27. desember 2004 kom et utbrudd av gammastråler til vårt solsystem fra SGR 1806-20 (avbildet i kunstnerens inntrykk). Eksplosjonen var så kraftig at den påvirket jordens atmosfære i en avstand på over 50 000 lysår

En nøytronstjerne er et kosmisk legeme, som er et av de mulige resultatene av evolusjon, og består hovedsakelig av en nøytronkjerne dekket med en relativt tynn (~1 km) materieskorpe i form av tunge atomkjerner og elektroner. Massene til nøytronstjerner er sammenlignbare med massene til , men den typiske radiusen til en nøytronstjerne er bare 10-20 kilometer. Derfor er den gjennomsnittlige tettheten av stoffet til et slikt objekt flere ganger høyere enn tettheten til atomkjernen (som for tunge kjerner i gjennomsnitt er 2,8·10 17 kg/m³). Ytterligere gravitasjonskompresjon av nøytronstjernen forhindres av trykket av kjernefysisk materie som oppstår på grunn av samspillet mellom nøytroner.

Mange nøytronstjerner har ekstremt høye rotasjonshastigheter, opptil tusen omdreininger per sekund. Nøytronstjerner oppstår fra stjerneeksplosjoner.

Massene til de fleste nøytronstjerner med pålitelig målte masser er 1,3-1,5 solmasser, som er nær Chandrasekhar-grensen. Teoretisk er nøytronstjerner med masser fra 0,1 til omtrent 2,5 solmasser tillatt, men verdien av øvre grensemasse er foreløpig kjent svært unøyaktig. De mest massive nøytronstjernene som er kjent er Vela X-1 (med en masse på minst 1,88±0,13 solmasser på 1σ-nivået, som tilsvarer et signifikansnivå 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 nøytronstjerner balanseres av trykket til den degenererte nøytrongassen den maksimale verdien av massen til en nøytronstjerne er satt av grensen for Oppenheimer-Volkoff, hvis numeriske verdi avhenger av tilstandsligningen (fremdeles dårlig kjent); av materie i stjernens kjerne. Det er teoretiske premisser om at med en enda større tetthetsøkning er degenerering av nøytronstjerner til kvarker mulig.

Strukturen til en nøytronstjerne.

Magnetfeltet på overflaten til nøytronstjerner når en verdi på 10 12 -10 13 G (til sammenligning har jorden ca. 1 G), det er prosessene i magnetosfærene til nøytronstjerner som er ansvarlige for radioutslipp av pulsarer . Siden 1990-tallet har noen nøytronstjerner blitt identifisert som magnetarer - stjerner med magnetfelt i størrelsesorden 10 14 G og høyere. Slike magnetiske felt (som overstiger den "kritiske" verdien på 4.414 10 13 G, der interaksjonsenergien til et elektron med et magnetfelt overstiger dets hvileenergi mec²) introduserer kvalitativt ny fysikk, siden spesifikke relativistiske effekter, polarisering av det fysiske vakuumet osv. bli betydelig.

I 2012 hadde rundt 2000 nøytronstjerner blitt oppdaget. Omtrent 90 % av dem er single. Totalt kan det eksistere 10 8 -10 9 nøytronstjerner i vår, det vil si omtrent én promille vanlige stjerner. Nøytronstjerner er preget av høy hastighet (vanligvis hundrevis av km/s). Som et resultat av akkresjonen av skymateriale, kan nøytronstjernen være synlig i denne situasjonen i forskjellige spektralområder, inkludert optisk, som utgjør omtrent 0,003 % av den utsendte energien (tilsvarer størrelsesorden 10).

Gravitasjonsavbøyning av lys (på grunn av relativistisk avbøyning av lys, er mer enn halvparten av overflaten synlig)

Nøytronstjerner er en av få klasser av kosmiske objekter som teoretisk ble forutsagt før de ble oppdaget av observatører.

I 1933 foreslo astronomene Walter Baade og Fritz Zwicky at en nøytronstjerne kunne dannes som et resultat av en supernovaeksplosjon. Teoretiske beregninger på den tiden viste at strålingen fra en nøytronstjerne var for svak til å bli oppdaget. Interessen for nøytronstjerner økte på 1960-tallet, da røntgenastronomi begynte å utvikle seg, ettersom teorien spådde at deres maksimale termiske utslipp ville forekomme i det myke røntgenområdet. Imidlertid ble de uventet oppdaget i radioobservasjoner. I 1967 oppdaget Jocelyn Bell, en doktorgradsstudent ved E. Huish, gjenstander som sendte ut regelmessige pulser av radiobølger. Dette fenomenet ble forklart av den smale retningen til radiostrålen fra et raskt roterende objekt - en slags "kosmisk radiofyr". Men enhver vanlig stjerne ville kollapse med så høy rotasjonshastighet. Bare nøytronstjerner var egnet for rollen som slike beacons. Pulsaren PSR B1919+21 antas å være den første nøytronstjernen som ble oppdaget.

