2004. gada 27. decembrī mūsu Saules sistēmā ieradās gamma staru uzliesmojums no SGR 1806-20 (attēlots mākslinieka iespaidā). Sprādziens bija tik spēcīgs, ka tas ietekmēja Zemes atmosfēru vairāk nekā 50 000 gaismas gadu attālumā

Neitronu zvaigzne ir kosmisks ķermenis, kas ir viens no iespējamiem evolūcijas rezultātiem, kas sastāv galvenokārt no neitronu kodola, kas pārklāts ar samērā plānu (∼1 km) vielas garozu smago atomu kodolu un elektronu veidā. Neitronu zvaigžņu masas ir salīdzināmas ar , bet neitronu zvaigznes tipiskais rādiuss ir tikai 10-20 kilometri. Tāpēc šāda objekta vielas vidējais blīvums ir vairākas reizes lielāks par atoma kodola blīvumu (kas smagajiem kodoliem ir vidēji 2,8·10 17 kg/m³). Turpmāku neitronu zvaigznes gravitācijas saspiešanu novērš kodolmateriālu spiediens, kas rodas neitronu mijiedarbības dēļ.

Daudzām neitronu zvaigznēm ir ārkārtīgi liels rotācijas ātrums, līdz pat tūkstoš apgriezieniem sekundē. Neitronu zvaigznes rodas no zvaigžņu sprādzieniem.

Lielākajai daļai neitronu zvaigžņu masas ar ticami izmērītām masām ir 1,3–1,5 Saules masas, kas ir tuvu Čandrasekharas robežai. Teorētiski ir pieņemamas neitronu zvaigznes, kuru masa ir no 0,1 līdz aptuveni 2,5 Saules masām, taču masas augšējās robežas vērtība šobrīd ir zināma ļoti neprecīzi. Vismasīvākās zināmās neitronu zvaigznes ir Vela X-1 (ar masu vismaz 1,88±0,13 Saules masas 1σ līmenī, kas atbilst nozīmīguma līmenim α≈34%), PSR J1614-2230ruen (ar masas novērtējumu no 1,97 ±0,04 saules) un PSR J0348+0432ruen (ar aptuveno masu 2,01±0,04 saules). Gravitāciju neitronu zvaigznēs līdzsvaro deģenerētās neitronu gāzes spiediens, neitronu zvaigznes maksimālo masas vērtību nosaka Oppenheimera-Volkofa robeža, kuras skaitliskā vērtība ir atkarīga no (vēl maz zināmā) stāvokļa vienādojuma; matērija zvaigznes kodolā. Ir teorētiskas pieņēmums, ka ar vēl lielāku blīvuma pieaugumu ir iespējama neitronu zvaigžņu deģenerācija kvarkos.

Neitronu zvaigznes uzbūve.

Magnētiskais lauks uz neitronu zvaigžņu virsmas sasniedz vērtību 10 12 -10 13 G (salīdzinājumam Zemei ir aptuveni 1 G), tieši procesi neitronu zvaigžņu magnetosfērās ir atbildīgi par pulsāru radio emisiju. . Kopš 1990. gadiem dažas neitronu zvaigznes ir identificētas kā magnetāri — zvaigznes ar magnētisko lauku 10 14 G un lielāku. Šādi magnētiskie lauki (pārsniedz "kritisko" vērtību 4,414 10 13 G, pie kuriem elektrona mijiedarbības enerģija ar magnētisko lauku pārsniedz tā miera enerģiju mec²) ievieš kvalitatīvi jaunu fiziku, jo specifiski relatīvistiski efekti, fiziskā vakuuma polarizācija. u.c. kļūst nozīmīgi.

Līdz 2012. gadam tika atklātas aptuveni 2000 neitronu zvaigžņu. Apmēram 90% no viņiem ir vientuļi. Kopumā pie mums var pastāvēt 10 8 -10 9 neitronu zvaigznes, tas ir, apmēram viena uz tūkstoti parasto zvaigžņu. Neitronu zvaigznēm raksturīgs liels ātrums (parasti simtiem km/s). Mākoņu matērijas uzkrāšanās rezultātā neitronu zvaigzne šajā situācijā var būt redzama dažādos spektra diapazonos, tostarp optiskajā, kas veido aptuveni 0,003% no izstarotās enerģijas (atbilst 10. lielumam).

Gaismas gravitācijas novirze (relativistiskās gaismas novirzes dēļ ir redzama vairāk nekā puse virsmas)

Neitronu zvaigznes ir viena no nedaudzajām kosmisko objektu klasēm, kuras teorētiski prognozēja novērotāji pirms to atklāšanas.

1933. gadā astronomi Valters Bāde un Frics Cvikijs ierosināja, ka supernovas sprādziena rezultātā varētu veidoties neitronu zvaigzne. Toreizējie teorētiskie aprēķini liecināja, ka neitronu zvaigznes starojums bija pārāk vājš, lai to varētu noteikt. Interese par neitronu zvaigznēm pastiprinājās pagājušā gadsimta sešdesmitajos gados, kad sāka attīstīties rentgena astronomija, jo teorija paredzēja, ka to termiskās emisijas maksimums notiks mīkstajā rentgenstaru reģionā. Tomēr negaidīti tie tika atklāti radio novērojumos. 1967. gadā Džoslina Bela, E. Huiša absolvente, atklāja objektus, kas izstaro regulārus radioviļņu impulsus. Šī parādība tika izskaidrota ar šauro radio stara virzienu no strauji rotējoša objekta - sava veida "kosmiskās radiobākas". Bet jebkura parasta zvaigzne sabruktu pie tik liela rotācijas ātruma. Šādu bāku lomu lomai bija piemērotas tikai neitronu zvaigznes. Tiek uzskatīts, ka pulsārs PSR B1919+21 ir pirmā atklātā neitronu zvaigzne.

