Tracker prin satelit. Steaua de neutroni

Substanța unui astfel de obiect este de câteva ori mai mare decât densitatea nucleului atomic (care pentru nucleele grele este în medie 2,8⋅10 17 kg/m³). Comprimarea gravitațională ulterioară a stelei neutronice este împiedicată de presiunea materiei nucleare care apare din cauza interacțiunii neutronilor.

Multe stele neutronice au viteze de rotație extrem de mari, de până la câteva sute de rotații pe secundă. Stelele neutronice apar din exploziile supernovei.

Informații generale

Printre stele neutronice cu mase măsurate în mod fiabil, majoritatea se încadrează în intervalul de 1,3 până la 1,5 mase solare, ceea ce este aproape de valoarea limitei Chandrasekhar. Teoretic, stele cu neutroni cu mase de la 0,1 la aproximativ 2,16 mase solare sunt acceptabile. Cele mai masive stele neutronice cunoscute sunt Vela X-1 (are o masă de cel puțin 1,88±0,13 mase solare la nivelul 1σ, ceea ce corespunde unui nivel de semnificație de α≈34%), PSR J1614–2230 en (cu o masă estimare de 1. 97±0.04 solar), și PSR J0348+0432 en (cu o masă estimată de 2.01±0.04 solar). Gravitația în stele neutronice este echilibrat de presiunea gazului neutron degenerat, valoare maximă Masa unei stele neutronice este dată de limita Oppenheimer-Volkoff, a cărei valoare numerică depinde de ecuația (încă puțin cunoscută) de stare a materiei din miezul stelei. Există premise teoretice că, cu o creștere și mai mare a densității, este posibilă degenerarea stelelor neutronice în stele cuarci.

Până în 2015, au fost descoperite peste 2.500 de stele neutronice. Aproximativ 90% dintre ei sunt singuri. În total, în Galaxia noastră pot exista 10 8 -10 9 stele neutronice, adică aproximativ una la mie de stele obișnuite. Stelele neutronice se caracterizează prin viteză mare (de obicei sute de km/s). Ca urmare a acumularii de materie din nor, o stea neutronică în această situație poate fi vizibilă de pe Pământ în diferite domenii spectrale, inclusiv optice, care reprezintă aproximativ 0,003% din energia emisă (corespunzător magnitudinii 10).

Structura

O stea neutronică are cinci straturi: atmosfera, crusta exterioară, crusta interioară, miezul exterior și miezul interior.

Atmosfera unei stele neutronice este un strat foarte subțire de plasmă (de la zeci de centimetri pentru stelele fierbinți la milimetri pentru cele reci), în care se formează radiația termică a unei stele neutronice.

Crusta exterioară este formată din ioni și electroni, grosimea sa atinge câteva sute de metri. Stratul subțire (nu mai mult de câțiva metri) aproape de suprafață al unei stele neutronice fierbinți conține gaz de electroni nedegenerați, straturile mai adânci conțin gaz de electroni degenerați și, odată cu creșterea adâncimii, devine relativist și ultra-relativist.

Crusta interioară este formată din electroni, neutroni liberi și exces de neutroni nuclee atomice. Odată cu creșterea adâncimii, proporția de neutroni liberi crește, iar cea a nucleelor ​​atomice scade. Grosimea crustei interioare poate ajunge la câțiva kilometri.

Miezul exterior este format din neutroni cu un mic amestec (câteva procente) de protoni și electroni. În stelele cu neutroni de masă mică, miezul exterior se poate extinde până în centrul stelei.

Stelele cu neutroni masivi au, de asemenea, un nucleu interior. Raza sa poate ajunge la câțiva kilometri, densitatea din centrul nucleului poate depăși de 10-15 ori densitatea nucleelor ​​atomice. Compoziția și ecuația de stare miez interior nu sunt cunoscute în mod fiabil: există mai multe ipoteze, dintre care cele trei cele mai probabile sunt 1) un nucleu de cuarc, în care neutronii se destramă în cuarcii lor constituenți sus și jos; 2) un nucleu hiperonic de barioni incluzând quarci ciudați; și 3) un nucleu caonic format din mezoni cu doi cuarci, inclusiv cuarci (anti) ciudați. Cu toate acestea, în prezent este imposibil de confirmat sau infirmat oricare dintre aceste ipoteze.