Samspillet mellom en nøytronstjerne og det omgivende stoffet bestemmes av to hovedparametre og som en konsekvens deres observerbare manifestasjoner: rotasjonsperioden (hastigheten) og størrelsen på magnetfeltet. Over tid bruker stjernen opp rotasjonsenergien og rotasjonen reduseres. Magnetfeltet svekkes også. Av denne grunn kan en nøytronstjerne endre type i løpet av livet. Nedenfor er nomenklaturen til nøytronstjerner i synkende rekkefølge etter rotasjonshastighet, ifølge monografien til V.M. Lipunova. Fordi teorien om pulsarmagnetosfærer fortsatt utvikler seg, eksisterer alternative teoretiske modeller.

Sterke magnetfelt og kort rotasjonsperiode. I den enkleste modellen av magnetosfæren roterer magnetfeltet solid, det vil si med samme vinkelhastighet som kroppen til nøytronstjernen. Ved en viss radius nærmer den lineære rotasjonshastigheten til feltet seg lysets hastighet. Denne radien kalles "lett sylinderradius". Utenfor denne radiusen kan ikke et vanlig dipolfelt eksistere, så feltstyrkelinjene brytes av på dette punktet. Ladede partikler som beveger seg langs magnetfeltlinjer kan forlate nøytronstjernen gjennom slike klipper og fly inn i det interstellare rommet. En nøytronstjerne av denne typen "støter ut" (fra den franske utstøteren - for å kaste ut, skyve ut) relativistisk ladede partikler som sender ut i radiorekkevidden. Ejektorer observeres som radiopulsarer.

Propell

Rotasjonshastigheten er ikke lenger tilstrekkelig for utstøting av partikler, så en slik stjerne kan ikke være en radiopulsar. Rotasjonshastigheten er imidlertid fortsatt høy, og stoffet rundt nøytronstjernen fanget av magnetfeltet kan ikke falle, det vil si at akkresjon av materie ikke forekommer. Nøytronstjerner av denne typen har praktisk talt ingen observerbare manifestasjoner og er dårlig studert.

Accrector (røntgenpulsar)

Rotasjonshastigheten er redusert til et slikt nivå at ingenting nå hindrer materie i å falle ned på en slik nøytronstjerne. Det fallende stoffet, allerede i plasmatilstand, beveger seg langs magnetfeltlinjene og treffer den faste overflaten av nøytronstjernens kropp i området rundt polene, og varmes opp til titalls millioner grader. Materie oppvarmet til så høye temperaturer lyser sterkt i røntgenområdet. Området der kollisjonen av fallende stoff med overflaten til nøytronstjernekroppen skjer er svært liten - bare rundt 100 meter. På grunn av stjernens rotasjon forsvinner dette varmepunktet med jevne mellomrom fra synet, og regelmessige pulsasjoner av røntgenstråling observeres. Slike objekter kalles røntgenpulsarer.

Georotator

Rotasjonshastigheten til slike nøytronstjerner er lav og hindrer ikke akkresjon. Men dimensjonene til magnetosfæren er slik at plasmaet stoppes av magnetfeltet før det fanges opp av tyngdekraften. En lignende mekanisme fungerer i jordens magnetosfære, og det er grunnen til at denne typen nøytronstjerner fikk navnet sitt.

Magnetar

En nøytronstjerne med et usedvanlig sterkt magnetfelt (opptil 10 11 T). Den teoretiske eksistensen av magnetarer ble spådd i 1992, og det første beviset på deres virkelige eksistens ble oppnådd i 1998 da man observerte et kraftig utbrudd av gamma- og røntgenstråling fra kilden SGR 1900+14 i stjernebildet Aquila. Levetiden til magnetarer er omtrent 1 000 000 år. Magneter har det sterkeste magnetfeltet i .

Magnetarer er en lite studert type nøytronstjerne på grunn av det faktum at få er nær nok jorden. Magnetarer er omtrent 20-30 km i diameter, men de fleste har masse større enn solens masse. Magnetaren er så komprimert at en ert av stoffet vil veie mer enn 100 millioner tonn. De fleste av de kjente magnetarene roterer veldig raskt, minst flere rotasjoner rundt aksen per sekund. Observert i gammastråling nær røntgenstråler, sender den ikke ut radiostråling. Livssyklusen til en magnetar er ganske kort. Deres sterke magnetfelt forsvinner etter omtrent 10 000 år, hvoretter deres aktivitet og emisjon av røntgenstråler opphører. I følge en antakelse kunne opptil 30 millioner magnetarer ha dannet seg i galaksen vår under hele dens eksistens. Magnetarer er dannet av massive stjerner med en begynnelsesmasse på omtrent 40 M☉.

Sjokkene som genereres på overflaten av magnetaren forårsaker enorme vibrasjoner i stjernen; svingningene i magnetfeltet som følger med dem fører ofte til enorme utbrudd av gammastråling, som ble registrert på jorden i 1979, 1998 og 2004.