Neitronu zvaigznes mijiedarbību ar apkārtējo vielu nosaka divi galvenie parametri un līdz ar to arī to novērojamās izpausmes: rotācijas periods (ātrums) un magnētiskā lauka lielums. Laika gaitā zvaigzne iztērē savu rotācijas enerģiju un tās rotācija palēninās. Arī magnētiskais lauks vājinās. Šī iemesla dēļ neitronu zvaigzne dzīves laikā var mainīt savu veidu. Zemāk ir neitronu zvaigžņu nomenklatūra griešanās ātruma dilstošā secībā saskaņā ar V.M. monogrāfiju. Lipunova. Tā kā pulsāru magnetosfēru teorija joprojām attīstās, pastāv alternatīvi teorētiskie modeļi.

Spēcīgi magnētiskie lauki un īss rotācijas periods. Vienkāršākajā magnetosfēras modelī magnētiskais lauks griežas stingri, tas ir, ar tādu pašu leņķisko ātrumu kā neitronu zvaigznes ķermenis. Pie noteikta rādiusa lauka lineārais griešanās ātrums tuvojas gaismas ātrumam. Šo rādiusu sauc par "gaismas cilindra rādiusu". Pārsniedzot šo rādiusu, parasts dipola lauks nevar pastāvēt, tāpēc lauka intensitātes līnijas šajā punktā pārtrauc. Uzlādētas daļiņas, kas pārvietojas pa magnētiskā lauka līnijām, caur šādām klintīm var atstāt neitronu zvaigzni un lidot starpzvaigžņu telpā. Šāda veida neitronu zvaigzne “izgrūž” (no franču ejjeter - izgrūst, izstumt) relatīvi lādētas daļiņas, kas izstaro radio diapazonā. Ežektori tiek novēroti kā radio pulsāri.

Propellers

Rotācijas ātrums vairs nav pietiekams daļiņu izmešanai, tāpēc šāda zvaigzne nevar būt radio pulsārs. Tomēr rotācijas ātrums joprojām ir liels, un viela, kas ieskauj neitronu zvaigzni, ko uztver magnētiskais lauks, nevar nokrist, tas ir, vielas akrecija nenotiek. Šāda veida neitronu zvaigznēm praktiski nav novērojamu izpausmju un tās ir vāji pētītas.

Akrektors (rentgena pulsārs)

Rotācijas ātrums ir samazināts līdz tādam līmenim, ka tagad nekas neliedz matērijai nokrist uz šādas neitronu zvaigznes. Krītošā viela, kas jau atrodas plazmas stāvoklī, pārvietojas pa magnētiskā lauka līnijām un ietriecas neitronu zvaigznes ķermeņa cietajā virsmā tās polu apvidū, uzkarstot līdz pat desmitiem miljonu grādu. Līdz tik augstām temperatūrām uzkarsēta viela rentgenstaru diapazonā spilgti spīd. Reģions, kurā notiek krītošas ​​vielas sadursme ar neitronu zvaigznes ķermeņa virsmu, ir ļoti mazs - tikai aptuveni 100 metri. Zvaigznes rotācijas dēļ šis karstais punkts periodiski pazūd no redzesloka, un tiek novērotas regulāras rentgena starojuma pulsācijas. Šādus objektus sauc par rentgena pulsāriem.

Ģeorotators

Šādu neitronu zvaigžņu rotācijas ātrums ir zems un neaizkavē akreciju. Bet magnetosfēras izmērs ir tāds, ka plazmu apstādina magnētiskais lauks, pirms to uztver gravitācija. Līdzīgs mehānisms darbojas arī Zemes magnetosfērā, tāpēc šāda veida neitronu zvaigzne ieguva savu nosaukumu.

Magnetārs

Neitronu zvaigzne ar īpaši spēcīgu magnētisko lauku (līdz 10 11 T). Magnetāru teorētiskā eksistence tika prognozēta 1992. gadā, un pirmie pierādījumi par to reālo eksistenci tika iegūti 1998. gadā, novērojot spēcīgu gamma un rentgena starojuma uzliesmojumu no avota SGR 1900+14 Akvila zvaigznājā. Magnetāru kalpošanas laiks ir aptuveni 1 000 000 gadu. Magnetāriem ir spēcīgākais magnētiskais lauks .

Magnetāri ir maz pētīts neitronu zvaigžņu veids, jo tikai daži ir pietiekami tuvu Zemei. Magnetāru diametrs ir aptuveni 20-30 km, bet vairumam to masa ir lielāka par Saules masu. Magnetārs ir tik saspiests, ka tā vielas zirnis svērtu vairāk nekā 100 miljonus tonnu. Lielākā daļa zināmo magnetāru griežas ļoti ātri, vismaz vairākas rotācijas ap savu asi sekundē. Novērots gamma starojumā tuvu rentgena stariem, tas neizstaro radio emisiju. Magnetāra dzīves cikls ir diezgan īss. Viņu spēcīgie magnētiskie lauki pazūd apmēram pēc 10 000 gadiem, pēc tam to darbība un rentgenstaru emisija beidzas. Saskaņā ar vienu pieņēmumu mūsu galaktikā visā tās pastāvēšanas laikā varēja veidoties līdz 30 miljoniem magnetāru. Magnetāri veidojas no masīvām zvaigznēm, kuru sākotnējā masa ir aptuveni 40 M☉.

Uz magnetāra virsmas radītie triecieni rada zvaigznē milzīgas vibrācijas; tos pavadošās magnētiskā lauka svārstības nereti izraisa milzīgus gamma starojuma uzliesmojumus, kas uz Zemes reģistrēti 1979., 1998. un 2004. gadā.

