рождаться не будут?»

Ответ на этот вопрос даёт критерий сверхтекучести Ландау. Если выполнены определённые условия, накладываемые на возбуждения, то в системе возможна сверхтекучесть.

Критерий сверхтекучести Ландау:

Сверхтекучесть возможна, если минимальное значение отношения спектра элементарных возбуждений к импульсу больше нуля. Или, что то же самое, значение критической скорости должно быть больше нуля. Ведь если критическая скорость будет равна нулю, то двигаться со скоростью меньше не получится.

Сначала физики сводят задачу к замене реальных частиц на квазичастицы. После ищут их энергетический спектр и проверяют его на выполнимость критерия сверхтекучести. Если он выполнен, то существует некоторая критическая ненулевая скорость, ниже которой вещество становится сверхтекучим.

Сверхтекучесть проявляется либо при очень низких температурах, либо при очень высоких плотностях. Второе как раз имеет место быть в недрах нейтронных звёзд. Хоть квантовые эффекты различаются для бозонов и фермионов, сверхтекучесть доступна им обоим. В случае бозонов квазичастицами являются возбуждения над минимумом энергии. Когда таких возбуждений мало, то квазичастицы не взаимодействуют друг с другом, а их газ описывается как идеальный. С таким работать мы умеем! В случаем Ферми-газа роль квазичастиц играют спаренные фермионы, например, куперовские пары. В экспериментах до сверхтекучести довели, например, гелий-4 и гелий-3. Атомы первого являются бозонами, второго – фермионами. Чтобы гелий-4 перешёл в сверхтекучее состояние, его нужно охладить до температуры 2,18 Кельвинов (-270,87 градусов Цельсия)! Для образования куперовских пар в гелии-3 требуется охлаждение серьёзнее – тысячные доли Кельвина.

Причём при ненулевой температуре не всё вещество становится сверхтекучим, даже удовлетворяя условию сверхтекучести. Одна его часть будет сверхтекучей, а другая – обычная, вязкая, трётся там о что-то. Такое наличие двух фаз вовсе не означает, что мы реально можем разделить вещество на 2 части, отделив сверхтекучую компоненту от обычной. При маленькой, но ненулевой температуре в веществе есть некоторые возбуждения. Пусть вы снизили скорость ниже критической и запретили новым квазичастицам рождаться в системе. Старые возбуждения остались. Они и будут составлять нормальную компоненту вещества, которая командует передачей импульса. При абсолютном нуле вся жидкость перейдёт в сверхтекучее состояние.

Сверхпроводимость

Сверхпроводимость – макроскопическое квантовое явление, тесно связанное со сверхтекучестью. При охлаждении материала ниже определённой критической температуры (у каждого вещества своя) у него пропадает электрическое сопротивление. Происходит переход в энергетически более выгодное сверхпроводящее состояние. Токи текут без сопротивления. В таком состоянии их значения могут достигать колоссальных значений. Как связать такое со сверхтекучестью? Сверхпроводимость – сверхтекучесть куперовских пар. Соединяясь вместе, 2 электрона образуют куперовскую пару, спин которой принимает целое значение. 2 фермиона образуют квазичастицу, являющуюся бозоном. Для куперовских пар критерий Ландау допускает сверхтекучесть. Получается, что мы получаем заряженные сверхтекучие квазичастицы. Вот вам и движение заряда без сопротивления. Для любого взаимодействия нужен переносчик взаимодействия. У куперовских пар это фонон – квазичастица, представляющая собой квант колебательного движения атомов в кристалле.

— «Ой, да сколько можно? Электроны образуют квазичастицу. Взаимодействие осуществляется с помощью квазичастицы. Сейчас ещё выяснится, что сама нейтронная звезда – тоже квазичастица. »

Давайте остановимся и представим себе пример, который поможет нам с восприятием материала. Вы и ваш друг/подруга едете параллельно друг другу. На чём – не особо важно. Представьте то, что вам нравится больше: коньки, скейтборд, что-то, что оттолкнул и поехал. Вы начинаете перебрасываться друг с другом бумерангом, бросая его каждый раз в сторону от человека. Ваш товарищ будет принимать его со стороны, расположенной по другую сторону от вас. Кидая бумеранг в сторону от своей пары, по закону сохранения импульса вы получите импульс в сторону своего напарника/напарницы. Принимая бумеранг по тем же самым законам, он/она получит импульс, толкающий его/её к вам. После нескольких перебрасываний расстояние между вами сократится. Перебрасываясь друг с другом не бумерангом, а, например, мячом, вы бы увеличивали расстояние между друг другом. Кидая каждый раз мяч другу/подруге, вы бы получали небольшой импульс в сторону от него/неё. Мяч/бумеранг – фонон. Вы и второй человек – реальные частицы. Если катающихся пар много, то наблюдающие за вами люди могут считать не количество людей, а, например, пары катающихся (при условии, что все пришли парами). На катке N пар. Пары катающихся – куперовские пары.

Рис. 4. Силовые линии магнитного поля нейтронной звезды.

При сжатии звезды, например, нашего Солнца, сохраняется магнитный поток. Если радиус тела уменьшается, то магнитное поле усиливается квадратично по радиусу. При уменьшении, например, в 1,000 раз, магнитное поле усиливается в 1,000,000 раз. Для типичных размеров нейтронных звёзд и параметров нашего Солнца это даёт следующие оценки. При сжатии Солнца с радиусом в 600,000 км до размеров нейтронной звезды в 10 км радиус объекта изменился бы в 60,000 раз. Значит, магнитное поле усилилось бы в 3,600,000,000 раз. Магнитное поле солнца даёт значение порядка 10 Гс. Значит, сжатый объект имел бы магнитное поле более 10 10 Гс! Так магнитное поле можно разогнать и до 10 12-13 Гс. Среди нейтронных звёзд выделяют подкласс с аномально большими магнитными полями вплоть до 10 15 Гс. Такие объекты называются магнетарами. Генерация таких сильных магнитных полей до их пор полностью не объяснена. В отсутствии сопротивления в сверхпроводящем состоянии в таких объектах могут наводиться сильные токи. Как известно, текущий электрический ток создаёт магнитное поле. Сильнее ток – сильнее магнитное поле.