Fra mai 2007 var tolv magnetarer kjent, med ytterligere tre kandidater som ventet på bekreftelse. Eksempler på kjente magnetarer:

SGR 1806-20, som ligger 50 000 lysår fra Jorden på motsatt side av Melkeveien vår i stjernebildet Skytten.
SGR 1900+14, 20 000 lysår unna, plassert i stjernebildet Aquila. Etter en lang periode med lave utslipp (betydelige eksplosjoner bare i 1979 og 1993), ble den aktiv i mai-august 1998, og eksplosjonen som ble oppdaget 27. august 1998 hadde tilstrekkelig kraft til å tvinge NEAR Shoemaker-romfartøyet til å bli stengt. for å forhindre skade. Den 29. mai 2008 oppdaget NASAs Spitzer-teleskop ringer av materie rundt denne magnetaren. Det antas at denne ringen ble dannet av en eksplosjon observert i 1998.
1E 1048.1-5937 er en unormal røntgenpulsar som ligger 9000 lysår unna i stjernebildet Carina. Stjernen som magnetaren ble dannet av hadde en masse 30-40 ganger større enn solens.
En fullstendig liste er gitt i magnetar-katalogen.

Fra september 2008 rapporterer ESO identifiseringen av et objekt som opprinnelig ble antatt å være en magnetar, SWIFT J195509+261406; den ble opprinnelig identifisert av gammastråleutbrudd (GRB 070610)

Gjenstandene som ble diskutert i artikkelen ble oppdaget ved et uhell, selv om forskerne L. D. Landau og R. Oppenheimer forutså deres eksistens tilbake i 1930. Vi snakker om nøytronstjerner. Egenskapene og funksjonene til disse kosmiske armaturene vil bli diskutert i artikkelen.

Nøytron og stjernen med samme navn

Etter spådommen på 30-tallet av det 20. århundre om eksistensen av nøytronstjerner og etter oppdagelsen av nøytronet (1932), kunngjorde Baade V. sammen med Zwicky F. i 1933 på en fysikerkongress i Amerika at mulighet for dannelse av et objekt kalt nøytronstjerne. Dette er et kosmisk legeme som dukker opp under en supernovaeksplosjon.

Alle beregninger var imidlertid kun teoretiske, siden det ikke var mulig å bevise en slik teori i praksis på grunn av mangelen på passende astronomisk utstyr og den for lille størrelsen på nøytronstjernen. Men i 1960 begynte røntgenastronomi å utvikle seg. Så, ganske uventet, ble nøytronstjerner oppdaget takket være radioobservasjoner.

Åpning

Året 1967 var betydelig på dette området. Bell D., som utdannet student ved Huish E., var i stand til å oppdage et kosmisk objekt - en nøytronstjerne. Dette er en kropp som sender ut konstant stråling av radiobølgepulser. Fenomenet ble sammenlignet med et kosmisk radiofyr på grunn av den smale retningsevnen til radiostrålen, som kom fra et veldig raskt roterende objekt. Faktum er at enhver annen standardstjerne ikke ville være i stand til å opprettholde sin integritet ved en så høy rotasjonshastighet. Bare nøytronstjerner er i stand til dette, hvorav den første oppdaget var pulsaren PSR B1919+21.

Skjebnen til massive stjerner er veldig forskjellig fra små. I slike armaturer kommer det et øyeblikk da gasstrykket ikke lenger balanserer gravitasjonskreftene. Slike prosesser fører til at stjernen begynner å krympe (kollapse) uten grenser. Med en stjernemasse 1,5-2 ganger større enn solen, vil kollaps være uunngåelig. Under kompresjonsprosessen varmes gassen inne i stjernekjernen opp. Til å begynne med skjer alt veldig sakte.

Kollapse

Ved å nå en viss temperatur kan et proton bli til nøytrinoer, som umiddelbart forlater stjernen og tar med seg energi. Sammenbruddet vil forsterkes til alle protoner blir til nøytrinoer. Dette skaper en pulsar, eller nøytronstjerne. Dette er en kollapsende kjerne.

Under dannelsen av en pulsar mottar det ytre skallet kompresjonsenergi, som da vil ha en hastighet på mer enn tusen km/sek. kastet ut i verdensrommet. Dette skaper en sjokkbølge som kan føre til ny stjernedannelse. Denne vil være milliarder av ganger større enn originalen. Etter denne prosessen, over en periode på en uke til en måned, sender stjernen ut lys i mengder som overstiger en hel galakse. Et slikt himmellegeme kalles en supernova. Eksplosjonen fører til dannelsen av en tåke. I sentrum av tåken er en pulsar, eller nøytronstjerne. Dette er den såkalte etterkommeren av en stjerne som eksploderte.

Visualisering

I dypet av hele rommet finner fantastiske hendelser sted, blant annet kollisjonen av stjerner. Takket være en sofistikert matematisk modell, var NASA-forskere i stand til å visualisere opprøret av enorme mengder energi og degenerasjonen av materie involvert i den. Et utrolig kraftig bilde av en kosmisk katastrofe utspiller seg foran øynene til observatører. Sannsynligheten for at en kollisjon av nøytronstjerner vil skje er svært stor. Møtet mellom to slike armaturer i rommet begynner med deres sammenfiltring i gravitasjonsfelt. De har en enorm masse og utveksler klemmer, for å si det sånn. Ved kollisjon oppstår en kraftig eksplosjon, ledsaget av en utrolig kraftig utgivelse av gammastråling.

