Den 27. december 2004 ankom et udbrud af gammastråler til vores solsystem fra SGR 1806-20 (afbildet i kunstnerens indtryk). Eksplosionen var så kraftig, at den påvirkede Jordens atmosfære i en afstand på over 50.000 lysår

En neutronstjerne er et kosmisk legeme, som er et af de mulige resultater af evolution, der hovedsageligt består af en neutronkerne dækket af en relativt tynd (~1 km) skorpe af stof i form af tunge atomkerner og elektroner. Masserne af neutronstjerner er sammenlignelige med , men den typiske radius for en neutronstjerne er kun 10-20 kilometer. Derfor er den gennemsnitlige tæthed af stoffet i et sådant objekt flere gange højere end tætheden af ​​atomkernen (som for tunge kerner i gennemsnit er 2,8·10 17 kg/m³). Yderligere gravitationskompression af neutronstjernen forhindres af trykket af nukleart stof, der opstår på grund af neutronernes interaktion.

Mange neutronstjerner har ekstremt høje omdrejningshastigheder, op til tusind omdrejninger i sekundet. Neutronstjerner opstår fra stjerneeksplosioner.

Masserne af de fleste neutronstjerner med pålideligt målte masser er 1,3-1,5 solmasser, hvilket er tæt på Chandrasekhar-grænsen. Teoretisk er neutronstjerner med masser fra 0,1 til omkring 2,5 solmasser tilladte, men værdien af ​​den øvre grænsemasse er i øjeblikket kendt meget unøjagtigt. De mest massive neutronstjerner, man kender, er Vela X-1 (med en masse på mindst 1,88±0,13 solmasser på 1σ-niveau, hvilket svarer til et signifikansniveau på α≈34%), PSR J1614-2230ruen (med et masseestimat på 1,97 ±0,04 solenergi) og PSR J0348+0432ruen (med et masseestimat på 2,01±0,04 solenergi). Tyngdekraften i neutronstjerner afbalanceres af trykket af den degenererede neutrongas den maksimale værdi af massen af ​​en neutronstjerne er fastsat af Oppenheimer-Volkoff-grænsen, hvis numeriske værdi afhænger af den (stadig dårligt kendte) tilstandsligning; af stof i stjernens kerne. Der er teoretiske forudsætninger for, at med en endnu større stigning i tætheden er degenerering af neutronstjerner til kvarker mulig.

Strukturen af ​​en neutronstjerne.

Det magnetiske felt på overfladen af ​​neutronstjerner når en værdi på 10 12 -10 13 G (til sammenligning har Jorden omkring 1 G), det er processerne i neutronstjernernes magnetosfærer, der er ansvarlige for radioemissionen af ​​pulsarer . Siden 1990'erne er nogle neutronstjerner blevet identificeret som magnetarer - stjerner med magnetfelter i størrelsesordenen 10 14 G og højere. Sådanne magnetiske felter (der overstiger den "kritiske" værdi på 4.414 10 13 G, hvor energien af ​​interaktion af en elektron med et magnetfelt overstiger dens hvileenergi mec²) introducerer kvalitativt ny fysik, da specifikke relativistiske effekter, polarisering af det fysiske vakuum osv. blive væsentlige.

I 2012 var omkring 2000 neutronstjerner blevet opdaget. Omkring 90 % af dem er single. I alt kan der eksistere 10 8 -10 9 neutronstjerner i vores, det vil sige cirka én promille almindelige stjerner. Neutronstjerner er karakteriseret ved høj hastighed (normalt hundredvis af km/s). Som et resultat af tilvæksten af ​​skystof kan neutronstjernen være synlig i denne situation i forskellige spektralområder, inklusive optiske, som tegner sig for omkring 0,003 % af den udsendte energi (svarende til størrelsesorden 10).

Gravitationsafbøjning af lys (på grund af relativistisk afbøjning af lys er mere end halvdelen af ​​overfladen synlig)

Neutronstjerner er en af ​​de få klasser af kosmiske objekter, der teoretisk blev forudsagt før deres opdagelse af observatører.

I 1933 foreslog astronomerne Walter Baade og Fritz Zwicky, at en neutronstjerne kunne dannes som et resultat af en supernovaeksplosion. Teoretiske beregninger på det tidspunkt viste, at strålingen fra en neutronstjerne var for svag til at blive opdaget. Interessen for neutronstjerner blev intensiveret i 1960'erne, da røntgenastronomi begyndte at udvikle sig, da teorien forudsagde, at deres maksimale termiske stråling ville forekomme i det bløde røntgenområde. Men uventet blev de opdaget i radioobservationer. I 1967 opdagede Jocelyn Bell, en kandidatstuderende af E. Huish, objekter, der udsender regelmæssige impulser af radiobølger. Dette fænomen blev forklaret af radiostrålens snævre retningsbestemmelse fra et hurtigt roterende objekt - en slags "kosmisk radiofyr". Men enhver almindelig stjerne ville kollapse ved så høj en rotationshastighed. Kun neutronstjerner var egnede til rollen som sådanne beacons. Pulsaren PSR B1919+21 menes at være den første neutronstjerne, der blev opdaget.