2007. gada maijā bija zināmi divpadsmit magnetāri, un vēl trīs kandidāti gaidīja apstiprinājumu. Zināmo magnetāru piemēri:

SGR 1806-20, kas atrodas 50 000 gaismas gadu attālumā no Zemes mūsu Piena Ceļa galaktikas pretējā pusē Strēlnieka zvaigznājā.
SGR 1900+14, 20 000 gaismas gadu attālumā, atrodas Akvilas zvaigznājā. Pēc ilgstoša zemu izmešu perioda (nozīmīgi sprādzieni tikai 1979. un 1993. gadā) tas aktivizējās 1998. gada maijā un augustā, un 1998. gada 27. augustā konstatētais sprādziens bija pietiekami spēcīgs, lai piespiestu NEAR Shoemaker kosmosa kuģi slēgt novērst bojājumus. 2008. gada 29. maijā NASA Spitzer teleskops atklāja matērijas gredzenus ap šo magnetāru. Tiek uzskatīts, ka šo gredzenu veidojis sprādziens, kas novērots 1998. gadā.
1E 1048.1-5937 ir anomāls rentgenstaru pulsārs, kas atrodas 9000 gaismas gadu attālumā Karīnas zvaigznājā. Zvaigznei, no kuras veidojās magnetārs, bija 30–40 reizes lielāka masa nekā Saulei.
Pilns saraksts ir sniegts magnētu katalogā.

2008. gada septembrī ESO ziņo, ka ir identificēts objekts, kas sākotnēji tika uzskatīts par magnetāru, SWIFT J195509+261406; sākotnēji tas tika identificēts pēc gamma staru uzliesmojumiem (GRB 070610)

Rakstā aplūkotie objekti tika atklāti nejauši, lai gan zinātnieki L. D. Landau un R. Oppenheimers paredzēja to eksistenci jau 1930. gadā. Mēs runājam par neitronu zvaigznēm. Šo kosmisko gaismekļu īpašības un iezīmes tiks apspriestas rakstā.

Neitrons un tāda paša nosaukuma zvaigzne

Pēc pareģojuma 20. gadsimta 30. gados par neitronu zvaigžņu esamību un pēc neitrona atklāšanas (1932) Bāde V. kopā ar Cvikiju F. 1933. gadā fiziķu kongresā Amerikā paziņoja, ka iespēja veidoties objektam, ko sauc par neitronu zvaigzni. Šis ir kosmisks ķermenis, kas parādās supernovas sprādziena laikā.

Tomēr visi aprēķini bija tikai teorētiski, jo praksē šādu teoriju nebija iespējams pierādīt atbilstoša astronomiskā aprīkojuma trūkuma un neitronu zvaigznes pārāk mazā izmēra dēļ. Bet 1960. gadā sāka attīstīties rentgena astronomija. Tad pavisam negaidīti, pateicoties radio novērojumiem, tika atklātas neitronu zvaigznes.

Atvēršana

Šajā jomā zīmīgs bija 1967. gads. Bell D., būdams Huish E. absolvents, spēja atklāt kosmisku objektu - neitronu zvaigzni. Tas ir ķermenis, kas izstaro pastāvīgu radioviļņu impulsu starojumu. Šī parādība tika salīdzināta ar kosmisko radiobāku radio stara šaurā virziena dēļ, kas nāca no ļoti ātri rotējoša objekta. Fakts ir tāds, ka neviena cita standarta zvaigzne nespētu saglabāt savu integritāti pie tik liela rotācijas ātruma. Uz to spēj tikai neitronu zvaigznes, starp kurām pirmais tika atklāts pulsārs PSR B1919+21.

Masīvu zvaigžņu liktenis ļoti atšķiras no mazo zvaigžņu liktenis. Šādos gaismekļos pienāk brīdis, kad gāzes spiediens vairs nelīdzsvaro gravitācijas spēkus. Šādi procesi noved pie tā, ka zvaigzne bez ierobežojumiem sāk sarukt (sabrukt). Ja zvaigznes masa ir 1,5-2 reizes lielāka par Sauli, sabrukums būs neizbēgams. Saspiešanas procesā gāze zvaigžņu kodolā uzsilst. Sākumā viss notiek ļoti lēni.

Sakļaut

Sasniedzot noteiktu temperatūru, protons var pārvērsties neitrīnos, kas nekavējoties atstāj zvaigzni, paņemot sev līdzi enerģiju. Sabrukums pastiprināsies, līdz visi protoni pārvērtīsies neitrīnos. Tas rada pulsāru jeb neitronu zvaigzni. Tas ir sabrūkošs kodols.

Pulsāra veidošanās laikā ārējais apvalks saņem kompresijas enerģiju, kas pēc tam būs ar ātrumu vairāk nekā tūkstoš km/sek. izmests kosmosā. Tas rada triecienvilni, kas var izraisīt jaunu zvaigžņu veidošanos. Šis būs miljardiem reižu lielāks nekā oriģināls. Pēc šī procesa laika posmā no vienas nedēļas līdz mēnesim zvaigzne izstaro gaismu tādā daudzumā, kas pārsniedz visu galaktiku. Šādu debess ķermeni sauc par supernovu. Tās sprādziens noved pie miglāja veidošanās. Miglāja centrā atrodas pulsārs jeb neitronu zvaigzne. Šis ir tā sauktais uzsprāgušās zvaigznes pēctecis.

Vizualizācija

Visas telpas dziļumos notiek pārsteidzoši notikumi, starp kuriem ir zvaigžņu sadursme. Pateicoties izsmalcinātam matemātiskajam modelim, NASA zinātnieki varēja vizualizēt milzīgo enerģijas daudzumu sacelšanos un tajā iesaistītās matērijas deģenerāciju. Novērotāju acu priekšā atklājas neticami spēcīgs kosmiskās kataklizmas attēls. Iespējamība, ka notiks neitronu zvaigžņu sadursme, ir ļoti liela. Divu šādu gaismekļu satikšanās kosmosā sākas ar to sapīšanu gravitācijas laukos. Kam ir milzīga masa, viņi, tā teikt, apmainās ar apskāvieniem. Pēc sadursmes notiek spēcīgs sprādziens, ko pavada neticami spēcīga gamma starojuma izdalīšanās.