Un neutron liber, în condiții normale, nefăcând parte din nucleul atomic, are de obicei o durată de viață de aproximativ 880 de secunde, dar influența gravitațională a unei stele neutronice nu permite neutronului să se descompună, astfel încât stelele cu neutroni sunt printre cele mai stabile obiecte. în Univers. [ ]

Răcirea stelelor neutronice

În momentul nașterii unei stele neutronice (ca urmare a exploziei unei supernove), temperatura acesteia este foarte ridicată - aproximativ 10 11 K (adică cu 4 ordine de mărime mai mare decât temperatura din centrul Soarelui), dar scade foarte repede din cauza răcirii cu neutrini. În doar câteva minute, temperatura scade de la 10 11 la 10 9 K, într-o lună - la 10 8 K. Apoi luminozitatea neutrinului scade brusc (depinde foarte mult de temperatură), iar răcirea are loc mult mai lent datorită fotonului. radiații (termice) de la suprafață. Temperatura de suprafață a stelelor neutronice cunoscute pentru care a fost posibilă măsurarea acesteia este de ordinul 10 5 -10 6 K (deși miezul este aparent mult mai fierbinte).

Istoria descoperirii

Stelele neutronice sunt una dintre puținele clase de obiecte cosmice care au fost prezise teoretic înainte de descoperirea lor de către observatori.

Pentru prima dată, ideea existenței stelelor cu densitate crescută, chiar înainte de descoperirea neutronului făcută de Chadwick la începutul lunii februarie 1932, a fost exprimată de celebrul om de știință sovietic Lev Landau. Astfel, în articolul său „Despre teoria stelelor”, scris în februarie 1931 și din motive necunoscute publicat cu întârziere la 29 februarie 1932 (mai mult de un an mai târziu), el scrie: „Ne așteptăm ca toate acestea [încălcarea legilor”. mecanica cuantică] ar trebui să se manifeste atunci când densitatea materiei devine atât de mare încât nucleele atomice intră în contact strâns, formând un nucleu gigant.”

"Elice"

Viteza de rotație nu mai este suficientă pentru ejectarea particulelor, așa că o astfel de stea nu poate fi un radio pulsar. Cu toate acestea, viteza de rotație este încă mare, iar materia care înconjoară steaua neutronică capturată de câmpul magnetic nu poate cădea, adică nu are loc acumularea de materie. Stelele neutronice de acest tip nu au practic manifestări observabile și sunt puțin studiate.

Accrector (pulsar cu raze X)

Viteza de rotație scade atât de mult încât nimic nu împiedică acum materia să cadă pe o astfel de stea neutronică. În timpul căderii, substanța, deja în stare de plasmă, se mișcă de-a lungul liniilor câmp magneticși lovește suprafața solidă a corpului stelei neutronice în regiunea polilor săi, încălzindu-se până la zeci de milioane de grade. O substanță încălzită la astfel de a temperaturi ridicate, strălucește puternic în intervalul de raze X. Regiunea în care are loc ciocnirea materiei care căde cu suprafața corpului stelei neutronice este foarte mică - doar aproximativ 100 de metri. Datorită rotației stelei, acest punct fierbinte dispare periodic din vedere, astfel încât se observă pulsații regulate ale radiațiilor X. Astfel de obiecte se numesc pulsari cu raze X.

Georotator

Viteza de rotație a unor astfel de stele neutronice este scăzută și nu împiedică acumularea. Dar dimensiunile magnetosferei sunt astfel încât plasma este oprită de câmpul magnetic înainte de a fi captată de gravitație. Un mecanism similar funcționează în magnetosfera Pământului, motiv pentru care acest tip de stea neutronică și-a primit numele.

Note

1. Dmitri Trunin. Astrofizicienii au clarificat masa maximă a stelelor neutronice (nedefinit) . nplus1.ru. Preluat la 18 ianuarie 2018.
2. H. Quaintrell şi colab. Masa stelei neutronice din Vela X-1 și oscilații non-radiale induse de maree în GP Vel // Astronomie și Astrofizică. - aprilie 2003. - Nr. 401. - p. 313-323. - arXiv:astro-ph/0301243.
3. P. B. Demorest, T. Pennucci, S. M. Ransom, M. S. E. Roberts și J. W. T. Hessels. O stea neutronică cu două mase solare măsurată folosind întârzierea Shapiro (engleză) // Natură. - 2010. - Vol. 467. - P. 1081-1083.

Ipoteza despre existența stelelor neutronice a fost înaintată de astronomii W. Baade și F. Zwicky imediat după descoperirea neutronului în 1932. Dar această ipoteză a fost confirmată de observații abia după descoperirea pulsarilor în 1967.