Зависимость магнитного потока от радиуса и напряжённости для сферического тела:

Что ещё можно упомянуть про сверхпроводимость? Это состояние может быть разрушено:

Повышением температуры выше критического значения

Внешним магнитным полем

Сильным электрическим током

Эффект Мейсснера. Магнитное поле практически вытесняется из объёма сверхпроводника и существует лишь вблизи его поверхности, экспоненциально уменьшаясь с глубиной. Описание сверхпроводящего перехода и электродинамики сверхпроводника даёт теория Гинзбурга-Ландау. Микроскопическая теория сверхпроводимости БКШ хорошо справляется с описанием его термодинамики и спектра возмущений.

Нуклеосинтез

В первых работах (№1 и №2) мы выяснили, что обычный звёздный нуклеосинтез может быть поставщиком элементов не тяжелее железного пика. Но на земле, например, есть и уран, и другие тяжёлые элементы. Платина, золото, иридий. Откуда-то же они взялись. Откуда? По современным представлениям, все тяжёлые элементы образовались в так называемых s- и r- процессах. S – slow, медленный. R – rapid, быстрый. Процессы последовательных захватов нейтронов ядрами. Разница заключается в соотношении между скоростями захвата нейтронов ядрами и бета-минус распадами ядер. При s-процессе характерные скорости распадов много больше скоростей присоединения нейтронов. S-slow относится именно к присоединению нейтронов. Раз нейтроны захватываются медленнее скоростей распадов, значит, процесс медленный. И наоборот, если характерные скорости присоединения нейтронов много больше скоростей распадов, то процесс быстрый.

Соотношения между скоростями бета-минус распадов ядер и присоединения нейтронов к ним.

Для осуществления обоих процессов нужны определённые условия (температуры и плотности). Помимо определения астрофизических систем, в которых возможно достижение таких условий, важно понимать, каким образом система пришла к такому состоянию. Условия и состав вещества на конечной стадии эволюции предшествующего объекта являются начальными данными для следующей задачи эволюции.

Рис. 5. Моделирование r-процесса be like.

При r-процессе ядра очень быстро набирают нейтроны, не успевая распадаться. Как результат, образуются нейтронноизбыточные ядра. Ну очень нейтронноизбыточные. Различные теоретические массовые модели предсказывают существование таких тяжёлых изотопов, как, например, железо-92, никель-98, олово-172 и другие. Если название этих изотопов ничего не говорит вам о том, насколько они переобогащены нейтронами, то мне следует сказать, что экспериментальные данные о настолько нейтронноизбыточных изотопах отсутствуют. Они имеют настолько маленькое время жизни в вакууме, что попытки их получить и УСПЕТЬ измерить свойства пока не увенчались успехом. Это также одна из проблем. Люди (в том числе и я, ха-ха), моделирующие r-процесс, не знают свойств всех ядер, которые непосредственно принимают участие в этом процессе. Теоретические массовые модели, строящиеся на известных ядрах и предсказывающие свойства остальных, содержат в себе некоторую неточность. Качественно картина ясна, но говорить о том, что задача окончательно решена, не приходится.

Немного об авторе.

Я и группа, в состав которой я вхожу, исследуем различные астрофизические сценарии, в которых возможно протекание вышеупомянутых процессов. Пишем коды, считающие нуклеосинтез, беря в рассмотрение всевозможные ядерные реакции. Используем различные теоретические массовые модели, известные ядерные данные и прочее.

Наличие в системе нескольких тысяч всевозможных изотопов приводит нас к решению системы, состоящей из нескольких тысяч нелинейных дифференциальных уравнений, которые, ввиду особенности скоростей некоторых реакций, нельзя считать явными методами. Поэтому также встаёт вопрос о написании всё более совершенного и эффективного кода, который, с одной стороны, будет иметь сносное время счёта (несколько часов – сносно), а с другой стороны, будет иметь относительно хорошую точность.

В своих первых работах я изучал эволюцию химического состава одиночных нейтронных звёзд. Желающие могут посмотреть их тут: стационарная модель и динамическая.

Рассмотрение всевозможных сценариев s- и r-процессов – отдельная история. Мы к ней, кстати, уже очень близко. А пока давайте качественно посмотрим на динамику процессов. Идея проста. Вокруг ядер в среде очень много нейтронов. Присоединение нейтрона не требует преодоления частицей кулоновского барьера, ведь нейтрон не имеет заряда. Силы кулона нет. Ядра захватывают нейтроны, увеличивая своё атомное массовое число A. Атомное зарядовое число Z не изменяется. После некоторого времени ядро претерпевает бета-минус распад, увеличивая на единицу своё зарядовое число Z → Z+1 при неизменном массовом A. После этого новое ядро добирает ещё некоторое количество нейтронов. После снова распадается. Так оно ступенчато повышает свои Z и A, образуя всё более тяжёлые ядра. Мой коллега любезно поделился с нами мультиком (см. рис. 6, также см. подписи), демонстрирующим движение «волны нуклеосинтеза» (мы это так между собой называем) при r-процессе. Сценарий я не уточнил, уж простите. Само образование тяжёлых по A ядер занимает всего полсекунды. После чего ядра долго распадаются, образуя всё более стабильные изотопы. Если ядро нестабильно, то оно распадается. До каких пор? Пока не перейдёт в такой элемент, который уже не распадается. А какой элемент не распадается? Стабильный. Центральной области ячеек соответствуют стабильные элементы.

Рис. 6. Движение «волны нуклеосинтеза» при r-процессе. Ячейки на диаграмме – изотопы ядер. 1 ячейка – 1 изотоп. По оси X отложено число нейтронов в составе ядра. По оси Y отложено число протонов в составе ядра. Цветом схематично изображена приведённая концентрация изотопов. Красной – химического элемента много. Зелёный – меньше, но всё ещё достаточно. Жёлтый – ещё меньше, уже мало. Каждой картинке соответствует своё время (верхний левый угол), отмеряемое от начало процесса, и число электронов Ye, приходящееся на 1 барион (если, например, в веществе 1 электрон, 2 протона и 7 нейтронов, то Ye=1/(2+7)=1/9). График поменьше показывает логарифмическое распределение приведённых концентраций изотопов в зависимости от массы их ядер A (изотопы с одинаковым A и разным Z объединены вместе).