En neutronstjernes interaktion med det omgivende stof bestemmes af to hovedparametre og som en konsekvens af deres observerbare manifestationer: rotationsperioden (hastigheden) og magnetfeltets størrelse. Over tid bruger stjernen sin rotationsenergi, og dens rotation bliver langsommere. Magnetfeltet svækkes også. Af denne grund kan en neutronstjerne ændre sin type i løbet af sin levetid. Nedenfor er nomenklaturen af ​​neutronstjerner i faldende rækkefølge af rotationshastighed, ifølge monografien af ​​V.M. Lipunova. Fordi teorien om pulsarmagnetosfærer stadig udvikler sig, eksisterer der alternative teoretiske modeller.

Stærke magnetfelter og kort rotationsperiode. I den simpleste model af magnetosfæren roterer magnetfeltet solidt, det vil sige med samme vinkelhastighed som neutronstjernens krop. Ved en vis radius nærmer feltets lineære rotationshastighed sig lysets hastighed. Denne radius kaldes "let cylinderradius". Ud over denne radius kan der ikke eksistere et almindeligt dipolfelt, så feltstyrkelinjerne brækker af på dette tidspunkt. Ladede partikler, der bevæger sig langs magnetiske feltlinjer, kan forlade neutronstjernen gennem sådanne klipper og flyve ind i det interstellare rum. En neutronstjerne af denne type "udsender" (fra den franske ejecter - at skubbe ud, skubbe ud) relativistisk ladede partikler, der udsender i radioområdet. Ejektorer observeres som radiopulsarer.

Propel

Rotationshastigheden er ikke længere tilstrækkelig til udstødning af partikler, så en sådan stjerne kan ikke være en radiopulsar. Rotationshastigheden er dog stadig høj, og stoffet, der omgiver neutronstjernen, der er fanget af magnetfeltet, kan ikke falde, det vil sige, at der ikke sker tilvækst af stof. Neutronstjerner af denne type har praktisk talt ingen observerbare manifestationer og er dårligt undersøgt.

Accrector (røntgenpulsar)

Rotationshastigheden er reduceret til et sådant niveau, at intet nu forhindrer stof i at falde ned på sådan en neutronstjerne. Det faldende stof, der allerede er i plasmatilstand, bevæger sig langs magnetfeltlinjerne og rammer den faste overflade af neutronstjernens krop i området af dens poler og opvarmes til titusinder af millioner grader. Stof opvarmet til så høje temperaturer lyser klart i røntgenområdet. Området, hvor kollisionen af ​​faldende stof med overfladen af ​​neutronstjernelegemet sker, er meget lille - kun omkring 100 meter. På grund af stjernens rotation forsvinder dette hot spot med jævne mellemrum af syne, og der observeres regelmæssige pulseringer af røntgenstråling. Sådanne objekter kaldes røntgenpulsarer.

Georotator

Rotationshastigheden af ​​sådanne neutronstjerner er lav og forhindrer ikke tilvækst. Men magnetosfærens dimensioner er sådan, at plasmaet stoppes af magnetfeltet, før det fanges af tyngdekraften. En lignende mekanisme fungerer i Jordens magnetosfære, og derfor har denne type neutronstjerne fået sit navn.

Magnet

En neutronstjerne med et usædvanligt stærkt magnetfelt (op til 10 11 T). Den teoretiske eksistens af magnetarer blev forudsagt i 1992, og det første bevis på deres virkelige eksistens blev opnået i 1998, da man observerede et kraftigt udbrud af gamma- og røntgenstråling fra kilden SGR 1900+14 i stjernebilledet Aquila. Levetiden for magnetarer er omkring 1.000.000 år. Magneter har det stærkeste magnetfelt i .

Magneter er en lidet undersøgt type neutronstjerne på grund af det faktum, at få er tæt nok på Jorden. Magneter er omkring 20-30 km i diameter, men de fleste har masser større end Solens masse. Magnetaren er så komprimeret, at en ært af dens stof ville veje mere end 100 millioner tons. De fleste af de kendte magnetarer roterer meget hurtigt, mindst flere rotationer omkring deres akse pr. sekund. Observeret i gammastråling tæt på røntgenstråler udsender den ikke radioemission. En magnetars livscyklus er ret kort. Deres stærke magnetfelter forsvinder efter omkring 10.000 år, hvorefter deres aktivitet og udsendelse af røntgenstråler ophører. Ifølge en antagelse kunne der være dannet op til 30 millioner magnetarer i vores galakse under hele dens eksistens. Magneter er dannet af massive stjerner med en begyndelsesmasse på omkring 40 M☉.

De stød, der genereres på magnetarens overflade, forårsager enorme vibrationer i stjernen; de udsving i magnetfeltet, der ledsager dem, fører ofte til enorme udbrud af gammastråler, som blev registreret på Jorden i 1979, 1998 og 2004.