Ja atsevišķi aplūkojam neitronu zvaigzni, tad tā ir supernovas sprādziena palieka, kuras dzīves cikls beidzas. Mirstošās zvaigznes masa ir 8-30 reizes lielāka nekā saules masa. Visumu bieži apgaismo supernovas sprādzieni. Varbūtība, ka Visumā tiks atrastas neitronu zvaigznes, ir diezgan liela.

Tikšanās

Interesanti, ka, satiekoties divām zvaigznēm, notikumu attīstību nevar paredzēt viennozīmīgi. Vienu no variantiem apraksta matemātiskais modelis, ko piedāvā NASA zinātnieki no Kosmosa lidojumu centra. Process sākas ar divām neitronu zvaigznēm, kas kosmosā atrodas aptuveni 18 km attālumā viena no otras. Pēc kosmiskajiem standartiem neitronu zvaigznes, kuru masa ir 1,5–1,7 reizes lielāka par Sauli, tiek uzskatītas par sīkiem objektiem. To diametrs svārstās 20 km robežās. Šīs tilpuma un masas neatbilstības dēļ neitronu zvaigznei ir spēcīgs gravitācijas un magnētiskais lauks. Iedomājieties: tējkarote vielas no neitronu zvaigznes sver tikpat daudz, cik viss Everests!

Deģenerācija

Apkārt esošie neitronu zvaigznes neticami augstie gravitācijas viļņi ir iemesls, kāpēc matērija nevar pastāvēt atsevišķu atomu veidā, kas sāk sabrukt. Pati matērija pārvēršas deģenerētā neitronu matērijā, kurā pašu neitronu struktūra neļaus zvaigznei pāriet singularitātē un pēc tam melnajā caurumā. Ja deģenerētās vielas masa sāks palielināties tās pievienošanas dēļ, tad gravitācijas spēki spēs pārvarēt neitronu pretestību. Tad nekas neaizkavēs neitronu zvaigžņu objektu sadursmes rezultātā izveidotās struktūras iznīcināšanu.

Matemātiskais modelis

Pētot šos debess objektus, zinātnieki nonāca pie secinājuma, ka neitronu zvaigznes blīvums ir salīdzināms ar vielas blīvumu atoma kodolā. Tās rādītāji svārstās no 1015 kg/m³ līdz 1018 kg/m³. Tādējādi elektronu un protonu neatkarīga pastāvēšana nav iespējama. Zvaigznes matērija praktiski sastāv tikai no neitroniem.

Izveidotais matemātiskais modelis parāda, kā spēcīga periodiska gravitācijas mijiedarbība, kas notiek starp divām neitronu zvaigznēm, izlaužas cauri abu zvaigžņu plānajam apvalkam un izgrūž milzīgu daudzumu starojuma (enerģijas un matērijas) telpā, kas tās ieskauj. Tuvināšanās process notiek ļoti ātri, burtiski sekundes daļā. Sadursmes rezultātā veidojas matērijas toroidāls gredzens ar jaundzimušo melno caurumu centrā.

Svarīgums

Ir svarīgi modelēt šādus notikumus. Pateicoties viņiem, zinātnieki varēja saprast, kā veidojas neitronu zvaigzne un melnais caurums, kas notiek, kad zvaigznes saduras, kā dzimst un mirst supernovas un daudzus citus procesus kosmosā. Visi šie notikumi ir Visuma smagāko ķīmisko elementu parādīšanās avots, kas ir pat smagāki par dzelzi un nevar tikt izveidoti nekādā citā veidā. Tas norāda uz neitronu zvaigžņu ļoti svarīgo nozīmi visā Visumā.

Milzīga apjoma debess objekta rotācija ap savu asi ir pārsteidzoša. Šis process izraisa sabrukumu, bet tajā pašā laikā neitronu zvaigznes masa paliek praktiski nemainīga. Ja iedomājamies, ka zvaigzne turpinās sarukt, tad saskaņā ar leņķiskā impulsa saglabāšanas likumu zvaigznes rotācijas leņķiskais ātrums palielināsies līdz neticamām vērtībām. Ja zvaigznei vajadzēja apmēram 10 dienas, lai veiktu pilnu apgriezienu, tad tā rezultātā to pašu apgriezienu veiks 10 milisekundēs! Tie ir neticami procesi!

Sabrukuma attīstība

Zinātnieki pēta šādus procesus. Varbūt mēs būsim liecinieki jauniem atklājumiem, kas mums joprojām šķiet fantastiski! Bet kas varētu notikt, ja iztēlojamies sabrukuma attīstību tālāk? Lai būtu vieglāk iedomāties, salīdzinājumam ņemsim neitronu zvaigznes / Zemes pāri un to gravitācijas rādiusus. Tātad ar nepārtrauktu saspiešanu zvaigzne var sasniegt stāvokli, kurā neitroni sāk pārvērsties par hiperoniem. Debess ķermeņa rādiuss kļūs tik mazs, ka mēs redzēsim superplanetāra ķermeņa kamolu ar zvaigznes masu un gravitācijas lauku. To var salīdzināt ar to, ja zeme kļūtu galda tenisa bumbiņas lielumā un mūsu spīdekļa Saules gravitācijas rādiuss būtu vienāds ar 1 km.

Ja iedomājamies, ka nelielam zvaigžņu matērijas gabalam piemīt milzīgas zvaigznes pievilcība, tad tas spēj noturēt sev tuvumā veselu planētu sistēmu. Bet šāda debess ķermeņa blīvums ir pārāk liels. Gaismas stari pamazām pārstāj lauzties cauri, ķermenis it kā izdziest, pārstāj būt acij redzams. Tikai gravitācijas lauks nemainās, kas brīdina, ka šeit ir gravitācijas caurums.