У s-процесса ситуация другая. Элементы распадаются быстрее характерных скоростей захвата нейтронов. В итоге ядра сперва распадаются (движутся по диаграмме рис. 6 вверх) и только после этого захватывают немного нейтронов (движутся по диаграмме рис. 6 вправо). Движение изначально сосредоточено вблизи «долины стабильности ядер». Этот процесс идёт вдоль стабильных, хорошо изученных ядер.

S-процесс может иметь место у красных гигантов. R-процесс тесно связан с нейтронными звёздами. Самый соблазнительный на сегодня день сценарий – слияние двух нейтронных звёзд. Также возможны взрывы сверхновых, нейтринные звёздные ветра, оттоки аккреционных дисков.

Кручу-верчу

Нейтронные звёзды могут очень быстро вращаться. В таких ситуациях часто используют термин пульсар. Известны объекты, делающие несколько сотен оборотов вокруг своей оси всего за 1 секунду! Откуда? Тут аналогично сильным магнитным полям. Там сохранялся магнитный поток. Здесь – момент импульса. Меньше радиус – быстрее вращение.

Сохранение момента импульса.

Момент импульса равен произведению момента инерции на угловую скорость. Момент инерции шара относительно вращающейся оси есть:

Масса никуда не делась, а радиус уменьшился. Значит, при уменьшении радиуса, например, в 1,000 раз, угловая скорость должна возрасти в 1,000,000 раз!

Т.к. нейтронные звёзды, как и белые карлики, являются потребителями – не работают и живут на средства (энергию), оставленные им родственниками прошлого поколения (звездами), то такие одиночные компактные объекты со временем лишь теряют запасы своей энергии. Длится это долго, средств оставили им немало. Тем не менее, быстро вращающиеся нейтронные звёзды со временем замедляются. К чему я это всё? Существуют такие аномалии, как глитчи. Проявляются они в резком небольшом возрастании скорости вращения этих объектов. Точные причины таких скачков пока неизвестны. Из возможных объяснений – резкая перестройка коры этих объектов.

Большая угловая скорость может создать достаточную центробежную силу, которая будет оттягивать вещество в более внешние слои от центра. Это может сдерживать нейтронную звезду (блицар) от коллапса в чёрную дыру, если её масса превышает предел Оппенгеймера-Волкова. Вспомните детскую вращающуюся карусель. Садишься в неё, тебя начинают на ней крутить. Появляется сила, стремящаяся выкинуть тебя с карусели. Быстрее вращение – сильнее вжимает в кресло. Постепенное замедление вращения ослабит центробежную силу, и объект сколлапсирует.

Центробежная сила. Направлена по радиусу от центра.

Заключение

Разглагольствовать много не буду. Надеюсь, любителям и интересующимся были понятны и полезны мои объяснения, а разбирающиеся в теме нашли мою статью занимательной для себя. Последующие статьи, скорее всего, будут посвящены отдельным сценариям r-процесса и иметь несколько меньший объём.

Для связи с потенциальным постом в будущем предлагаю пройти опрос. Спасибо за внимание.

Источник

НЕЙТРОННАЯ ЗВЕЗДА

НЕЙТРОННАЯ ЗВЕЗДА, звезда, в основном состоящая из нейтронов. Нейтрон – это нейтральная субатомная частица, одна из главных составляющих вещества.

Гипотезу о существовании нейтронных звезд выдвинули астрономы В.Бааде и Ф.Цвикки сразу после открытия нейтрона в 1932. Но подтвердить эту гипотезу наблюдениями удалось лишь после открытия пульсаров в 1967.

Нейтронные звезды образуются в результате гравитационного коллапса нормальных звезд с массами в несколько раз больше солнечной. Плотность нейтронной звезды близка к плотности атомного ядра, т.е. в 100 млн. раз выше плотности обычного вещества. Поэтому при своей огромной массе нейтронная звезда имеет радиус всего ок. 10 км.

Из-за малого радиуса нейтронной звезды сила тяжести на ее поверхности чрезвычайно велика: примерно в 100 млрд. раз выше, чем на Земле. От коллапса эту звезду удерживает «давление вырождения» плотного нейтронного вещества, не зависящее от его температуры. Однако если масса нейтронной звезды станет выше примерно 2 солнечных, то сила тяжести превысит это давление и звезда не сможет противостоять коллапсу.

У нейтронных звезд очень сильное магнитное поле, достигающее на поверхности 10 12 –10 13 Гс (для сравнения: у Земли ок. 1 Гс). С нейтронными звездами связывают небесные объекты двух разных типов.

Пульсары

(радиопульсары). Эти объекты строго регулярно излучают импульсы радиоволн. Механизм излучения до конца не ясен, но считают, что вращающаяся нейтронная звезда излучает радиолуч в направлении, связанном с ее магнитным полем, ось симметрии которого не совпадает с осью вращения звезды. Поэтому вращение вызывает поворот радиолуча, периодически направляющегося на Землю.

Рентгеновские двойные.

С нейтронными звездами, входящими в двойную систему с массивной нормальной звездой, связаны также пульсирующие рентгеновские источники. В таких системах газ с поверхности нормальной звезды падает на нейтронную звезду, разгоняясь до огромной скорости. При ударе о поверхность нейтронной звезды газ выделяет 10–30% своей энергии покоя, тогда как при ядерных реакциях этот показатель не достигает и 1%. Нагретая до высокой температуры поверхность нейтронной звезды становится источником рентгеновского излучения. Однако падение газа не происходит равномерно по всей поверхности: сильное магнитное поле нейтронной звезды захватывает падающий ионизованный газ и направляет его к магнитным полюсам, куда он и падает, как в воронку. Поэтому сильно нагреваются только районы полюсов, которые на вращающейся звезде становятся источниками рентгеновских импульсов. Радиоимпульсы от такой звезды уже не поступают, поскольку радиоволны поглощаются в окружающем ее газе.

Состав.

При еще более высоких плотностях в нейтронной звезде образуются наиболее необычные формы вещества. Может быть, нейтроны и протоны распадаются на еще более мелкие частицы – кварки; возможно также, что рождается много пи-мезонов, которые образуют так называемый пионный конденсат. См. также ЧАСТИЦЫ ЭЛЕМЕНТАРНЫЕ; СВЕРХПРОВОДИМОСТЬ; СВЕРХТЕКУЧЕСТЬ.