Stelele neutronice se formează ca urmare a prăbușirii gravitaționale a stelelor normale cu mase de câteva ori mai mari decât Soarele. Densitatea unei stele neutronice este apropiată de densitatea unui nucleu atomic, adică. de 100 de milioane de ori mai mare decât densitatea materiei obișnuite. Prin urmare, în ciuda masei sale enorme, o stea neutronică are o rază de numai cca. 10 km.

Datorită razei mici a unei stele neutronice, forța gravitației pe suprafața sa este extrem de mare: de aproximativ 100 de miliarde de ori mai mare decât pe Pământ. Ceea ce împiedică această stea să se prăbușească este „presiunea degenerativă” a densului materie neutronică, independent de temperatura acestuia. Totuși, dacă masa unei stele neutronice devine mai mare de aproximativ 2 solare, atunci forța gravitațională va depăși această presiune și steaua nu va putea rezista colapsului.

Stelele neutronice au un câmp magnetic foarte puternic, ajungând la 10 12 –10 13 G la suprafață (pentru comparație: Pământul are aproximativ 1 G). Două tipuri diferite de obiecte cerești sunt asociate cu stelele neutronice.

Pulsari

(pulsare radio). Aceste obiecte emit impulsuri de unde radio strict regulat. Mecanismul radiației nu este complet clar, dar se crede că o stea neutronică rotativă emite un fascicul radio într-o direcție asociată câmpului său magnetic, a cărui axă de simetrie nu coincide cu axa de rotație a stelei. Prin urmare, rotația determină o rotație a fasciculului radio, care este îndreptat periodic către Pământ.

Raze X se dublează.

Sursele de raze X pulsate sunt, de asemenea, asociate cu stele neutronice care fac parte dintr-un sistem binar cu o stea normală masivă. În astfel de sisteme, gazul de la suprafața unei stele normale cade pe o stea neutronică, accelerând la o viteză enormă. Când lovește suprafața unei stele neutronice, gazul eliberează 10-30% din energia sa de repaus, în timp ce atunci când reactii nucleare această cifră nici măcar nu ajunge la 1%. Suprafața unei stele neutronice încălzită la o temperatură ridicată devine o sursă de radiație cu raze X. Cu toate acestea, căderea gazului nu are loc uniform pe întreaga suprafață: câmpul magnetic puternic al unei stele neutronice captează gazul ionizat care căde și îl direcționează către polii magnetici, unde cade, ca într-o pâlnie. Prin urmare, doar regiunile polare devin foarte fierbinți, iar pe o stea în rotație devin surse de impulsuri de raze X. Impulsurile radio de la o astfel de stea nu mai sunt recepționate, deoarece undele radio sunt absorbite în gazul care o înconjoară.

Compus.

Densitatea unei stele neutronice crește odată cu adâncimea. Sub un strat de atmosferă de doar câțiva centimetri grosime se află o carcasă de metal lichid gros de câțiva metri, iar sub aceasta se află o crustă solidă grosime de un kilometru. Substanța scoarței seamănă cu metalul obișnuit, dar este mult mai dens. În partea exterioară a scoarței este în principal fier; Odată cu adâncimea, proporția de neutroni în compoziția sa crește. Acolo unde densitatea ajunge la cca. 4H 10 11 g/cm 3, proporția de neutroni crește atât de mult încât unii dintre ei nu mai fac parte din nuclee, ci formează mediu continuu. Acolo, substanța este ca o „mare” de neutroni și electroni, în care sunt intercalate nucleele atomilor. Și cu o densitate de cca. 2H 10 14 g/cm 3 (densitatea nucleului atomic), nucleele individuale dispar cu totul și ceea ce rămâne este un „lichid” de neutroni continuu cu un amestec de protoni și electroni. Este posibil ca neutronii și protonii să se comporte ca un lichid superfluid, similar cu heliul lichid și metale supraconductoareîn laboratoarele pământeşti.

27 decembrie 2004, o explozie de raze gamma sosind la noi sistem solar din SGR 1806-20 (reprezentat în reprezentarea artistului). Explozia a fost atât de puternică încât a afectat atmosfera Pământului la o distanță de peste 50.000 de ani lumină.

O stea neutronică este un corp cosmic, care este unul dintre posibilele rezultate ale evoluției, constând în principal dintr-un nucleu de neutroni acoperit cu o crustă de materie relativ subțire (~1 km) sub formă de nuclee atomice grele și electroni. Masele stelelor neutronice sunt comparabile cu cele ale lui , dar raza tipică a unei stele neutronice este de numai 10-20 de kilometri. De aceea densitate medie Substanța unui astfel de obiect este de câteva ori mai mare decât densitatea nucleului atomic (care pentru nucleele grele este în medie de 2,8·10 17 kg/m³). Comprimarea gravitațională ulterioară a stelei neutronice este împiedicată de presiunea materiei nucleare care apare din cauza interacțiunii neutronilor.