Atklājumi un novērojumi

Pirmo reizi neitronu zvaigžņu saplūšana tika reģistrēta pavisam nesen: 17. augustā. Pirms diviem gadiem tika atklāta melnā cauruma apvienošanās. Šis ir tik nozīmīgs notikums astrofizikas jomā, ka novērojumus vienlaikus veica 70 kosmosa observatorijas. Zinātnieki varēja pārbaudīt hipotēžu pareizību par gamma staru uzliesmojumiem, viņi varēja novērot teorētiķu iepriekš aprakstīto smago elementu sintēzi.

Šis plaši izplatītais gamma staru uzliesmošanas, gravitācijas viļņu un redzamās gaismas novērojums ļāva noteikt debesu reģionu, kurā notika nozīmīgais notikums, un galaktiku, kurā atradās šīs zvaigznes. Tas ir NGC 4993.

Protams, astronomi jau ilgu laiku ir novērojuši īsus, taču līdz šim viņi nevarēja droši pateikt par to izcelsmi. Aiz galvenās teorijas bija neitronu zvaigžņu saplūšanas versija. Tagad tas ir apstiprināts.

Lai aprakstītu neitronu zvaigzni, izmantojot matemātiku, zinātnieki pievēršas stāvokļa vienādojumam, kas saista blīvumu ar vielas spiedienu. Taču šādu iespēju ir ļoti daudz, un zinātnieki vienkārši nezina, kura no esošajām būs pareiza. Cerams, ka gravitācijas novērojumi palīdzēs atrisināt šo problēmu. Šobrīd signāls nav devis skaidru atbildi, taču tas jau palīdz novērtēt zvaigznes formu, kas ir atkarīga no gravitācijas pievilkšanās otrajam ķermenim (zvaigznei).

NEITRONU ZVAIGZNE
zvaigzne, kas galvenokārt sastāv no neitroniem. Neitrons ir neitrāla subatomiskā daļiņa, viena no matērijas galvenajām sastāvdaļām. Hipotēzi par neitronu zvaigžņu esamību izvirzīja astronomi V. Bāde un F. Cvikijs uzreiz pēc neitrona atklāšanas 1932. gadā. Taču šo hipotēzi novērojumi apstiprināja tikai pēc pulsāru atklāšanas 1967. gadā.
Skatīt arī PULSĀRS. Neitronu zvaigznes veidojas parasto zvaigžņu gravitācijas sabrukšanas rezultātā, kuru masa vairākas reizes pārsniedz Saules masu. Neitronu zvaigznes blīvums ir tuvu atoma kodola blīvumam, t.i. 100 miljonus reižu lielāks nekā parastās vielas blīvums. Tāpēc, neskatoties uz tās milzīgo masu, neitronu zvaigznes rādiuss ir tikai apm. 10 km. Neitronu zvaigznes mazā rādiusa dēļ gravitācijas spēks uz tās virsmas ir ārkārtīgi liels: aptuveni 100 miljardus reižu lielāks nekā uz Zemes. Šo zvaigzni no sabrukšanas pasargā blīvās neitronu vielas “deģenerācijas spiediens”, kas nav atkarīgs no tās temperatūras. Taču, ja neitronu zvaigznes masa kļūst lielāka par aptuveni 2 Saules, tad gravitācijas spēks pārsniegs šo spiedienu un zvaigzne nespēs izturēt sabrukumu.
Skatīt arī GRAVITACIJAS SAKLĀŠANĀS. Neitronu zvaigznēm ir ļoti spēcīgs magnētiskais lauks, kas uz virsmas sasniedz 10 12-10 13 G (salīdzinājumam: Zemei ir aptuveni 1 G). Ar neitronu zvaigznēm ir saistīti divi dažādi debess objektu veidi.
Pulsāri (radio pulsāri).Šie objekti stingri regulāri izstaro radioviļņu impulsus. Izstarojuma mehānisms nav līdz galam skaidrs, taču tiek uzskatīts, ka rotējoša neitronu zvaigzne ar tās magnētisko lauku saistītā virzienā izstaro radiostaru, kura simetrijas ass nesakrīt ar zvaigznes rotācijas asi. Tāpēc rotācija izraisa radio stara rotāciju, kas periodiski tiek virzīta uz Zemi.
Rentgens dubultojas. Pulsējošie rentgenstaru avoti ir saistīti arī ar neitronu zvaigznēm, kas ir daļa no binārās sistēmas ar masīvu parasto zvaigzni. Šādās sistēmās gāze no normālas zvaigznes virsmas nokrīt uz neitronu zvaigzni, paātrinoties līdz milzīgam ātrumam. Saskaroties ar neitronu zvaigznes virsmu, gāze atbrīvo 10-30% no miera enerģijas, savukārt kodolreakciju laikā šis rādītājs nesasniedz 1%. Neitronu zvaigznes virsma, kas uzkarsēta līdz augstai temperatūrai, kļūst par rentgena starojuma avotu. Tomēr gāzes nokrišana nenotiek vienmērīgi pa visu virsmu: neitronu zvaigznes spēcīgais magnētiskais lauks uztver krītošo jonizēto gāzi un novirza to uz magnētiskajiem poliem, kur tā nokrīt kā piltuvē. Tāpēc tikai polārie apgabali kļūst ļoti karsti, un uz rotējošas zvaigznes tie kļūst par rentgenstaru impulsu avotiem. Radio impulsi no šādas zvaigznes vairs netiek uztverti, jo radioviļņi tiek absorbēti apkārtējā gāzē.
Savienojums. Neitronu zvaigznes blīvums palielinās līdz ar dziļumu. Zem tikai dažus centimetrus bieza atmosfēras slāņa atrodas vairākus metrus biezs šķidra metāla apvalks, bet zem tā ir kilometru bieza cieta garoza. Mizas viela atgādina parastu metālu, bet ir daudz blīvāka. Mizas ārējā daļā galvenokārt ir dzelzs; Ar dziļumu neitronu īpatsvars tā sastāvā palielinās. Kur blīvums sasniedz apm. 4*10 11 g/cm3, neitronu īpatsvars palielinās tik daudz, ka daļa no tiem vairs neietilpst kodolos, bet veido nepārtrauktu vidi. Tur viela ir kā neitronu un elektronu “jūra”, kurā mijas atomu kodoli. Un ar blīvumu apm. 2*10 14 g/cm3 (atoma kodola blīvums), atsevišķi kodoli pazūd pavisam un paliek nepārtraukts neitronu “šķidrums” ar protonu un elektronu piejaukumu. Visticamāk, ka neitroni un protoni uzvedas kā superšķidrums, līdzīgi kā šķidrais hēlijs un supravadošie metāli zemes laboratorijās.