Источник

Нейтронные звезды

Нейтронная звезда — космическое тело, являющийся одним из возможных результатов эволюции звёзд. Состоит, в основном, из нейтронной сердцевины. Покрыта звезда сравнительно тонкой (∼1 км) коркой вещества в виде тяжёлых атомных ядер и электронов. Массы нейтронных звёзд сравнимы с массой Солнца. Но типичный радиус нейтронной звезды составляет лишь 10—20 километров. Поэтому средняя плотность вещества такого объекта в несколько раз превышает плотность атомного ядра (которая для тяжёлых ядер составляет в среднем 2,8·1017кг/м³). Дальнейшему гравитационному сжатию нейтронной звезды препятствует давление ядерной материи, возникающее за счёт взаимодействия нейтронов.

Многие нейтронные звёзды обладают чрезвычайно высокой скоростью вращения, — до тысячи оборотов в секунду. Нейтронные звёзды возникают в результате вспышек сверхновых звёзд.

Масса нейтронной звезды

Массы большинства нейтронных звёзд составляют 1,3—1,5 массы Солнца. Это близко к значению предела Чандрасекара. Теоретически допускается существование нейтронных звёзд с массами от 0,1 до примерно 2,5 солнечных масс. Однако значение верхнего предела массы в настоящее время достоверно неизвестно. Самые массивные нейтронные звёзды из известных — Vela X-1 (имеет массу не менее 1,88±0,13 солнечных масс на уровне 1σ, что соответствует уровню значимости α≈34 %), PSR J1614-2230ruen (с оценкой массы 1,97±0,04 солнечных), и PSR J0348+0432ruen (с оценкой массы 2,01±0,04 солнечных).

Гравитация в нейтронных звёздах уравновешивается давлением вырожденного нейтронного газа. Максимальное значение массы нейтронной звезды задаётся пределом Оппенгеймера-Волкова. Численное значение которого зависит от (пока ещё плохо известного) уравнения состояния вещества в ядре звезды. Существуют теоретические предпосылки к тому, что при ещё большем увеличении плотности возможно перерождение нейтронных звезд в кварковые.

Строение нейтронной звезды

Магнитное поле на поверхности нейтронных звёзд достигает значения 10^12—10^13 Гс. Для сравнения — у Земли его значение около 1 Гс. Процессы, происходящие в магнитосферах нейтронных звёзд ответственны за радиоизлучение пульсаров. Начиная с 1990-х годов, некоторые нейтронные звёзды отождествлены как магнетары. Это звёзды, обладающие магнитными полями порядка 10^14 Гс и выше.

К 2022 году открыто свыше 2500 нейтронных звёзд. Порядка 90% из них — одиночные. Всего же в нашей Галактике могут существовать 108—109 нейтронных звёзд. То есть где-то по одной на тысячу обычных звёзд. Для нейтронных звёзд характерна высокая скорость движения (как правило, это сотни км/с). В результате аккреции вещества нейтронная звезда может быть в этом случае видна с Земли в разных спектральных диапазонах, включая оптический. На который приходится около 0,003% излучаемой энергии (соответствует 10 звёздной величине).

Нейтронные звёзды — одни из немногих классов космических объектов, которые были теоретически предсказаны до открытия наблюдателями.

В 1933 году астрономы Вальтер Бааде и Фриц Цвикки предположили, что нейтронная звезда может образоваться в результате взрыва сверхновой. Теоретические расчёты того времени показали, что излучение нейтронной звёзды слишком слабое, и ее невозможно обнаружить. Интерес к нейтронным звёздам усилился в 1960-х гг., когда начала развиваться рентгеновская астрономия.

Открытие пульсаров

Теория предсказывала, что максимум теплового излучения нейтронной звезды приходится на область мягкого рентгена. Однако неожиданно они были открыты при радионаблюдениях. В 1967 году Джоселин Белл, аспирант Э. Хьюиша, открыла объекты, излучающие регулярные импульсы радиоволн. Этот феномен был объяснён узкой направленностью радиолуча от быстро вращающегося объекта — своеобразный «космический радиомаяк». Но любая обычная звезда разрушилась бы при столь высокой скорости вращения. На роль таких маяков были пригодны только нейтронные звёзды. Пульсар PSR B1919+21 считается первой открытой нейтронной звездой.

Взаимодействие нейтронной звезды с окружающим веществом определяют два основных параметра и, как следствие, их наблюдаемые проявления: период (скорость) вращения и величина магнитного поля. Со временем звезда расходует свою вращательную энергию, и её вращение замедляется. Магнитное поле также ослабевает. По этой причине нейтронная звезда за время своей жизни может поменять свой тип. Ниже представлена номенклатура нейтронных звёзд в порядке убывания скорости вращения, согласно монографии В.М. Липунова. Поскольку теория магнитосфер пульсаров все еще в состоянии развития, существуют альтернативные теоретические модели.

Эжектор

Имеет сильные магнитные поля и малый период вращения. В простейшей модели магнитосферы, магнитное поле вращается твердотельно, то есть с той же угловой скоростью, что и тело нейтронной звезды. На определённом радиусе линейная скорость вращения поля приближается к скорости света. Этот радиус называется «радиусом светового цилиндра». За этим радиусом обычное дипольное поле существовать не может, поэтому линии напряжённости поля в этом месте обрываются.

Заряженные частицы, двигающиеся вдоль силовых линий магнитного поля, через такие обрывы могут покидать нейтронную звезду и улетать в межзвездное пространство. Нейтронная звезда данного типа «эжектирует» (от фр. éjecter — извергать, выталкивать) релятивистские заряженные частицы, которые излучают в радиодиапазоне. Эжекторы наблюдаются как радиопульсары.

Пропеллер

Скорость вращения уже недостаточна для эжекции частиц, поэтому такая звезда не может быть радиопульсаром. Однако скорость вращения всё ещё велика. И захваченная магнитным полем окружающая нейтронную звезду материя не может упасть. То есть аккреция вещества не происходит. Нейтронные звёзды данного типа практически не имеют наблюдаемых проявлений и изучены плохо.