Fra maj 2007 var tolv magnetarer kendt, med yderligere tre kandidater, der afventede bekræftelse. Eksempler på kendte magnetarer:

SGR 1806-20, der ligger 50.000 lysår fra Jorden på den modsatte side af vores Mælkevejsgalakse i stjernebilledet Skytten.
SGR 1900+14, 20.000 lysår væk, beliggende i stjernebilledet Aquila. Efter en lang periode med lave emissioner (betydelige eksplosioner kun i 1979 og 1993) blev den aktiv i maj-august 1998, og eksplosionen opdaget den 27. august 1998 var af tilstrækkelig kraft til at tvinge NEAR Shoemaker-rumfartøjet til at blive lukket ned. for at forhindre skader. Den 29. maj 2008 opdagede NASAs Spitzer-teleskop ringe af stof omkring denne magnetar. Det menes, at denne ring blev dannet af en eksplosion observeret i 1998.
1E 1048.1-5937 er en unormal røntgenpulsar, der ligger 9000 lysår væk i stjernebilledet Carina. Stjernen, som magnetaren blev dannet af, havde en masse 30-40 gange større end Solens.
En komplet liste findes i magnetar-kataloget.

Fra september 2008 rapporterer ESO identifikationen af ​​et objekt, der oprindeligt blev anset for at være en magnetar, SWIFT J195509+261406; det blev oprindeligt identificeret ved gammastråleudbrud (GRB 070610)

De genstande, der diskuteres i artiklen, blev opdaget ved et uheld, selvom forskerne L. D. Landau og R. Oppenheimer forudsagde deres eksistens tilbage i 1930. Vi taler om neutronstjerner. Egenskaberne og funktionerne ved disse kosmiske armaturer vil blive diskuteret i artiklen.

Neutron og stjernen af ​​samme navn

Efter forudsigelsen i 30'erne af det 20. århundrede om eksistensen af ​​neutronstjerner og efter opdagelsen af ​​neutronen (1932), annoncerede Baade V. sammen med Zwicky F. i 1933 på en fysikerkongres i Amerika mulighed for dannelse af et objekt kaldet neutronstjerne. Dette er et kosmisk legeme, der dukker op under en supernovaeksplosion.

Alle beregninger var dog kun teoretiske, da det ikke var muligt at bevise en sådan teori i praksis på grund af manglen på passende astronomisk udstyr og neutronstjernens for lille størrelse. Men i 1960 begyndte røntgenastronomi at udvikle sig. Så blev der helt uventet opdaget neutronstjerner takket være radioobservationer.

Åbning

Året 1967 var betydningsfuldt på dette område. Bell D., som kandidatstuderende af Huish E., var i stand til at opdage et kosmisk objekt - en neutronstjerne. Dette er et legeme, der udsender konstant stråling af radiobølgeimpulser. Fænomenet blev sammenlignet med et kosmisk radiofyr på grund af radiostrålens snævre retningsbestemmelse, som kom fra et meget hurtigt roterende objekt. Faktum er, at enhver anden standardstjerne ikke ville være i stand til at bevare sin integritet ved så høj en rotationshastighed. Kun neutronstjerner er i stand til dette, blandt hvilke den første opdagede var pulsaren PSR B1919+21.

Massive stjerners skæbne er meget forskellig fra små. I sådanne armaturer kommer der et øjeblik, hvor gastrykket ikke længere balancerer tyngdekraften. Sådanne processer fører til, at stjernen begynder at skrumpe (kollapse) uden grænser. Med en stjernemasse, der er 1,5-2 gange større end Solen, vil sammenbrud være uundgåeligt. Under kompressionsprocessen opvarmes gassen inde i stjernekernen. I starten sker alt meget langsomt.

Bryder sammen

Når en proton når en bestemt temperatur, kan den blive til neutrinoer, som straks forlader stjernen og tager energi med sig. Sammenbruddet vil intensiveres, indtil alle protoner bliver til neutrinoer. Dette skaber en pulsar eller neutronstjerne. Dette er en kollapsende kerne.

Under dannelsen af ​​en pulsar modtager den ydre skal kompressionsenergi, som så vil have en hastighed på mere end tusind km/sek. kastet ud i rummet. Dette skaber en chokbølge, der kan føre til ny stjernedannelse. Denne vil være milliarder af gange større end originalen. Efter denne proces, over en periode på en uge til en måned, udsender stjernen lys i en mængde, der overstiger en hel galakse. Sådan et himmellegeme kaldes en supernova. Dens eksplosion fører til dannelsen af ​​en tåge. I centrum af tågen er en pulsar eller neutronstjerne. Dette er den såkaldte efterkommer af en stjerne, der eksploderede.

Visualisering

I dybet af hele rummet finder fantastiske begivenheder sted, blandt andet kollisionen af ​​stjerner. Takket være en sofistikeret matematisk model var NASA-forskere i stand til at visualisere optøjet af enorme mængder energi og degenerationen af ​​stof involveret i det. Et utroligt stærkt billede af en kosmisk katastrofe udspiller sig for øjnene af observatører. Sandsynligheden for, at der sker en kollision af neutronstjerner, er meget stor. Mødet mellem to sådanne armaturer i rummet begynder med deres sammenfiltring i gravitationsfelter. Med en enorm masse udveksler de kram, så at sige. Ved kollision sker der en kraftig eksplosion, ledsaget af en utrolig kraftig frigivelse af gammastråling.