Pie vēl lielāka blīvuma neitronu zvaigznē veidojas visneparastākās matērijas formas. Varbūt neitroni un protoni sadalās vēl mazākās daļiņās – kvarkos; Iespējams arī, ka piedzimst daudzi pi-mezoni, kas veido tā saukto pionu kondensātu.
Skatīt arī
ELEMENTĀRĀS DAĻIŅAS;
SUPERVADĪTĪBA;
SUPERPLŪDĪBA.
LITERATŪRA
Disons F., Ter Hārs D. Neitronu zvaigznes un pulsāri. M., 1973 Lipunov V.M. Neitronu zvaigžņu astrofizika. M., 1987. gads

Koljēra enciklopēdija. - Atvērtā sabiedrība. 2000 .

Skatiet, kas ir "NEUTRON STAR" citās vārdnīcās:

NEITRONU ZVAIGZNE, ļoti maza zvaigzne ar augstu blīvumu, kas sastāv no NEITRONIEM. Tas ir daudzu zvaigžņu evolūcijas pēdējais posms. Neitronu zvaigznes veidojas, kad masīva zvaigzne eksplodē kā supernova, eksplodējot tās... ... Zinātniskā un tehniskā enciklopēdiskā vārdnīca

Zvaigzne, kuras matērija saskaņā ar teorētiskajiem priekšstatiem galvenokārt sastāv no neitroniem. Vielas neitronizācija ir saistīta ar zvaigznes gravitācijas sabrukumu pēc tās kodoldegvielas izsīkuma. Vidējais neitronu zvaigžņu blīvums ir 2,1017 ... Lielā enciklopēdiskā vārdnīca

Neitronu zvaigznes uzbūve. Neitronu zvaigzne ir astronomisks objekts, kas ir viens no galaproduktiem ... Wikipedia

Zvaigzne, kuras matērija saskaņā ar teorētiskajiem priekšstatiem galvenokārt sastāv no neitroniem. Šādas zvaigznes vidējais blīvums ir neitronu zvaigzne 2·1017 kg/m3, vidējais rādiuss ir 20 km. Noteikts ar impulsa radio emisiju, skatiet Pulsāri... Astronomijas vārdnīca

Zvaigzne, kuras matērija saskaņā ar teorētiskajiem priekšstatiem galvenokārt sastāv no neitroniem. Vielas neitronizācija ir saistīta ar zvaigznes gravitācijas sabrukumu pēc tās kodoldegvielas izsīkuma. Neitronu zvaigznes vidējais blīvums...... enciklopēdiskā vārdnīca

Hidrostatiskā līdzsvara zvaigzne, kurā galvenokārt sastāv bars no neitroniem. Veidojas protonu transformācijas rezultātā neitronos gravitācijas spēku ietekmē. diezgan masīvu zvaigžņu sabrukums pēdējās evolūcijas stadijās (kuru masa vairākas reizes pārsniedz... ... Dabaszinātnes. enciklopēdiskā vārdnīca

Neitronu zvaigzne- viens no zvaigžņu evolūcijas posmiem, kad gravitācijas sabrukuma rezultātā tā tiek saspiesta līdz tik maziem izmēriem (bumbiņas rādiuss ir 10-20 km), ka elektroni tiek iespiesti atomu kodolos un neitralizējas. viņu lādiņš, visa zvaigznes būtība kļūst...... Mūsdienu dabaszinātņu aizsākumi

Kalveras neitronu zvaigzne. To atklāja astronomi no Pensilvānijas štata universitātes ASV un Kanādas Makgila universitātes Mazās Ursas zvaigznājā. Zvaigzne ir neparasta pēc savām īpašībām un nelīdzinās nevienai citai... ... Vikipēdijai

- (angļu runway star) zvaigzne, kas pārvietojas ar neparasti lielu ātrumu attiecībā pret apkārtējo starpzvaigžņu vidi. Šādas zvaigznes pareiza kustība bieži tiek norādīta precīzi attiecībā pret zvaigžņu asociāciju, kuras loceklis... ... Wikipedia

Hipotēzi par neitronu zvaigžņu esamību izvirzīja astronomi V. Bāde un F. Cvikijs uzreiz pēc neitrona atklāšanas 1932. gadā. Taču šo hipotēzi novērojumi apstiprināja tikai pēc pulsāru atklāšanas 1967. gadā.

Neitronu zvaigznes veidojas parasto zvaigžņu gravitācijas sabrukšanas rezultātā, kuru masa vairākas reizes pārsniedz Saules masu. Neitronu zvaigznes blīvums ir tuvu atoma kodola blīvumam, t.i. 100 miljonus reižu lielāks nekā parastās vielas blīvums. Tāpēc, neskatoties uz tās milzīgo masu, neitronu zvaigznes rādiuss ir tikai apm. 10 km.