Hvis vi vurderer en nøytronstjerne separat, så er det resten av en supernovaeksplosjon, hvis livssyklus avsluttes. Massen til en døende stjerne er 8-30 ganger større enn solens. Universet blir ofte opplyst av supernovaeksplosjoner. Sannsynligheten for at nøytronstjerner vil bli funnet i universet er ganske stor.

Møte

Det er interessant at når to stjerner møtes, kan utviklingen av hendelser ikke entydig forutses. Et av alternativene er beskrevet av en matematisk modell foreslått av NASA-forskere fra Space Flight Center. Prosessen begynner med to nøytronstjerner som befinner seg i en avstand på omtrent 18 km fra hverandre i verdensrommet. Etter kosmiske standarder regnes nøytronstjerner med en masse på 1,5-1,7 ganger solen som små objekter. Deres diameter varierer innenfor 20 km. På grunn av denne uoverensstemmelsen mellom volum og masse har en nøytronstjerne et sterkt gravitasjons- og magnetfelt. Bare tenk: en teskje materie fra en nøytronstjerne veier like mye som hele Mount Everest!

Degenerasjon

De utrolig høye gravitasjonsbølgene til en nøytronstjerne rundt den er grunnen til at materie ikke kan eksistere i form av individuelle atomer, som begynner å kollapse. Selve stoffet forvandles til degenerert nøytronmateriale, der strukturen til nøytronene i seg selv ikke vil tillate at stjernen passerer inn i en singularitet og deretter inn i et sort hull. Hvis massen av degenerert materie begynner å øke på grunn av tillegg til den, vil gravitasjonskrefter kunne overvinne motstanden til nøytroner. Da vil ingenting forhindre ødeleggelsen av strukturen som er dannet som et resultat av kollisjonen av nøytronstjerneobjekter.

Matematisk modell

Ved å studere disse himmelobjektene kom forskerne til den konklusjon at tettheten til en nøytronstjerne er sammenlignbar med tettheten til materie i kjernen til et atom. Indikatorene varierer fra 1015 kg/m³ til 1018 kg/m³. Dermed er den uavhengige eksistensen av elektroner og protoner umulig. Stjernens materie består praktisk talt av bare nøytroner.

Den opprettede matematiske modellen demonstrerer hvordan kraftige periodiske gravitasjonsinteraksjoner som oppstår mellom to nøytronstjerner bryter gjennom det tynne skallet til de to stjernene og sender ut enorme mengder stråling (energi og materie) inn i rommet som omgir dem. Prosessen med tilnærming skjer veldig raskt, bokstavelig talt på et brøkdel av et sekund. Som et resultat av kollisjonen dannes en ringformet ring av materie med et nyfødt sort hull i midten.

Viktig

Modellering av slike hendelser er viktig. Takket være dem klarte forskerne å forstå hvordan en nøytronstjerne og et sort hull dannes, hva som skjer når stjerner kolliderer, hvordan supernovaer blir født og dør, og mange andre prosesser i verdensrommet. Alle disse hendelsene er kilden til utseendet til de tyngste kjemiske elementene i universet, enda tyngre enn jern, som ikke kan dannes på noen annen måte. Dette indikerer den svært viktige betydningen av nøytronstjerner i hele universet.

Rotasjonen til et himmelobjekt med enormt volum rundt sin akse er fantastisk. Denne prosessen forårsaker kollaps, men samtidig forblir massen til nøytronstjernen praktisk talt den samme. Hvis vi forestiller oss at stjernen vil fortsette å trekke seg sammen, vil, i henhold til loven om bevaring av vinkelmomentum, vinkelhastigheten til stjernens rotasjon øke til utrolige verdier. Hvis en stjerne trengte omtrent 10 dager for å fullføre en hel revolusjon, vil den som et resultat fullføre den samme revolusjonen på 10 millisekunder! Dette er utrolige prosesser!

Utvikling av kollaps

Forskere studerer slike prosesser. Kanskje vil vi se nye funn som fortsatt virker fantastiske for oss! Men hva kan skje hvis vi ser for oss utviklingen av kollapsen videre? For å gjøre det lettere å forestille seg, la oss ta for sammenligning nøytronstjerne/jord-paret og deres gravitasjonsradius. Så, med kontinuerlig kompresjon, kan en stjerne nå en tilstand der nøytroner begynner å bli til hyperoner. Radiusen til himmellegemet vil bli så liten at vi vil se en klump av et superplanetarisk legeme med massen og gravitasjonsfeltet til en stjerne. Dette kan sammenlignes med hvordan hvis jorden ble på størrelse med en pingpongball, og gravitasjonsradiusen til lyskilden vår, Solen, var lik 1 km.