Multe stele neutronice au viteze de rotație extrem de mari, de până la o mie de rotații pe secundă. Stelele neutronice apar din exploziile stelare.

Masele majorității stelelor neutronice cu mase măsurate în mod fiabil sunt de 1,3-1,5 mase solare, ceea ce este aproape de limita Chandrasekhar. Teoretic, stele neutronice cu mase de la 0,1 la aproximativ 2,5 mase solare sunt permise, dar valoarea masei limită superioară este cunoscută în prezent foarte inexact. Cele mai masive stele neutronice cunoscute sunt Vela X-1 (cu o masă de cel puțin 1,88±0,13 mase solare la nivelul 1σ, ceea ce corespunde unui nivel de semnificație de α≈34%), PSR J1614-2230ruen (cu o estimare a masei de 1,97 ±0,04 solar), și PSR J0348+0432ruen (cu o masă estimată de 2,01±0,04 solar). Gravitația în stele neutronice este echilibrată de presiunea gazului neutronic degenerat, valoarea maximă a masei unei stele neutronice este stabilită de limita Oppenheimer-Volkoff, a cărei valoare numerică depinde de ecuația de stare (încă puțin cunoscută). de materie din miezul stelei. Există premise teoretice că, cu o creștere și mai mare a densității, este posibilă degenerarea stelelor neutronice în quarci.

Structura unei stele neutronice.

Câmpul magnetic de pe suprafața stelelor neutronice atinge o valoare de 10 12 -10 13 G (pentru comparație, Pământul are aproximativ 1 G), procesele din magnetosferele stelelor neutronice sunt responsabile de emisia radio a pulsarilor. . Începând cu anii 1990, unele stele neutronice au fost identificate ca magnetare - stele cu câmpuri magnetice de ordinul 10 14 G și mai mult. Astfel de câmpuri magnetice (depășind valoarea „critică” de 4,414 10 13 G, la care energia de interacțiune a unui electron cu un câmp magnetic depășește energia de repaus mec²) introduc o fizică calitativ nouă, deoarece efectele relativiste specifice, polarizarea, devin semnificative. vid fizic etc.

Până în 2012, au fost descoperite aproximativ 2000 de stele neutronice. Aproximativ 90% dintre ei sunt singuri. În total, la noi pot exista 10 8 -10 9 stele neutronice, adică aproximativ una la mie de stele obișnuite. Stelele neutronice se caracterizează prin viteză mare (de obicei sute de km/s). Ca urmare a acumularii de materie din nor, steaua neutronica poate fi vizibila in aceasta situatie in diferite game spectrale, inclusiv optice, care reprezinta aproximativ 0,003% din energia emisa (corespunzand la 10). magnitudinea).

Deviația gravitațională a luminii (datorită deviației relativiste a luminii, mai mult de jumătate din suprafață este vizibilă)

Stelele neutronice sunt una dintre puținele clase obiecte spațiale, care au fost prezise teoretic înainte de descoperire de către observatori.

În 1933, astronomii Walter Baade și Fritz Zwicky au sugerat că s-ar putea forma o stea neutronică ca urmare a exploziei unei supernove. Calculele teoretice din acel moment au arătat că radiația de la o stea neutronică era prea slabă pentru a fi detectată. Interesul pentru stele neutronice s-a intensificat în anii 1960, când astronomia cu raze X a început să se dezvolte, deoarece teoria a prezis că maximul lor radiatii termice cade în regiunea moale cu raze X. Cu toate acestea, în mod neașteptat, au fost descoperite în observații radio. În 1967, Jocelyn Bell, un student absolvent al lui E. Huish, a descoperit obiecte care emit impulsuri regulate de unde radio. Acest fenomen a fost explicat prin direcționalitatea îngustă a fasciculului radio de la un obiect care se rotește rapid - un fel de „radiofar cosmic”. Dar orice stea obișnuită s-ar prăbuși la o viteză de rotație atât de mare. Doar stelele cu neutroni erau potrivite pentru rolul unor astfel de balize. Se crede că pulsarul PSR B1919+21 este prima stea neutronică descoperită.