Аккретор (рентгеновский пульсар)

Скорость вращения снижается до такого уровня, что веществу теперь ничего не препятствует падать на нейтронную звезду. Падая, вещество уже будучи в состоянии плазмы, движется по линиям магнитного поля и ударяется о твёрдую поверхность тела нейтронной звезды. Это происходит в районе ее полюсов при температурах до десятков миллионов градусов. Вещество, нагретое до столь высоких температур, ярко светится в рентгеновском диапазоне. Область, в которой происходит столкновение падающего вещества с поверхностью тела нейтронной звезды, очень мала — всего около 100 метров. Это горячее пятно из-за вращения звезды периодически пропадает из вида, поэтому наблюдаются регулярные пульсации рентген-излучения. Такие объекты и называются рентгеновскими пульсарами.

Георотатор

Скорость вращения таких нейтронных звёзд мала и не препятствует аккреции. Но размеры магнитосферы таковы, что плазма останавливается магнитным полем раньше, чем она будет захвачена гравитацией. Подобный механизм работает в магнитосфере Земли, из-за чего данный тип нейтронных звезд и получил своё название.

Магнетар

Нейтронная звезда, обладающая исключительно сильным магнитным полем (до 10^11 Тл). Теоретически существование магнетаров было предсказано в 1992 году. А первое свидетельство их реального существования получено в 1998 году при наблюдении мощной вспышки гамма – и рентгеновского излучения от источника SGR 1900+14 в созвездии Орла. Время жизни магнетаров составляет около 1 000 000 лет. У магнетаров сильнейшее магнитное поле во Вселенной.

Магнетары являются малоизученным типом нейтронных звёзд по причине того, что немногие находятся достаточно близко к Земле. Магнетары в диаметре имеют около 20—30 км, однако массы большинства из них превышают массу Солнца. Магнетар настолько плотен, что горошина его материи весила бы более 100 миллионов тонн. Большинство из известных магнетаров вращаются очень быстро, делая как минимум несколько оборотов вокруг оси в секунду. Наблюдаются в гамма-диапазоне, близком к рентгеновскому, радиоизлучение не испускают.
Жизненный цикл магнетара достаточно короток. Их сильные магнитные поля исчезают по прошествии примерно 10 000 лет, после чего их активность и излучение рентгеновских лучей прекращается. Согласно одному из предположений, в нашей галактике за всё время её существования могло сформироваться до 30 миллионов магнетаров.

Источник

Нейтронные звезды как результат эволюции светил

Нейтроны — это тяжёлые элементарные частицы, не имеющие электрического заряда. Они, наряду с протонами, являются главными элементами ядра.

Как образуется нейтронная звезда

Считается, что образование нейтронной звезды это результат вспышки сверхновой. То есть то, что остаётся от тела после взрыва. Другими словами, это конечный продукт вспышки или звёздный остаток.

Между прочим, если такой остаток больше солнечного в три раза, то его эволюция продолжается. В результате коллапса формируется чёрная дыра.

По данным учёных, любой представитель главной последовательности, при условии массы больше Солнца в 8 раз, может эволюционировать в нейтронное светило.

«Проект-Технарь» является свободной площадкой, на которой можно найти или опубликовать чертежи, курсовые или дипломные работы на техническую тематику. Найти чертежи можно на studiplom.ru

Кроме того, часть вещества из разрушившихся слоёв попадает в центр. Благодаря чему внутренняя часть имеет высокую плотность и температуру. Надеюсь, теперь понятно, почему маленькая нейтронная звезда невероятно мала и тяжела.

Стоит отметить, что свою энергию после взрыва светило начинает переносить не равномерно, а потоками. Что, собственно, и вызывает его нестабильность.
Получается, что само ядро остается, но его свойства (масса, плотность, температура и т.д.) меняются.

Как устроены нейтронные звезды

В отличие от других тел они, главным образом, состоят из нейтронного центра (сердцевины). Отсюда, кстати, и появилось название типа.

А сверху их покрывает кора, образуемая тяжёлыми атомными ядрами, нейтронами и электронами.
Помимо этого в структуре рассматриваемых светил выделяют несколько частей.

Внутреннее строение

Какое строение имеют нейтронные звезды

Атмосфера — тоненький (не более 100 см) слой ионизированного газа, то есть плазмы. Здесь сосредоточено тепловое излучение тела.

Внешняя кора содержит ядра и электроны, по толщине может быть несколько сотен метров. Притом в ней газ представлен в разных составах. Например, самые верхние покровы состоят из невырожденного газа, а в середине он уже вырожденный. Чем глубже, тем его состояние меняется на релятивистское и ультрарелятивистское вырождение.

Внутренняя кора включает в себя электроны, свободные нейтроны и ядра атомов с множеством нейтронов. Причем количество нейтронных частиц увеличивается с глубиной. Данный слой имеет протяжённость до нескольких километров.

Внешнее ядро выделяют у объектов малой массы. Поскольку может занимать всё пространство до звёздного центра. Вдобавок оно состоит преимущественно из нейтронов. Хотя некоторая доля протонов и электронов все же есть.

Внутреннее ядро наблюдается только у массивных светил. Оно отличается высокой плотностью. А радиус, по меньшей мере, составляет несколько километров. К сожалению, точный состав внутреннего вещества ещё не известен. Но определённо в нём присутствую нейтроны, барионы и кварки. Конечно, дальнейшее изучение и исследования продолжаются. И мы когда-нибудь узнаем все тайны нейтронных звезд.

Особенности нейтронных звезд

Как оказалось, нейтронная звезда невероятно мала и тяжела. Правда, она имеет плотность намного больше атомного ядра. Но из-за давления вещества, находящегося внутри ядра, дальнейшее гравитационное сжатие не продолжается.

Собственно говоря, вес и масса нейтронной звезды приблизительно равна солнечной. При этом её размер, точнее радиус, не более 20 км.

К тому же, к отличительным характеристикам нейтронных звезд относится их вращение вокруг своей оси. Стоит отметить, высокую скорость такого движения. Если говорить точнее, она составляет несколько сотен оборотов в секунду.

Также важной чертой является сильное магнитное поле. Его мощь, в значительной мере, определяет остальные свойства и происходящие процессы.

Сила гравитации звёздных тел после вспышки сильно увеличивается. Поэтому им свойственны огромная скорость падения вещества и сжатие сердцевины. Другими словами, это объясняет резкий характер происходящих процессов.

А вот столкновение внешних и внутренних слоёв нейтронных звезд может привести к разрушению атомов падающего вещества. При этом эти атомы превращаются в нейтроны.