Hvis vi forestiller oss at en liten klump med stjernestoff har tiltrekningen til en enorm stjerne, så er den i stand til å holde et helt planetsystem i nærheten av seg. Men tettheten til et slikt himmellegeme er for høy. Lysstråler slutter gradvis å bryte gjennom det, kroppen ser ut til å gå ut, den slutter å være synlig for øyet. Bare gravitasjonsfeltet endres ikke, noe som varsler at det er et gravitasjonshull her.

Funn og observasjoner

Første gang nøytronstjernesammenslåinger ble registrert var ganske nylig: 17. august. For to år siden ble det oppdaget en fusjon med svarte hull. Dette er en så viktig begivenhet innen astrofysikk at observasjoner ble utført samtidig av 70 romobservatorier. Forskere var i stand til å verifisere riktigheten av hypotesene om gammastråleutbrudd de var i stand til å observere syntesen av tunge elementer tidligere beskrevet av teoretikere.

Denne utbredte observasjonen av gammastråleutbruddet, gravitasjonsbølger og synlig lys gjorde det mulig å bestemme området på himmelen der den betydelige hendelsen fant sted og galaksen der disse stjernene befant seg. Dette er NGC 4993.

Selvfølgelig har astronomer observert korte i lang tid, men til nå kunne de ikke si sikkert om deres opprinnelse. Bak hovedteorien lå en versjon av sammenslåingen av nøytronstjerner. Nå er det bekreftet.

For å beskrive en nøytronstjerne ved hjelp av matematikk, henvender forskerne seg til tilstandsligningen som relaterer tetthet til materietrykket. Imidlertid er det mange slike alternativer, og forskerne vet rett og slett ikke hvilke av de eksisterende som vil være riktige. Det er å håpe at gravitasjonsobservasjoner vil bidra til å løse dette problemet. For øyeblikket har ikke signalet gitt noe klart svar, men det hjelper allerede å estimere formen på stjernen, som avhenger av gravitasjonsattraksjonen til det andre legemet (stjernen).

NØYTRONSJERNE
en stjerne laget hovedsakelig av nøytroner. Et nøytron er en nøytral subatomær partikkel, en av hovedkomponentene i materie. Hypotesen om eksistensen av nøytronstjerner ble fremsatt av astronomene W. Baade og F. Zwicky umiddelbart etter oppdagelsen av nøytronet i 1932. Men denne hypotesen ble bekreftet av observasjoner først etter oppdagelsen av pulsarer i 1967.
se også PULSAR. Nøytronstjerner dannes som et resultat av gravitasjonssammenbruddet til normale stjerner med masse flere ganger større enn solen. Tettheten til en nøytronstjerne er nær tettheten til en atomkjerne, dvs. 100 millioner ganger høyere enn tettheten til vanlig materie. Derfor har en nøytronstjerne med sin enorme masse en radius på kun ca. 10 km. På grunn av den lille radiusen til en nøytronstjerne er tyngdekraften på overflaten ekstremt høy: omtrent 100 milliarder ganger høyere enn på jorden. Denne stjernen holdes fra kollaps av "degenerasjonstrykket" av tett nøytronmateriale, som ikke er avhengig av temperaturen. Men hvis massen til en nøytronstjerne blir høyere enn omtrent 2 solar, vil tyngdekraften overstige dette trykket og stjernen vil ikke være i stand til å motstå kollapsen.
se også GRAVITASJONSKOLLAPSE. Nøytronstjerner har et veldig sterkt magnetfelt, og når 10 12-10 13 G på overflaten (til sammenligning: Jorden har omtrent 1 G). To forskjellige typer himmelobjekter er assosiert med nøytronstjerner.
Pulsarer (radiopulsarer). Disse objektene sender ut pulser av radiobølger strengt tatt regelmessig. Mekanismen for stråling er ikke helt klar, men det antas at en roterende nøytronstjerne sender ut en radiostråle i en retning assosiert med dets magnetiske felt, hvis symmetriakse ikke sammenfaller med stjernens rotasjonsakse. Derfor forårsaker rotasjon en rotasjon av radiostrålen, som med jevne mellomrom rettes mot jorden.
Røntgen dobler. Pulserende røntgenkilder er også assosiert med nøytronstjerner som er en del av et binært system med en massiv normalstjerne. I slike systemer faller gass fra overflaten til en normal stjerne ned på en nøytronstjerne og akselererer til enorm hastighet. Når den treffer overflaten til en nøytronstjerne, frigjør gassen 10-30 % av hvileenergien, mens under kjernefysiske reaksjoner når dette tallet ikke 1 %. Overflaten til en nøytronstjerne oppvarmet til høy temperatur blir en kilde til røntgenstråling. Gassfallet skjer imidlertid ikke jevnt over hele overflaten: det sterke magnetfeltet til en nøytronstjerne fanger den fallende ioniserte gassen og leder den til magnetpolene, der den faller, som i en trakt. Derfor blir bare polområdene veldig varme, og på en roterende stjerne blir de kilder til røntgenpulser. Radiopulser fra en slik stjerne mottas ikke lenger, siden radiobølger absorberes i gassen som omgir den.
Sammensatt. Tettheten til en nøytronstjerne øker med dybden. Under et lag av atmosfæren bare noen få centimeter tykt er det et flytende metallskall flere meter tykt, og under det er det en solid skorpe kilometer tykk. Substansen i barken ligner vanlig metall, men er mye tettere. I den ytre delen av barken er det hovedsakelig jern; Med dybden øker andelen nøytroner i sammensetningen. Der tettheten når ca. 4*10 11 g/cm3 øker andelen nøytroner så mye at noen av dem ikke lenger er en del av kjernene, men danner et sammenhengende medium. Der er stoffet som et "hav" av nøytroner og elektroner, der atomkjernene er spredt. Og med en tetthet på ca. 2*10 14 g/cm3 (tetthet av atomkjernen), individuelle kjerner forsvinner helt og det som gjenstår er en kontinuerlig nøytron-”væske” med en blanding av protoner og elektroner. Det er sannsynlig at nøytroner og protoner oppfører seg som en superflytende væske, lik flytende helium og superledende metaller i jordiske laboratorier.