Hvis vi betragter en neutronstjerne separat, så er det en rest af en supernovaeksplosion, hvis livscyklus er ved at slutte. Massen af ​​en døende stjerne er 8-30 gange større end solens. Universet er ofte oplyst af supernovaeksplosioner. Sandsynligheden for at neutronstjerner vil blive fundet i universet er ret stor.

Møde

Det er interessant, at når to stjerner mødes, kan udviklingen af ​​begivenheder ikke entydigt forudses. En af mulighederne er beskrevet af en matematisk model foreslået af NASA-forskere fra Space Flight Center. Processen begynder med to neutronstjerner placeret i en afstand af cirka 18 km fra hinanden i det ydre rum. Efter kosmiske standarder betragtes neutronstjerner med en masse på 1,5-1,7 gange Solen som små objekter. Deres diameter varierer inden for 20 km. På grund af denne uoverensstemmelse mellem volumen og masse har en neutronstjerne et stærkt gravitations- og magnetfelt. Forestil dig bare: en teskefuld stof fra en neutronstjerne vejer lige så meget som hele Mount Everest!

Degeneration

De utroligt høje gravitationsbølger fra en neutronstjerne omkring den er årsagen til, at stof ikke kan eksistere i form af individuelle atomer, som begynder at kollapse. Selve stoffet forvandles til degenereret neutronstof, hvor selve neutronernes struktur ikke vil tillade stjernen at passere ind i en singularitet og derefter ind i et sort hul. Hvis massen af ​​degenereret stof begynder at stige på grund af tilføjelse til det, vil gravitationskræfter være i stand til at overvinde neutronernes modstand. Så vil intet forhindre ødelæggelsen af ​​strukturen dannet som følge af kollisionen af ​​neutronstjerneobjekter.

Matematisk model

Ved at studere disse himmellegemer kom forskerne til den konklusion, at tætheden af ​​en neutronstjerne er sammenlignelig med massefylden af ​​stof i et atoms kerne. Dens indikatorer spænder fra 1015 kg/m³ til 1018 kg/m³. Således er den uafhængige eksistens af elektroner og protoner umulig. Stjernens stof består praktisk talt kun af neutroner.

Den skabte matematiske model demonstrerer, hvordan kraftige periodiske tyngdekraftsinteraktioner, der opstår mellem to neutronstjerner, bryder gennem den tynde skal af de to stjerner og udstøder enorme mængder stråling (energi og stof) i rummet, der omgiver dem. Processen med tilnærmelse sker meget hurtigt, bogstaveligt talt på et splitsekund. Som et resultat af kollisionen dannes en ringformet ring af stof med et nyfødt sort hul i midten.

Vigtig

Det er vigtigt at modellere sådanne begivenheder. Takket være dem var forskerne i stand til at forstå, hvordan en neutronstjerne og et sort hul dannes, hvad der sker, når stjerner kolliderer, hvordan supernovaer fødes og dør, og mange andre processer i det ydre rum. Alle disse begivenheder er kilden til fremkomsten af ​​de tungeste kemiske grundstoffer i universet, endda tungere end jern, der ikke kan dannes på nogen anden måde. Dette indikerer den meget vigtige betydning af neutronstjerner i hele universet.

Rotationen af ​​et himmelobjekt med enormt volumen omkring sin akse er forbløffende. Denne proces forårsager kollaps, men samtidig forbliver massen af ​​neutronstjernen praktisk talt den samme. Hvis vi forestiller os, at stjernen vil fortsætte med at trække sig sammen, vil stjernens vinkelhastighed ifølge loven om bevarelse af vinkelmomentum stige til utrolige værdier. Hvis en stjerne havde brug for omkring 10 dage for at fuldføre en fuld omdrejning, så vil den som et resultat gennemføre den samme omdrejning på 10 millisekunder! Det er utrolige processer!

Udvikling af kollaps

Forskere studerer sådanne processer. Måske vil vi være vidne til nye opdagelser, som stadig virker fantastiske for os! Men hvad kunne der ske, hvis vi forestiller os kollapsets udvikling yderligere? For at gøre det lettere at forestille sig, lad os tage neutronstjerne/Jord-parret og deres gravitationsradier til sammenligning. Så med kontinuerlig kompression kan en stjerne nå en tilstand, hvor neutroner begynder at blive til hyperoner. Himmellegemets radius bliver så lille, at vi vil se en klump af et superplanetarisk legeme med en stjernes masse og tyngdefelt. Dette kan sammenlignes med, hvordan hvis jorden blev på størrelse med en ping-pong-bold, og gravitationsradiusen for vores lyskilde, Solen, var lig med 1 km.