Neitronu zvaigznes mazā rādiusa dēļ gravitācijas spēks uz tās virsmas ir ārkārtīgi liels: aptuveni 100 miljardus reižu lielāks nekā uz Zemes. Tas, kas neļauj šai zvaigznei sabrukt, ir blīvās neitronu vielas “deģenerācijas spiediens”, kas nav atkarīgs no tās temperatūras. Taču, ja neitronu zvaigznes masa kļūst lielāka par aptuveni 2 Saules, tad gravitācijas spēks pārsniegs šo spiedienu un zvaigzne nespēs izturēt sabrukumu.

Neitronu zvaigznēm ir ļoti spēcīgs magnētiskais lauks, kas uz virsmas sasniedz 10 12 –10 13 G (salīdzinājumam: Zemei ir aptuveni 1 G). Ar neitronu zvaigznēm ir saistīti divi dažādi debess objektu veidi.

Pulsāri

(radio pulsāri). Šie objekti stingri regulāri izstaro radioviļņu impulsus. Izstarojuma mehānisms nav līdz galam skaidrs, taču tiek uzskatīts, ka rotējoša neitronu zvaigzne ar tās magnētisko lauku saistītā virzienā izstaro radiostaru, kura simetrijas ass nesakrīt ar zvaigznes rotācijas asi. Tāpēc rotācija izraisa radio stara rotāciju, kas periodiski tiek virzīta uz Zemi.

Rentgens dubultojas.

Pulsējošie rentgenstaru avoti ir saistīti arī ar neitronu zvaigznēm, kas ir daļa no binārās sistēmas ar masīvu parasto zvaigzni. Šādās sistēmās gāze no normālas zvaigznes virsmas nokrīt uz neitronu zvaigzni, paātrinoties līdz milzīgam ātrumam. Saskaroties ar neitronu zvaigznes virsmu, gāze atbrīvo 10–30% no miera enerģijas, savukārt kodolreakciju laikā šis rādītājs nesasniedz 1%. Neitronu zvaigznes virsma, kas uzkarsēta līdz augstai temperatūrai, kļūst par rentgena starojuma avotu. Tomēr gāzes nokrišana nenotiek vienmērīgi pa visu virsmu: neitronu zvaigznes spēcīgais magnētiskais lauks uztver krītošo jonizēto gāzi un novirza to uz magnētiskajiem poliem, kur tā nokrīt kā piltuvē. Tāpēc tikai polārie apgabali kļūst ļoti karsti, un uz rotējošas zvaigznes tie kļūst par rentgena impulsu avotiem. Radio impulsi no šādas zvaigznes vairs netiek uztverti, jo radioviļņi tiek absorbēti apkārtējā gāzē.

Savienojums.

Neitronu zvaigznes blīvums palielinās līdz ar dziļumu. Zem tikai dažus centimetrus bieza atmosfēras slāņa atrodas vairākus metrus biezs šķidra metāla apvalks, bet zem tā ir kilometru bieza cieta garoza. Mizas viela atgādina parastu metālu, bet ir daudz blīvāka. Mizas ārējā daļā galvenokārt ir dzelzs; Ar dziļumu neitronu īpatsvars tā sastāvā palielinās. Kur blīvums sasniedz apm. 4H 10 11 g/cm 3, neitronu īpatsvars palielinās tik daudz, ka daži no tiem vairs neietilpst kodolos, bet veido nepārtrauktu vidi. Tur viela ir kā neitronu un elektronu “jūra”, kurā mijas atomu kodoli. Un ar blīvumu apm. 2H 10 14 g/cm 3 (atoma kodola blīvums), atsevišķi kodoli pazūd pavisam un paliek nepārtraukts neitronu “šķidrums” ar protonu un elektronu piejaukumu. Visticamāk, ka neitroni un protoni uzvedas kā superšķidrums, līdzīgi kā šķidrais hēlijs un supravadošie metāli zemes laboratorijās.

Ievads

Visā tās vēsturē cilvēce nav pārstājusi censties izprast Visumu. Visums ir visa esošā kopums, visas materiālās telpas daļiņas starp šīm daļiņām. Saskaņā ar mūsdienu priekšstatiem, Visuma vecums ir aptuveni 14 miljardi gadu.

Visuma redzamās daļas izmērs ir aptuveni 14 miljardi gaismas gadu (viens gaismas gads ir attālums, ko gaisma veic vakuumā viena gada laikā). Daži zinātnieki lēš, ka Visuma apjoms ir 90 miljardi gaismas gadu. Lai būtu ērti darboties tik lielos attālumos, tiek izmantota vērtība Parsec. Parseks ir attālums, no kura vienas loka sekundes leņķī ir redzams vidējais Zemes orbītas rādiuss, kas ir perpendikulāra redzes līnijai. 1 parsec = 3,2616 gaismas gadi.

Visumā ir milzīgs skaits dažādu objektu, kuru nosaukumi ir pazīstami daudziem, piemēram, planētas un satelīti, zvaigznes, melnie caurumi utt. Zvaigznes ir ļoti dažādas pēc spilgtuma, izmēra, temperatūras un citiem parametriem. Zvaigznes ietver tādus objektus kā baltie punduri, neitronu zvaigznes, milži un supergiganti, kvazāri un pulsāri. Īpašu interesi rada galaktiku centri. Saskaņā ar mūsdienu idejām melnais caurums ir piemērots galaktikas centrā esošā objekta lomai. Melnie caurumi ir zvaigžņu evolūcijas produkti, kas ir unikāli pēc to īpašībām. Melno caurumu eksistences eksperimentālā ticamība ir atkarīga no vispārējās relativitātes teorijas pamatotības.

Papildus galaktikām Visumu piepilda miglāji (starpzvaigžņu mākoņi, kas sastāv no putekļiem, gāzes un plazmas), kosmiskais mikroviļņu fona starojums, kas caurstrāvo visu Visumu, un citi maz pētīti objekti.