Ved enda høyere tettheter dannes de mest uvanlige formene for materie i en nøytronstjerne. Kanskje nøytroner og protoner forfaller til enda mindre partikler - kvarker; Det er også mulig at det blir født mange pi-mesoner, som danner det såkalte pionkondensatet.
se også
ELEMENTERE PARTIKLER;
SUPERLEDNING;
OVERFLØDIGHET.
LITTERATUR
Dyson F., Ter Haar D. Neutronstjerner og pulsarer. M., 1973 Lipunov V.M. Astrofysikk av nøytronstjerner. M., 1987

Colliers leksikon. – Åpent samfunn. 2000 .

Se hva en "NEUTRON STJERNE" er i andre ordbøker:

NEUTRON STJERNE, en veldig liten stjerne med høy tetthet, bestående av NØYTRONER. Det er det siste stadiet i utviklingen av mange stjerner. Nøytronstjerner dannes når en massiv stjerne eksploderer som en supernova og eksploderer dens... ... Vitenskapelig og teknisk encyklopedisk ordbok

En stjerne hvis materie, ifølge teoretiske konsepter, hovedsakelig består av nøytroner. Nøytronisering av materie er assosiert med gravitasjonskollapsen til en stjerne etter at dens kjernebrensel er oppbrukt. Gjennomsnittlig tetthet av nøytronstjerner er 2,1017 ... Stor encyklopedisk ordbok

Strukturen til en nøytronstjerne. En nøytronstjerne er et astronomisk objekt som er et av sluttproduktene ... Wikipedia

En stjerne hvis materie, ifølge teoretiske konsepter, hovedsakelig består av nøytroner. Den gjennomsnittlige tettheten til en slik stjerne er nøytronstjerne 2·1017 kg/m3, gjennomsnittlig radius er 20 km. Oppdaget av pulsert radiostråling, se Pulsarer... Astronomisk ordbok

En stjerne hvis materie, ifølge teoretiske konsepter, hovedsakelig består av nøytroner. Nøytronisering av materie er assosiert med gravitasjonskollapsen til en stjerne etter at dens kjernebrensel er oppbrukt. Gjennomsnittlig tetthet av en nøytronstjerne ... ... encyklopedisk ordbok

En hydrostatisk likevektsstjerne, som svermen hovedsakelig består av. fra nøytroner. Dannet som et resultat av transformasjonen av protoner til nøytroner under gravitasjonskrefter. kollapse i de siste stadiene av utviklingen av ganske massive stjerner (med en masse flere ganger større enn ... ... Naturvitenskap. encyklopedisk ordbok

Nøytronstjerne- et av stadiene i utviklingen av stjerner, når den, som et resultat av gravitasjonskollaps, komprimeres til så små størrelser (kulens radius er 10-20 km) at elektroner presses inn i atomkjernene og nøytraliseres deres anklager, blir all saken om stjernen... ... Begynnelsen til moderne naturvitenskap

Culvers nøytronstjerne. Den ble oppdaget av astronomer fra Pennsylvania State University i USA og det kanadiske McGill University i stjernebildet Ursa Minor. Stjernen er uvanlig i sine egenskaper og er ulik alle andre... ... Wikipedia

- (engelsk runaway star) en stjerne som beveger seg i en unormalt høy hastighet i forhold til det omkringliggende interstellare mediet. Den riktige bevegelsen til en slik stjerne er ofte indikert nøyaktig i forhold til stjerneforeningen, et medlem av hvilken... ... Wikipedia

Hypotesen om eksistensen av nøytronstjerner ble fremsatt av astronomene W. Baade og F. Zwicky umiddelbart etter oppdagelsen av nøytronet i 1932. Men denne hypotesen ble bekreftet av observasjoner først etter oppdagelsen av pulsarer i 1967.

Nøytronstjerner dannes som et resultat av gravitasjonssammenbruddet til normale stjerner med masse flere ganger større enn solen. Tettheten til en nøytronstjerne er nær tettheten til en atomkjerne, dvs. 100 millioner ganger høyere enn tettheten til vanlig materie. Derfor har en nøytronstjerne med sin enorme masse en radius på kun ca. 10 km.