Hvis vi forestiller os, at en lille klump af stjernestof har tiltrækning af en enorm stjerne, så er den i stand til at holde et helt planetsystem i nærheden af ​​sig. Men tætheden af ​​et sådant himmellegeme er for høj. Lysstråler stopper gradvist med at bryde igennem det, kroppen ser ud til at gå ud, den holder op med at være synlig for øjet. Kun gravitationsfeltet ændrer sig ikke, hvilket advarer om, at der er et gravitationshul her.

Opdagelser og observationer

Første gang neutronstjernefusioner blev registreret var for ganske nylig: 17. august. For to år siden blev der opdaget en sort hul-fusion. Dette er en så vigtig begivenhed inden for astrofysik, at observationer blev udført samtidigt af 70 rumobservatorier. Forskere var i stand til at verificere rigtigheden af ​​hypoteserne om gammastråleudbrud, de var i stand til at observere syntesen af ​​tunge elementer, der tidligere er beskrevet af teoretikere.

Denne udbredte observation af gammastråleudbruddet, gravitationsbølger og synligt lys gjorde det muligt at bestemme det område på himlen, hvor den betydningsfulde begivenhed fandt sted, og galaksen, hvor disse stjerner var placeret. Dette er NGC 4993.

Selvfølgelig har astronomer observeret korte i lang tid, men indtil nu kunne de ikke sige med sikkerhed om deres oprindelse. Bag hovedteorien lå en version af fusionen af ​​neutronstjerner. Nu er det blevet bekræftet.

For at beskrive en neutronstjerne ved hjælp af matematik, vender videnskabsmænd sig til tilstandsligningen, der relaterer tæthed til stoftryk. Der er dog mange sådanne muligheder, og forskerne ved simpelthen ikke, hvilken af ​​de eksisterende der vil være korrekt. Det er håbet, at gravitationsobservationer vil hjælpe med at løse dette problem. I øjeblikket har signalet ikke givet et klart svar, men det hjælper allerede med at estimere stjernens form, som afhænger af tyngdekraftens tiltrækning til det andet legeme (stjerne).

NEUTRON STJERNE
en stjerne, der primært er lavet af neutroner. En neutron er en neutral subatomær partikel, en af ​​stoffets hovedkomponenter. Hypotesen om eksistensen af ​​neutronstjerner blev fremsat af astronomerne W. Baade og F. Zwicky umiddelbart efter opdagelsen af ​​neutronen i 1932. Men denne hypotese blev først bekræftet af observationer efter opdagelsen af ​​pulsarer i 1967.
se også PULSAR. Neutronstjerner dannes som et resultat af gravitationssammenbrud af normale stjerner med masser flere gange større end Solen. Tætheden af ​​en neutronstjerne er tæt på tætheden af ​​en atomkerne, dvs. 100 millioner gange højere end tætheden af ​​almindeligt stof. Derfor har en neutronstjerne på trods af sin enorme masse en radius på kun ca. 10 km. På grund af den lille radius af en neutronstjerne er tyngdekraften på dens overflade ekstremt høj: omkring 100 milliarder gange højere end på Jorden. Denne stjerne forhindres i at kollapse af "degenerationstrykket" af tæt neutronstof, som ikke afhænger af dens temperatur. Men hvis massen af ​​en neutronstjerne bliver højere end omkring 2 solar, så vil tyngdekraften overstige dette tryk, og stjernen vil ikke være i stand til at modstå kollapset.
se også GRAVITATIONSSAMLING. Neutronstjerner har et meget stærkt magnetfelt, der når 10 12-10 13 G på overfladen (til sammenligning: Jorden har omkring 1 G). To forskellige typer af himmellegemer er forbundet med neutronstjerner.
Pulsarer (radiopulsarer). Disse objekter udsender pulser af radiobølger strengt taget regelmæssigt. Mekanismen for stråling er ikke helt klar, men det antages, at en roterende neutronstjerne udsender en radiostråle i en retning, der er forbundet med dens magnetfelt, hvis symmetriakse ikke falder sammen med stjernens rotationsakse. Derfor forårsager rotation en rotation af radiostrålen, som periodisk er rettet mod Jorden.
Røntgen fordobles. Pulserende røntgenkilder er også forbundet med neutronstjerner, der er en del af et binært system med en massiv normalstjerne. I sådanne systemer falder gas fra overfladen af ​​en normal stjerne ned på en neutronstjerne og accelererer til enorm hastighed.
Når den rammer overfladen af ​​en neutronstjerne, frigiver gassen 10-30% af sin hvileenergi, mens dette tal under kernereaktioner ikke når 1%. Overfladen af ​​en neutronstjerne opvarmet til en høj temperatur bliver en kilde til røntgenstråling. Gasfaldet sker dog ikke ensartet over hele overfladen: En neutronstjernes stærke magnetfelt fanger den faldende ioniserede gas og dirigerer den til de magnetiske poler, hvor den falder ligesom ned i en tragt. Derfor bliver kun polarområderne meget varme, og på en roterende stjerne bliver de kilder til røntgenimpulser. Radioimpulser fra en sådan stjerne modtages ikke længere, da radiobølgerne absorberes i den gas, der omgiver den. Forbindelse.