Классификация

Разумеется, нейтронные звезды, как и любые другие объекты, делятся на виды. Хотя учёные установили, что они могут за свою жизнь изменяться.

В основном на их развитие влияют скорость вращения вокруг своей оси и магнитное поле. Так как собственное вращение со временем тормозится, а магнитное поле слабеет, то другие свойства и процессы также меняются.

Нейтронные звезды, их типы и примеры

Радиопульсары или, по-другому, эжекторы обладают высокой вращательной скоростью и сильными магнитными полями. Они, так сказать, выталкивают заряженные релятивистские частицы, излучаемые в радиодиапазоне. Кстати, первым из данного вида звёздных тел открыли радиопульсар PSR B1919+21.

Пропеллеры, напротив, не выделяют заряженные частицы. Однако из-за высокой скорости вращения и силы магнитной области вещество поддерживается над поверхностью. Правда, данный тип светил сложно обнаружить и он мало изучен.

Рентгеновский пульсар или аккретор отличается тем, что в нём вещество попадает на поверхность. Потому как небольшой темп оборотов позволяет ему спускаться, но уже в состоянии плазмы. В свою очередь, она нагревается благодаря магнитному полю. Как следствие, это вещество ярко светится в рентгеновском диапазоне.

А вот пульсация возникает в результате вращения, при котором происходит затмение горячей материи. К примеру, первый аккретор — Центавр X-3 не только имел пульсацию своей яркости, но и постоянно менял период колебаний.

Рентгеновский пульсар

Георотатор имеет малую вращательную скорость, что вызывает приращение массы тела с помощью силы гравитации вещества (газа) из окружающего пространства. Такой процесс, между прочим, называется аккрецией.

Несмотря на это, границы области вокруг небесного тела позволяют магнитному полю удерживать плазму до того, как она окажется на поверхности.

Эргозвезда, на самом деле, представляет собой теоретически возможный тип. По мнению учёных, такой объект может сформироваться при слиянии или столкновении нейтронных звёзд.

Предполагают, что в ней имеется эргосфера, то есть область пространства-времени, расположенная рядом с чёрной дырой. Она, по идее, лежит где-то между горизонтом событий и пределом статичности. Проще говоря, подобные объекты имеют место быть, но это не точно.

Тайны нейтронных звезд

Можно сказать, что до реального открытия этот звёздный класс был сначала спрогнозирован в теории. То есть астрономы предполагали возможность появления подобных космических объектов.

Впервые же, их открыли лишь в 1967 году. Причем это был радиопульсар B1919+21 из созвездия Лисички.
Сейчас же число найденных нейтронных звёзд свыше 2500. Как выяснилось, из них лишь немногие входят в кратные системы. В действительности же, большая часть это отдельные светила.

Созвездие Лисичка

К удивлению, некоторые считают, что в скором времени появится в Солнечной системе нейтронная звезда, которая принесёт апокалипсис и конец света.

По некоторым данным, периодически в нашей системе появляется небесное тело с сильным магнитным полем. Его часто называют планетой Нибиру.

Более того, легенды и мифы рассказывают о том, что этот таинственный объект уже посещал нас. Такое нашествие всегда несёт за собой разрушение. Опять-таки, согласно древним легендам подобное происходило несколько раз. И, если это правда, наша планета всё выдержала.

На самом деле, астрономы замечали странный объект, который пока не идентифицировали. Хотя нет никаких доказательств о том, что он приближается к Земле и вообще, что это нейтронная звезда. Иногда, люди любят приукрашивать действительность.

Планета Нибиру (изображение)

Итак, мы разобрались что такое нейтронная звезда. Надеюсь, вам было интересно узнать как появляются и на какие типы делится этот вид светил.

Источник

Нейтронная звезда

Нейтронная звезда представляет собой космический объект, выступающий в качестве итога астрономической эволюции. Он включает в свой состав сердцевину нейтронного типа, которая покрыта корой из атомных ядер, электронов, имеющей максимальную толщину до 1 км. Масса, которую имеет это светило, может сравниться с Солнцем. Однако его типичный радиус равен 10-20 км. Многие подобные объекты отличает внушительная скорость вращения, достигающая нескольких оборотов в секунду. Возникновение нейтронных светил происходит вследствие вспышек сверхновых.

Общая информация

Среднестатистическая нейтронная звезда обычно попадает в интервал, составляющий 1,3-1,5 солнечных масс. Говоря о теоретически допустимых космических телах, диапазон их массовых значений составляет 0,1-2,16 масс земного светила. Самые массивные космические объекты такого плана – следующие:

Нейтронная звезда – тело, обладающее гравитацией. Она уравновешивается посредством давления нейтронного газа, являющегося вырожденным. Максимальная величина массы задаётся так называемым пределом Оппенгеймера-Волкова. Его численное значение обычно пребывает в зависимости от уравнения состояния вещества в области ядерной части. В теории есть убеждения, что при повышении плотности возникнет вероятность перерождения в иной вид.

Что касается магнитного поля, которым обладает каждая нейтронная звезда, в области поверхности оно обычно достигает значения, равного 10^12 – 10^13 ГС. Начиная с 90-х годов прошлого столетия, некоторые светила нейтронного типа отождествлены как светила, имеющие магнитное поле, равное 10^14 ГС и более. При критически больших значениях наблюдается протекание специфических релятивистских эффектов, поляризации вакуума и т. д.

К 2015 г. была открыта ещё не одна нейтронная звезда. Около 90% всех обнаруженных объектов являются одиночными. В сумме в нашей галактической системе может присутствовать огромное число таких объектов, достигающее 10^8 или даже 10^9 единиц. Для всех них характерна существенная скорость движения, видимость с Земли в различных спектральных диапазонах, в т. ч. оптического диапазона.

Структурное строение

Особенности остывания

Нейтронная звезда, когда она рождается, имеет высокую температуру, достигающую 10^11 Кельвинов. А это на 4 порядка больше, чем температурный режим земного Солнца. Но ввиду действия нейтринного охлаждения наблюдается её стремительное падение. Всего за пару минут она опускается до 10^9 К, а за месяц и вовсе до 10^8 К. Впоследствии светимость значительно сокращается, что пребывает в зависимости от температурного режима, и охлаждение наступает значительно медленнее по причине фотонного излучения.