Neitronu zvaigznes

Neitronu zvaigzne ir astronomisks objekts, kas ir viens no zvaigžņu evolūcijas galaproduktiem, kas galvenokārt sastāv no neitronu kodola, kas pārklāts ar samērā plānu (? 1 km) vielas garozu smago atomu kodolu un elektronu veidā. Neitronu zvaigžņu masas ir salīdzināmas ar Saules masu, bet tipiskais rādiuss ir tikai 10-20 kilometri. Tāpēc šādas zvaigznes matērijas vidējais blīvums ir vairākas reizes lielāks par atoma kodola blīvumu (kas smagajiem kodoliem ir vidēji 2,8 * 1017 kg/m?). Turpmāku neitronu zvaigznes gravitācijas saspiešanu novērš kodolmateriālu spiediens, kas rodas neitronu mijiedarbības dēļ.

Daudzām neitronu zvaigznēm ir ārkārtīgi augsts rotācijas ātrums, līdz pat tūkstošiem apgriezienu sekundē. Tiek uzskatīts, ka neitronu zvaigznes dzimst supernovas sprādzienu laikā.

Gravitācijas spēkus neitronu zvaigznēs līdzsvaro deģenerētās neitronu gāzes spiediens, neitronu zvaigznes maksimālo masas vērtību nosaka Openheimera-Volkofa robeža, kuras skaitliskā vērtība ir atkarīga no (vēl maz zināmā) vienādojuma. matērijas stāvoklis zvaigznes kodolā. Ir teorētiskas pieņēmums, ka ar vēl lielāku blīvuma pieaugumu ir iespējama neitronu zvaigžņu deģenerācija kvarkos.

Magnētiskais lauks uz neitronu zvaigžņu virsmas sasniedz vērtību 1012-1013 G (Gauss ir magnētiskās indukcijas mērvienība), un tieši neitronu zvaigžņu magnetosfērās notiekošie procesi ir atbildīgi par pulsāru radioizstarošanu. Kopš 1990. gadiem dažas neitronu zvaigznes ir identificētas kā magnetāri — zvaigznes ar magnētiskajiem laukiem, kas ir aptuveni 1014 Gauss vai augstāki. Šādi lauki (pārsniedzot “kritisko” vērtību 4,414 1013 G, pie kuriem elektrona mijiedarbības enerģija ar magnētisko lauku pārsniedz tā miera enerģiju) ievieš kvalitatīvi jaunu fiziku, jo specifiski relativistiskie efekti, fiziskā vakuuma polarizācija utt. kļūt nozīmīgs.

Neitronu zvaigžņu klasifikācija

Divi galvenie parametri, kas raksturo neitronu zvaigžņu mijiedarbību ar apkārtējo vielu un līdz ar to arī to novērojumu izpausmes, ir rotācijas periods un magnētiskā lauka lielums. Laika gaitā zvaigzne iztērē savu rotācijas enerģiju, un tās rotācijas periods palielinās. Arī magnētiskais lauks vājinās. Šī iemesla dēļ neitronu zvaigzne dzīves laikā var mainīt savu veidu.

Ežektors (radio pulsārs) - spēcīgi magnētiskie lauki un īss rotācijas periods. Vienkāršākajā magnetosfēras modelī magnētiskais lauks griežas stingri, tas ir, ar tādu pašu leņķisko ātrumu kā pati neitronu zvaigzne. Pie noteikta rādiusa lauka lineārais griešanās ātrums tuvojas gaismas ātrumam. Šo rādiusu sauc par gaismas cilindra rādiusu. Pārsniedzot šo rādiusu, parasts dipola lauks nevar pastāvēt, tāpēc lauka intensitātes līnijas šajā punktā pārtrauc. Uzlādētas daļiņas, kas pārvietojas pa magnētiskā lauka līnijām, caur šādām klintīm var atstāt neitronu zvaigzni un aizlidot līdz bezgalībai. Šāda veida neitronu zvaigzne izgrūž (izspiež) relatīvi lādētas daļiņas, kas izstaro radio diapazonā. Novērotājam ežektori izskatās kā radio pulsāri.

Propellers - griešanās ātrums vairs nav pietiekams daļiņu izmešanai, tāpēc šāda zvaigzne nevar būt radio pulsārs. Tomēr tas joprojām ir liels, un viela, kas ieskauj magnētiskā lauka notverto neitronu zvaigzni, nevar nokrist, tas ir, vielas uzkrāšanās nenotiek. Šāda veida neitronu zvaigznēm praktiski nav novērojamu izpausmju un tās ir vāji pētītas.

Akretors (rentgena pulsārs) - rotācijas ātrums ir samazināts tiktāl, ka tagad nekas neliedz matērijai nokrist uz šādas neitronu zvaigznes. Plazma, krītot, pārvietojas pa magnētiskā lauka līnijām un neitronu zvaigznes polu apvidū ietriecas cietā virsmā, sakarstot līdz pat desmitiem miljonu grādu. Līdz tik augstām temperatūrām uzkarsēta viela rentgenstaru diapazonā spīd. Reģions, kurā krītošā viela saduras ar zvaigznes virsmu, ir ļoti mazs – tikai aptuveni 100 metri. Zvaigznes rotācijas dēļ šis karstais punkts periodiski pazūd no redzesloka, ko novērotājs uztver kā pulsāciju. Šādus objektus sauc par rentgena pulsāriem.

Ģeorotators - šādu neitronu zvaigžņu rotācijas ātrums ir zems un neaizkavē akreciju. Bet magnetosfēras izmērs ir tāds, ka plazmu apstādina magnētiskais lauks, pirms to uztver gravitācija. Līdzīgs mehānisms darbojas arī Zemes magnetosfērā, tāpēc šis tips ieguva savu nosaukumu.