Tætheden af ​​en neutronstjerne stiger med dybden. Under et lag af atmosfæren, der kun er få centimeter tykt, er der en flydende metalskal af flere meter tyk, og nedenunder er der en kilometer tyk fast skorpe. Barkens substans ligner almindeligt metal, men er meget tættere. I den yderste del af barken er det hovedsagelig jern; Med dybden øges andelen af ​​neutroner i dens sammensætning. Hvor tætheden når ca. 4*10 11 g/cm3, øges andelen af ​​neutroner så meget, at nogle af dem ikke længere er en del af kernerne, men danner et sammenhængende medium. Der er stoffet som et "hav" af neutroner og elektroner, hvori atomkernerne er indblandet. Og med en tæthed på ca. 2*10 14 g/cm3 (densitet af atomkernen), individuelle kerner forsvinder helt og tilbage er en kontinuerlig neutron-"væske" med en blanding af protoner og elektroner. Det er sandsynligt, at neutroner og protoner opfører sig som en superflydende væske, der ligner flydende helium og superledende metaller i jordiske laboratorier.
se også
Ved endnu højere tætheder dannes de mest usædvanlige former for stof i en neutronstjerne. Måske nedbrydes neutroner og protoner til endnu mindre partikler - kvarker; Det er også muligt, at der fødes mange pi-mesoner, som danner det såkaldte pionkondensat.
ELEMENTERE Partikler;
SUPERLEDNING;
OVERFLØDIGHED.
LITTERATUR

Dyson F., Ter Haar D. Neutronstjerner og pulsarer. M., 1973 Lipunov V.M. Astrofysik af neutronstjerner. M., 1987. 2000 .

Colliers Encyclopedia. - Åbent samfund

NEUTRON STJERNE, en meget lille stjerne med høj tæthed, bestående af NEUTRONER. Det er den sidste fase i udviklingen af ​​mange stjerner. Neutronstjerner dannes, når en massiv stjerne eksploderer som en supernova og eksploderer dens... ... Videnskabelig og teknisk encyklopædisk ordbog

En stjerne, hvis stof ifølge teoretiske begreber hovedsageligt består af neutroner. Neutronisering af stof er forbundet med gravitationssammenbrud af en stjerne, efter at dens nukleare brændsel er opbrugt. Den gennemsnitlige tæthed af neutronstjerner er 2,1017 ... Stor encyklopædisk ordbog

Strukturen af ​​en neutronstjerne. En neutronstjerne er et astronomisk objekt, der er et af slutprodukterne ... Wikipedia

En stjerne, hvis stof ifølge teoretiske begreber hovedsageligt består af neutroner. Den gennemsnitlige tæthed af en sådan stjerne er neutronstjerne 2·1017 kg/m3, den gennemsnitlige radius er 20 km. Registreret af pulserende radioemission, se Pulsarer... Astronomisk ordbog

En stjerne, hvis stof ifølge teoretiske begreber hovedsageligt består af neutroner. Neutronisering af stof er forbundet med gravitationssammenbrud af en stjerne, efter at dens nukleare brændsel er opbrugt. Gennemsnitlig tæthed af en neutronstjerne... ... encyklopædisk ordbog

En hydrostatisk ligevægtsstjerne, hvori sværmen hovedsageligt består fra neutroner. Dannet som et resultat af omdannelsen af ​​protoner til neutroner under gravitationskræfter. kollapse på de sidste stadier af udviklingen af ​​ret massive stjerner (med en masse flere gange større end... ... Naturvidenskab. encyklopædisk ordbog

Neutronstjerne- et af stadierne i stjernernes udvikling, når det som følge af gravitationssammenbrud komprimeres til så små størrelser (kuglens radius er 10-20 km), at elektroner presses ind i atomkernerne og neutraliseres deres anklage, alt stjernens sag bliver... ... Begyndelsen af ​​moderne naturvidenskab

Culvers neutronstjerne. Det blev opdaget af astronomer fra Pennsylvania State University i USA og det canadiske McGill University i stjernebilledet Ursa Minor. Stjernen er usædvanlig i sine karakteristika og er ulig nogen anden... ... Wikipedia

- (engelsk runaway star) en stjerne, der bevæger sig med en unormalt høj hastighed i forhold til det omgivende interstellare medium. Den korrekte bevægelse af en sådan stjerne er ofte angivet præcist i forhold til stjerneforeningen, et medlem af hvilken... ... Wikipedia

Hypotesen om eksistensen af ​​neutronstjerner blev fremsat af astronomerne W. Baade og F. Zwicky umiddelbart efter opdagelsen af ​​neutronen i 1932. Men denne hypotese blev først bekræftet af observationer efter opdagelsen af ​​pulsarer i 1967.

Neutronstjerner dannes som et resultat af gravitationssammenbrud af normale stjerner med masser flere gange større end Solen. Tætheden af ​​en neutronstjerne er tæt på tætheden af ​​en atomkerne, dvs. 100 millioner gange højere end tætheden af ​​almindeligt stof. Derfor har en neutronstjerne på trods af sin enorme masse en radius på kun ca. 10 km.