Историческая справка

Нейтронная звезда относится к одному из немногочисленных классов космических тел, которые были предвидены в теории до того, как случилось их официальное открытие. Впервые подобная мысль появилась ещё до тех пор, как был открыт нейрон. Произошло это в феврале 1932 года с участием советского специалиста Л. Ландау. Он издал статью «О теории небесных объектов», в которой сообщил, что в мире учёных ожидается проявление подобного феномена, когда плотность материи повысится, а ядра станут тесно контактировать между собой.

В декабре 1933 года в рамках съезда Американского физического общества астрономами было создано первое точное и чёткое предсказание фактического существования данных космических тел. Они выдвинули гипотезу о том, что нейтронная звезда теоретически может появиться вследствие взрыва, произошедшего на сверхновой звезде. Теоретические расчётные действия привели к тому, что ее излучение слабое для появления возможности обнаружения с Земли посредством астрономического оборудования, используемого в то время.

С 1960-х годов прошлого века стало наблюдаться возрастание интереса к данной группе. Произошло это в рамках развития рентгеновской астрономии. Теории, выдвигаемые в процессе её освоения, предсказывали, что максимум приходится на зону рентгена мягкого. Однако неожиданные открытия случились в процессе организации радионаблюдений. В 1967 г. Д. Белл открыла объекты, способствующие определению регулярных импульсных колебаний радиоволн.

Данный феномен получилось объяснить за счет узкой направленности радиолуча. Однако будь это не нейтронная звезда, а любое обыкновенное светило, оно с учетом крайне высокой скорости вращения стало бы разрушенным. Поэтому на роль подобных маяков пригодными оказались исключительно нейтронные звезды. Первая открытая нейтронная звезда, вне всяких сомнений, PSR B1919+21.

Экзопланета и пульсар

Классификационное соотнесение

Процесс, в рамках которого нейтронная звезда взаимодействует с окружающим веществом, определяется посредством двух базовых параметров:

С течением времени происходит расходование звездой её вращательной энергии, поэтому скорость становится всё меньше и меньше, как и само магнитное поле. В связи с этими обстоятельствами нейтронная звезда на протяжении всей длительности своего существования может менять тип.

Эжектор

Для него характерны внушительные магнитные поля и незначительное время вращения. При достижении определённого радиуса происходит приближение линейной скорости вращения к скоростному режиму света. В итоге за радиусом цилиндра светового отсутствует возможность существования дипольного поля, поэтому происходит обрыв линий напряжённости.

Частицы, имеющие заряд, движущиеся по направлению вдоль силовых линий, могут отходить от звезды и поступить в пространство между светилами. Также нейтронная звезда этого типа способна извергать частицы с зарядом, излучающиеся в радиодиапазоне.

Пульсара 4U 0142+61 в представлении художника

Пропеллер

Скорость вращения является недостаточно большой, поэтому светило не может относиться к прежней группе. Но она велика, поэтому материя, которая окружает рассматриваемое космическое тело, не падает. Нейтронная звезда такого типа не обладает какими-либо фактическими проявлениями, поэтому изучена недостаточно хорошо.

Пульсар рентгеновский

Происходит чрезмерное снижение скорости, поэтому вещество может падать на такое светило без особых препятствий. В процессе падения, достигая плазматического состояния, данное вещество движется вдоль линий магнитного поля, а затем сталкивается со звездной твердой поверхностью в области полюсов светила. Это способствует его разогреванию. Крайне высокие температуры заставляют звезду ярко светиться.

Территория, в которой падающая субстанция сталкивается с поверхностью рассматриваемого объекта, имеет небольшие размеры, составляющие всего 100 м. Данное пятно является горячим по причине вращения звезды. На какой-то период времени оно может пропадать из вида, поэтому дают о себе знать регулярные пульсации рентгеновского излучения. Отсюда и произошло название данной группы светил.

Таким образом, рассматриваемое космическое тело, несмотря на проведение большого количества исследований, до конца не изучено и требует множества уточнений.

Источник

В сердце нейтронных звезд

Внутри нейтронных звезд царит чрезвычайная плотность, одна из самых высоких во Вселенной. В какой форме там находится материя? Нейтронная сверхтекучая жидкость? Странные кварки?

Не имея возможности открыть нейтронную звезду и заглянуть внутрь, трудно сделать выбор между этими гипотезами. Но важный прорыв произошел в августе 2017 года, когда две обсерватории на Земле обнаружили гравитационные волны (колебания пространства-времени), которые, вероятно, излучались при слиянии двух нейтронных звезд. Эти волны несли информацию о массе и размере двух звезд непосредственно перед их столкновением. Физики использовали эти данные для установления новых границ свойств и возможных составов нейтронных звезд.

Благодаря этим и другим экспериментам у нас наконец-то появилась надежда узнать больше о внутреннем строении нейтронных звезд, а также о том, как вещество ведет себя в экстремальных условиях.

Взрывное рождение

«Сейчас считается, что нейтронная звезда содержит не более 10% гиперонов.»

Еще в 1934 году немец Вальтер Бааде и швейцарский американец Фриц Цвицки первыми вообразили, что сверхновая может дать начало нейтронной звезде. Прошло всего два года с тех пор, как британский физик Джеймс Чедвик открыл нейтрон, и многие ученые скептически относились к существованию такого экстремального объекта, как нейтронная звезда. Только в 1967 году Джоселин Белл Бернелл, тогда защитившая докторскую диссертацию в Кембриджском университете, Великобритания, и её коллеги наблюдали пульсары (а в следующем году исследователи определили, что эти пульсары должны быть вращающимися нейтронными звездами), и эта идея получила признание.

По словам астрофизиков, изучающих их, нейтронные звезды имеют массу от 1 до 2,5 масс Солнца. Нейтронные звезды имеют как минимум три слоя. Внешний слой представляет собой газообразную «атмосферу» водорода и гелия толщиной несколько сантиметров. Он плавает на вершине внешней «коры» толщиной около километра и состоит из ядер атомного железа, расположенных в кристаллической структуре, между которыми находятся нейтроны и электроны.

Остальная часть звезды, более глубокая, является предметом дополнительных спекуляций. По мере приближения к центру давление увеличивается, и каждое атомное ядро ​​содержит больше нейтронов. Но с определенного порога ядра насыщаются нейтронами, так что они переполняются: это уже не ядра, а просто жидкость из нейтронов и протонов. В конце концов, глубоко внутри звезды, во внутреннем ядре, они тоже могут распасться.