På grunn av den lille radiusen til en nøytronstjerne er tyngdekraften på overflaten ekstremt høy: omtrent 100 milliarder ganger høyere enn på jorden. Det som hindrer denne stjernen fra å kollapse er "degenerasjonstrykket" av tett nøytronmateriale, som ikke er avhengig av temperaturen. Men hvis massen til en nøytronstjerne blir høyere enn omtrent 2 solar, vil tyngdekraften overstige dette trykket og stjernen vil ikke være i stand til å motstå kollaps.

Nøytronstjerner har et veldig sterkt magnetfelt, og når 10 12 –10 13 G på overflaten (til sammenligning: Jorden har omtrent 1 G). To forskjellige typer himmelobjekter er assosiert med nøytronstjerner.

Pulsarer

(radiopulsarer). Disse objektene sender ut pulser av radiobølger strengt tatt regelmessig. Mekanismen for stråling er ikke helt klar, men det antas at en roterende nøytronstjerne sender ut en radiostråle i en retning assosiert med dets magnetiske felt, hvis symmetriakse ikke sammenfaller med stjernens rotasjonsakse. Derfor forårsaker rotasjon en rotasjon av radiostrålen, som med jevne mellomrom rettes mot jorden.

Røntgen dobler.

Pulserende røntgenkilder er også assosiert med nøytronstjerner som er en del av et binært system med en massiv normalstjerne. I slike systemer faller gass fra overflaten til en normal stjerne ned på en nøytronstjerne og akselererer til enorm hastighet. Når den treffer overflaten til en nøytronstjerne, frigjør gassen 10–30 % av hvileenergien, mens dette tallet under kjernefysiske reaksjoner ikke når 1 %. Overflaten til en nøytronstjerne oppvarmet til høy temperatur blir en kilde til røntgenstråling. Gassfallet skjer imidlertid ikke jevnt over hele overflaten: det sterke magnetfeltet til en nøytronstjerne fanger den fallende ioniserte gassen og leder den til magnetpolene, der den faller, som i en trakt. Derfor blir bare polområdene veldig varme, og på en roterende stjerne blir de kilder til røntgenpulser. Radiopulser fra en slik stjerne mottas ikke lenger, siden radiobølgene absorberes i gassen som omgir den.

Sammensatt.

Tettheten til en nøytronstjerne øker med dybden. Under et atmosfærelag bare noen få centimeter tykt er det et flytende metallskall flere meter tykt, og under det er det en solid skorpe på en kilometer tykk. Substansen i barken ligner vanlig metall, men er mye tettere. I den ytre delen av barken er det hovedsakelig jern; Med dybden øker andelen nøytroner i sammensetningen. Der tettheten når ca. 4H 10 11 g/cm 3 øker andelen nøytroner så mye at noen av dem ikke lenger er en del av kjernene, men danner et sammenhengende medium. Der er stoffet som et "hav" av nøytroner og elektroner, der atomkjernene er spredt. Og med en tetthet på ca. 2H 10 14 g/cm 3 (tetthet av atomkjernen), individuelle kjerner forsvinner helt og det som gjenstår er en kontinuerlig nøytron-”væske” med en blanding av protoner og elektroner. Det er sannsynlig at nøytroner og protoner oppfører seg som en superflytende væske, lik flytende helium og superledende metaller i jordiske laboratorier.

Introduksjon

Gjennom sin historie har ikke menneskeheten sluttet å prøve å forstå universet. Universet er helheten av alt som eksisterer, alle materielle partikler av rommet mellom disse partiklene. I følge moderne ideer er universets alder omtrent 14 milliarder år.

Størrelsen på den synlige delen av universet er omtrent 14 milliarder lysår (ett lysår er avstanden som lyset reiser i et vakuum på ett år). Noen forskere anslår universets utstrekning til 90 milliarder lysår. For å gjøre det praktisk å operere så store avstander, brukes en verdi kalt Parsec. En parsec er avstanden som den gjennomsnittlige radiusen til jordens bane, vinkelrett på siktlinjen, er synlig i en vinkel på ett buesekund. 1 parsek = 3,2616 lysår.

Det er et stort antall forskjellige objekter i universet, hvis navn er kjent for mange, for eksempel planeter og satellitter, stjerner, sorte hull osv. Stjerner er svært forskjellige i lysstyrke, størrelse, temperatur og andre parametere. Stjerner inkluderer objekter som hvite dverger, nøytronstjerner, kjemper og superkjemper, kvasarer og pulsarer. Sentrum av galakser er av spesiell interesse. I følge moderne ideer er et svart hull egnet for rollen til objektet som ligger i sentrum av galaksen. Sorte hull er produkter av utviklingen av stjerner som er unike i egenskapene deres. Den eksperimentelle påliteligheten til eksistensen av sorte hull avhenger av gyldigheten av den generelle relativitetsteorien.

I tillegg til galakser er universet fylt med tåker (interstellare skyer som består av støv, gass og plasma), kosmisk mikrobølgebakgrunnsstråling som gjennomsyrer hele universet, og andre lite studerte objekter.