På grund af den lille radius af en neutronstjerne er tyngdekraften på dens overflade ekstremt høj: omkring 100 milliarder gange højere end på Jorden. Det, der forhindrer denne stjerne i at kollapse, er "degenerationstrykket" af tæt neutronstof, som ikke afhænger af dens temperatur. Men hvis massen af ​​en neutronstjerne bliver højere end omkring 2 solar, så vil tyngdekraften overstige dette tryk, og stjernen vil ikke være i stand til at modstå kollaps.

Neutronstjerner har et meget stærkt magnetfelt, der når 10 12 –10 13 G på overfladen (til sammenligning: Jorden har omkring 1 G). To forskellige typer af himmellegemer er forbundet med neutronstjerner.

Pulsarer

(radiopulsarer). Disse objekter udsender pulser af radiobølger strengt taget regelmæssigt. Mekanismen for stråling er ikke helt klar, men det antages, at en roterende neutronstjerne udsender en radiostråle i en retning, der er forbundet med dens magnetfelt, hvis symmetriakse ikke falder sammen med stjernens rotationsakse. Derfor forårsager rotation en rotation af radiostrålen, som periodisk er rettet mod Jorden.

Røntgen fordobles.

Pulserende røntgenkilder er også forbundet med neutronstjerner, der er en del af et binært system med en massiv normalstjerne. I sådanne systemer falder gas fra overfladen af ​​en normal stjerne ned på en neutronstjerne og accelererer til enorm hastighed. Når den rammer overfladen af ​​en neutronstjerne, frigiver gassen 10-30 % af sin hvileenergi, mens dette tal ikke når 1 % under kernereaktioner. Overfladen af ​​en neutronstjerne opvarmet til en høj temperatur bliver en kilde til røntgenstråling. Gasfaldet sker dog ikke ensartet over hele overfladen: En neutronstjernes stærke magnetfelt fanger den faldende ioniserede gas og dirigerer den til de magnetiske poler, hvor den falder ligesom ned i en tragt. Derfor bliver kun polarområderne meget varme, og på en roterende stjerne bliver de kilder til røntgenimpulser. Radioimpulser fra en sådan stjerne modtages ikke længere, da radiobølgerne absorberes i den gas, der omgiver den.

Forbindelse.

Tætheden af ​​en neutronstjerne stiger med dybden. Under et kun få centimeter tykt lag af atmosfæren er der en flydende metalskal af flere meter tyk, og derunder er der en fast skorpe på en kilometer tyk. Barkens substans ligner almindeligt metal, men er meget tættere. I den yderste del af barken er det hovedsagelig jern; Med dybden øges andelen af ​​neutroner i dens sammensætning. Hvor tætheden når ca. 4H 10 11 g/cm 3 stiger andelen af ​​neutroner så meget, at nogle af dem ikke længere er en del af kernerne, men danner et sammenhængende medium. Der er stoffet som et "hav" af neutroner og elektroner, hvori atomkernerne er indblandet. Og med en tæthed på ca. 2H 10 14 g/cm 3 (densitet af atomkernen), individuelle kerner forsvinder helt og tilbage er en kontinuerlig neutron "væske" med en blanding af protoner og elektroner. Det er sandsynligt, at neutroner og protoner opfører sig som en superflydende væske, der ligner flydende helium og superledende metaller i jordiske laboratorier.

Introduktion

Gennem hele sin historie er menneskeheden ikke holdt op med at forsøge at forstå universet. Universet er helheden af ​​alt, hvad der eksisterer, alle de materielle partikler i rummet mellem disse partikler. Ifølge moderne ideer er universets alder omkring 14 milliarder år.

Størrelsen af ​​den synlige del af universet er cirka 14 milliarder lysår (et lysår er den afstand, lyset rejser i et vakuum på et år). Nogle videnskabsmænd vurderer universets udstrækning til at være 90 milliarder lysår. For at gøre det bekvemt at betjene så store afstande, bruges en værdi kaldet Parsec. En parsec er den afstand, hvorfra den gennemsnitlige radius af Jordens kredsløb, vinkelret på sigtelinjen, er synlig i en vinkel på et buesekund. 1 parsec = 3,2616 lysår.

Der er et stort antal forskellige objekter i universet, hvis navne er kendt for mange, såsom planeter og satellitter, stjerner, sorte huller osv. Stjerner er meget forskellige i deres lysstyrke, størrelse, temperatur og andre parametre. Stjerner omfatter objekter som hvide dværge, neutronstjerner, giganter og supergiganter, kvasarer og pulsarer. Galaksernes centre er af særlig interesse. Ifølge moderne ideer er et sort hul egnet til rollen som objektet placeret i centrum af galaksen. Sorte huller er produkter af stjernernes udvikling, unikke i deres egenskaber. Den eksperimentelle pålidelighed af eksistensen af ​​sorte huller afhænger af gyldigheden af ​​den generelle relativitetsteori.

Ud over galakser er universet fyldt med tåger (interstellare skyer bestående af støv, gas og plasma), kosmisk mikrobølgebaggrundsstråling, der gennemsyrer hele universet, og andre lidt undersøgte objekter.