Как выглядит эта жидкость? Возможно, что эти кварки образуют «сверхтекучую», лишенную вязкости жидкость, которая после приведения в движение теоретически никогда не перестанет двигаться. Это странное состояние материи возможно потому, что кварки имеют сродство к другим кваркам, и если бы их толкнуть достаточно близко друг к другу, они бы образовали » Куперовские пары «, как электроны в сверхпроводящих материалах.

Сверхтекучее ядро нейтронных звезд

Даже вне ядра, во внешнем ядре, где нейтроны еще целы, они также могут образовывать сверхтекучую среду. Фактически, ученые уверены, что нейтроны ведут себя именно так. Доказательства получены из наблюдений пульсарных «глюков», эпизодов, когда вращение нейтронной звезды внезапно ускоряется.

Теоретики считают, что эти сбои возникают, когда скорость вращения звезды в целом перестает синхронизироваться с вращением сверхтекучей жидкости под корой. В целом вращение звезды естественным образом замедляется со временем, потому что звезда теряет энергию из-за испускания электромагнитного излучения и звездного ветра; напротив, сверхтекучая жидкость, текущая без трения, не замедляется. Механическое напряжение, создаваемое разностью скоростей между двумя слоями, накапливает энергию, которая внезапно высвобождается в виде углового момента, который повторно ускоряет звезду.

В 2011 году Джеймс Латтимер и его коллеги заявили, что нашли доказательства сверхтекучести в ядре нейтронной звезды, но исследователь признает, что споры остаются открытыми. Его группа под руководством Дэни Пейдж из Национального автономного университета Мексики проанализировала данные пятнадцатилетних рентгеновских наблюдений Кассиопеи А, остатка сверхновой, которая стала видимой в начале 17 века. Астрономы обнаружили, что пульсар в центре туманности остывает быстрее, чем предполагает теория.

Таким образом, нейтронные звезды могут содержать сверхтекучую жидкость в своем внешнем и внутреннем ядре. Они также могут содержать так называемый странную материю, потому что он будет содержать кварки s, или странные (s для strange на английском языке).

«Странная» материя?

Существует шесть видов, кварков: u, d, c, s, t и b. Только два самых легких, U и D, находятся в атомах. Другие виды более массивны и нестабильны. Они появляются, например, в столкновениях частиц с высокой энергией на коллайдерах, таких как LHC (Большой адронный коллайдер) ЦЕРНа, недалеко от Женевы. Но в очень плотных недрах нейтронных звезд u и d кварки, содержащиеся в нейтронах, иногда превращались в s кварки (другие кварки настолько массивны, что они, вероятно, не образовались бы даже в таких экстремальных условиях). Если s кварки появляются и остаются связанными с другими кварками, это приведет к образованию гиперонов.

Наконец, возможно также, что эти кварки присутствуют в плазме из кварков и глюонов. Эксперименты в ускорителях частиц позволили бы узнать больше об условиях, необходимых, например, для появления гиперонов. В случае кварк-глюонной плазмы эксперимент Alice на LHC посвящен изучению этого состояния вещества. Но эта искусственная плазма получается при высокой температуре и очень низкой плотности, далекой от условий ядра нейтронной звезды, температура которой относительно низкая, а плотность высокая.

Измерение размера нейтронных звезд полезно для сужения диапазона форм, которые может принимать материя. Долгое время считалось, что половина нейтронов в нейтронной звезде превращается в гипероны; теоретические расчеты предполагали, что нейтронная звезда не может превышать 1.5 массы Солнца. Но в 2010 году Пол Деморест из Радиоастрономической обсерватории США в Вирджинии и его команда обнаружили нейтронную звезду с массой Солнца 1,97, что противоречило первоначальному прогнозу. Сегодня, по оценкам физиков, гипероны составляют не более 10% содержимого нейтронной звезды.

Новые и очень разные наблюдения могут рассказать нам еще больше о нейтронных звездах. В течение многих лет телескопы регистрировали вспышки света, известные как гамма-всплески, которые, как подозревают исследователи, являются результатом столкновений двух нейтронных звезд. Такое событие было подтверждено 17 августа 2017 года: два прибора, Ligo ( лазерная интерферометрическая обсерватория гравитационных волн, установленная в штате Вашингтон и Луизиана) и Virgo (недалеко от Пизы, Италия), одновременно зарегистрировали гравитационные волны испускается парой нейтронных звезд, которые вращаются по спирали вокруг друг друга, прежде чем столкнуться и слиться.

Информация через гравитационные волны

Анализ сигналов показал, что событие возникло в результате столкновения пары нейтронных звезд, расположенных примерно в 130 миллионах световых лет от Земли, каждая из которых имеет около 1,4 солнечной массы и радиус от 11 до 15 километров до столкновения. Используя эти данные, ученые уточняют ограничения на уравнение состояния нейтронных звезд. Это уравнение, которое должно применяться ко всем нейтронным звездам во Вселенной, описывает плотность вещества как функцию давления и температуры в звезде. Теоретики предложили различные формы, соответствующие различным гипотезам о природе вещества внутри этих звезд, и новые измерения дали возможность исключить некоторые из них.

Оценочный радиус двух нейтронных звезд, детектированных Ligo и Virgo, относительно невелик по сравнению с их массой. Этот результат удивил астрофизиков, так как поставил под сомнение некоторые теории, описывающие эти звезды. Нелегко включить как компактные нейтронные звезды, так и очень массивные, такие как 1,98 солнечной массы, в одно и то же уравнение состояния.

До сих пор Ligo и Virgo обнаружили только это одиночное столкновение нейтронных звезд, но другое подобное наблюдение может произойти в любой момент, так как оба комплекса обнаружения только что возобновили свою наблюдательную кампанию.

Подсказки в пределах досягаемости детекторов завтрашнего дня

А что насчет гравитации?

Раскрытие структуры нейтронных звезд дало бы нам почти полную картину форм, которые может принимать материя, от самых обычных до самых экстремальных. И понимание нейтронных звезд принесет дополнительную пользу: изучение этих звезд, безусловно, позволяет исследовать ядерные взаимодействия, но они дают возможность лучше понять загадочное взаимодействие, которым является гравитация.

Источник