Nøytronstjerner

En nøytronstjerne er et astronomisk objekt, som er et av sluttproduktene av utviklingen av stjerner, og består hovedsakelig av en nøytronkjerne dekket med en relativt tynn (? 1 km) materieskorpe i form av tunge atomkjerner og elektroner. Massene til nøytronstjerner er sammenlignbare med massen til solen, men den typiske radiusen er bare 10-20 kilometer. Derfor er den gjennomsnittlige tettheten av stoffet til en slik stjerne flere ganger høyere enn tettheten til atomkjernen (som for tunge kjerner i gjennomsnitt er 2,8 * 1017 kg/m?). Ytterligere gravitasjonskompresjon av nøytronstjernen forhindres av trykket av kjernefysisk materie som oppstår på grunn av samspillet mellom nøytroner.

Mange nøytronstjerner har ekstremt høye rotasjonshastigheter, opptil tusenvis av omdreininger per sekund. Det antas at nøytronstjerner blir født under supernovaeksplosjoner.

Gravitasjonskreftene i nøytronstjerner balanseres av trykket til den degenererte nøytrongassen, den maksimale verdien av massen til en nøytronstjerne er satt av grensen for Oppenheimer-Volkoff, den numeriske verdien avhenger av den (fortsatt dårlig kjente) ligningen av materietilstand i stjernens kjerne. Det er teoretiske premisser om at med en enda større tetthetsøkning er degenerering av nøytronstjerner til kvarker mulig.

Magnetfeltet på overflaten til nøytronstjerner når en verdi på 1012-1013 G (Gauss er en måleenhet for magnetisk induksjon), og det er prosessene i magnetosfærene til nøytronstjerner som er ansvarlige for radioutslipp av pulsarer. Siden 1990-tallet har noen nøytronstjerner blitt identifisert som magnetarer - stjerner med magnetiske felt i størrelsesorden 1014 Gauss eller høyere. Slike felt (som overstiger den "kritiske" verdien på 4.414 1013 G, der interaksjonsenergien til et elektron med et magnetfelt overstiger hvileenergien) introduserer kvalitativt ny fysikk, siden spesifikke relativistiske effekter, polarisering av det fysiske vakuumet, etc. bli betydelig.

Klassifisering av nøytronstjerner

To hovedparametere som karakteriserer samspillet mellom nøytronstjerner og det omgivende stoffet og som en konsekvens deres observasjonsmanifestasjoner er rotasjonsperioden og størrelsen på magnetfeltet. Over tid bruker stjernen sin rotasjonsenergi, og rotasjonsperioden øker. Magnetfeltet svekkes også. Av denne grunn kan en nøytronstjerne endre type i løpet av livet.

Ejektor (radiopulsar) - sterke magnetiske felt og kort rotasjonsperiode. I den enkleste modellen av magnetosfæren roterer magnetfeltet solid, det vil si med samme vinkelhastighet som selve nøytronstjernen. Ved en viss radius nærmer den lineære rotasjonshastigheten til feltet seg lysets hastighet. Denne radiusen kalles lyssylinderens radius. Utenfor denne radiusen kan ikke et vanlig dipolfelt eksistere, så feltstyrkelinjene brytes av på dette punktet. Ladede partikler som beveger seg langs magnetfeltlinjer kan forlate nøytronstjernen gjennom slike klipper og fly bort til det uendelige. En nøytronstjerne av denne typen kaster ut (spyer ut) relativistisk ladede partikler som sender ut i radiorekkevidden. For en observatør ser ejektorer ut som radiopulsarer.

Propell - rotasjonshastigheten er ikke lenger tilstrekkelig for utstøting av partikler, så en slik stjerne kan ikke være en radiopulsar. Imidlertid er den fortsatt stor, og stoffet rundt nøytronstjernen fanget av magnetfeltet kan ikke falle, det vil si at akkresjon av materie ikke forekommer. Nøytronstjerner av denne typen har praktisk talt ingen observerbare manifestasjoner og er dårlig studert.

Accretor (røntgenpulsar) - rotasjonshastigheten reduseres i en slik grad at ingenting nå hindrer materie i å falle ned på en slik nøytronstjerne. Plasmaet, som faller, beveger seg langs magnetfeltlinjene og treffer en solid overflate i området til polene til nøytronstjernen, og varmes opp til titalls millioner grader. Materie oppvarmet til så høye temperaturer lyser i røntgenområdet. Området der det fallende stoffet kolliderer med stjernens overflate er veldig lite - bare rundt 100 meter. På grunn av stjernens rotasjon forsvinner dette varme punktet med jevne mellomrom fra synet, noe observatøren oppfatter som pulsasjoner. Slike objekter kalles røntgenpulsarer.

Georotator - rotasjonshastigheten til slike nøytronstjerner er lav og forhindrer ikke akkresjon. Men dimensjonene til magnetosfæren er slik at plasmaet stoppes av magnetfeltet før det fanges opp av tyngdekraften. En lignende mekanisme fungerer i jordens magnetosfære, og det er grunnen til at denne typen fikk navnet sitt.