Neutronstjerner

En neutronstjerne er et astronomisk objekt, som er et af slutprodukterne af stjernernes udvikling, og består hovedsageligt af en neutronkerne dækket med en relativt tynd (? 1 km) skorpe af stof i form af tunge atomkerner og elektroner. Masserne af neutronstjerner er sammenlignelige med Solens masse, men den typiske radius er kun 10-20 kilometer. Derfor er den gennemsnitlige tæthed af stoffet i en sådan stjerne flere gange højere end tætheden af ​​atomkernen (som for tunge kerner i gennemsnit er 2,8 * 1017 kg/m?). Yderligere gravitationskompression af neutronstjernen forhindres af trykket af nukleart stof, der opstår på grund af neutronernes interaktion.

Mange neutronstjerner har ekstremt høje rotationshastigheder, op til tusindvis af omdrejninger i sekundet. Det menes, at neutronstjerner bliver født under supernovaeksplosioner.

Tyngdekraften i neutronstjerner er afbalanceret af trykket af den degenererede neutrongas, den maksimale værdi af massen af ​​en neutronstjerne er sat af Oppenheimer-Volkoff grænsen, hvis numeriske værdi afhænger af den (stadig dårligt kendte) ligning af materiens tilstand i stjernens kerne. Der er teoretiske forudsætninger for, at med en endnu større stigning i tætheden er degenerering af neutronstjerner til kvarker mulig.

Det magnetiske felt på overfladen af ​​neutronstjerner når en værdi på 1012-1013 G (Gauss er en måleenhed for magnetisk induktion), og det er processerne i neutronstjernernes magnetosfærer, der er ansvarlige for radioemissionen af ​​pulsarer. Siden 1990'erne er nogle neutronstjerner blevet identificeret som magnetarer - stjerner med magnetfelter i størrelsesordenen 1014 Gauss eller højere. Sådanne felter (som overstiger den "kritiske" værdi på 4.414 1013 G, hvor energien af ​​interaktion af en elektron med et magnetisk felt overstiger dens hvileenergi) introducerer kvalitativt ny fysik, da specifikke relativistiske effekter, polarisering af det fysiske vakuum osv. blive betydningsfuld.

Klassificering af neutronstjerner

To hovedparametre, der karakteriserer interaktionen mellem neutronstjerner og det omgivende stof og som en konsekvens deres observationsmanifestationer, er rotationsperioden og magnetfeltets størrelse. Over tid bruger stjernen sin rotationsenergi, og dens rotationsperiode øges. Magnetfeltet svækkes også. Af denne grund kan en neutronstjerne ændre sin type i løbet af sin levetid.

Ejektor (radiopulsar) - stærke magnetiske felter og kort rotationsperiode. I den simpleste model af magnetosfæren roterer magnetfeltet solidt, det vil sige med samme vinkelhastighed som neutronstjernen selv. Ved en vis radius nærmer feltets lineære rotationshastighed sig lysets hastighed. Denne radius kaldes lyscylinderens radius. Ud over denne radius kan der ikke eksistere et almindeligt dipolfelt, så feltstyrkelinjerne brækker af på dette tidspunkt. Ladede partikler, der bevæger sig langs magnetfeltlinjer, kan forlade neutronstjernen gennem sådanne klipper og flyve væk til det uendelige. En neutronstjerne af denne type udstøder (spyer ud) relativistisk ladede partikler, der udsender i radioområdet. For en observatør ligner ejektorer radiopulsarer.

Propel - rotationshastigheden er ikke længere tilstrækkelig til udstødning af partikler, så en sådan stjerne kan ikke være en radiopulsar. Den er dog stadig stor, og stoffet omkring neutronstjernen, der fanges af magnetfeltet, kan ikke falde, det vil sige, at der ikke sker en tilvækst af stof. Neutronstjerner af denne type har praktisk talt ingen observerbare manifestationer og er dårligt undersøgt.

Accretor (røntgenpulsar) - rotationshastigheden reduceres i en sådan grad, at intet nu forhindrer stof i at falde ned på sådan en neutronstjerne. Plasmaet, der falder, bevæger sig langs de magnetiske feltlinjer og rammer en fast overflade i området af neutronstjernens poler og varmes op til titusinder af grader. Stof opvarmet til så høje temperaturer gløder i røntgenområdet. Området, hvor det faldende stof kolliderer med stjernens overflade, er meget lille - kun omkring 100 meter. På grund af stjernens rotation forsvinder dette hot spot med jævne mellemrum af syne, hvilket observatøren opfatter som pulseringer. Sådanne objekter kaldes røntgenpulsarer.

Georotator - rotationshastigheden af ​​sådanne neutronstjerner er lav og forhindrer ikke tilvækst. Men magnetosfærens dimensioner er sådan, at plasmaet stoppes af magnetfeltet, før det fanges af tyngdekraften. En lignende mekanisme fungerer i Jordens magnetosfære, hvorfor denne type har fået sit navn.