Interacțiunea unei stele neutronice cu materia înconjurătoare este determinată de doi parametri principali și, drept consecință, de manifestările lor observabile: perioada (viteza) de rotație și mărimea câmpului magnetic. În timp, steaua își consumă energia de rotație, iar rotația sa încetinește. Câmpul magnetic slăbește și el. Din acest motiv, o stea neutronică își poate schimba tipul în timpul vieții. Mai jos este nomenclatura stelelor neutronice în ordinea descrescătoare a vitezei de rotație, conform monografiei lui V.M. Lipunova. Deoarece teoria magnetosferelor pulsare este încă în evoluție, există modele teoretice alternative.

Câmpuri magnetice puternice și perioadă scurtă de rotație. ÎN cel mai simplu model magnetosferă, câmpul magnetic se rotește solid, adică cu aceeași viteză unghiulară ca și corpul stelei neutronice. La o anumită rază viteza liniară Rotirea câmpului se apropie de viteza luminii. Această rază se numește „raza cilindrului ușor”. Dincolo de această rază, un câmp dipol obișnuit nu poate exista, așa că liniile de intensitate a câmpului se rup în acest punct. Particulele încărcate care se mișcă de-a lungul liniilor câmpului magnetic pot părăsi steaua neutronică prin astfel de stânci și pot zbura în spațiul interstelar. O stea neutronică de acest tip „ejectează” (din francezul éjecter - a ejecta, a împinge afară) particule încărcate relativiste care emit în domeniul radio. Ejectoarele sunt observate ca pulsari radio.

Elice

Viteza de rotație nu mai este suficientă pentru ejectarea particulelor, așa că o astfel de stea nu poate fi un radio pulsar. Cu toate acestea, viteza de rotație este încă mare, iar materia care înconjoară steaua neutronică capturată de câmpul magnetic nu poate cădea, adică nu are loc acumularea de materie. Stelele neutronice de acest tip nu au practic manifestări observabile și sunt slab studiate.

acretor ( Pulsar cu raze X)

Viteza de rotație este redusă la un astfel de nivel încât nimic nu împiedică acum materia să cadă pe o astfel de stea neutronică. Materia în cădere, aflată deja în stare de plasmă, se mișcă de-a lungul liniilor câmpului magnetic și lovește suprafața solidă a corpului stelei neutronice în regiunea polilor săi, încălzindu-se până la zeci de milioane de grade. Materia încălzită la temperaturi atât de ridicate strălucește puternic în intervalul de raze X. Regiunea în care are loc ciocnirea materiei care căde cu suprafața corpului stelei neutronice este foarte mică - doar aproximativ 100 de metri. Datorită rotației stelei, acest punct fierbinte dispare periodic din vedere și se observă pulsații regulate ale radiațiilor X. Astfel de obiecte se numesc pulsari cu raze X.

Georotator

Viteza de rotație a unor astfel de stele neutronice este scăzută și nu împiedică acumularea. Dar dimensiunile magnetosferei sunt astfel încât plasma este oprită de câmpul magnetic înainte de a fi captată de gravitație. Un mecanism similar funcționează în magnetosfera Pământului, motiv pentru care acest tip de stea neutronică și-a primit numele.

Magnetar

O stea neutronică cu un câmp magnetic excepțional de puternic (până la 10 11 T). Existența teoretică a magnetarilor a fost prezisă în 1992, iar prima dovadă a existenței lor reale a fost obținută în 1998 în timpul observației. blitz puternic Radiația gamma și cu raze X de la sursa SGR 1900+14 din constelația Acvila. Durata de viață a magnetarelor este de aproximativ 1.000.000 de ani. Magnetarii au cel mai puternic câmp magnetic în .

Magnetarii sunt un tip de stea neutronică puțin studiat datorită faptului că puțini sunt suficient de aproape de Pământ. Magnetarii au aproximativ 20-30 km în diametru, dar majoritatea au mase mai mari decât masa Soarelui. Magnetarul este atât de comprimat încât un bob de mazăre din materia sa ar cântări mai mult de 100 de milioane de tone. Majoritatea magnetarelor cunoscute se rotesc foarte repede, cel puțin câteva rotații în jurul axei lor pe secundă. Observată în radiații gamma aproape de razele X, nu emite emisii radio. Ciclu de viață magnetar este destul de scurt. Câmpurile lor magnetice puternice dispar după aproximativ 10.000 de ani, după care activitatea lor și emisia de raze X încetează. Potrivit unei presupuneri, până la 30 de milioane de magnetari s-ar fi putut forma în galaxia noastră pe toată durata existenței sale. Magnetarii sunt formați din stele masive cu o masă inițială de aproximativ 40 M☉.

Șocurile generate pe suprafața magnetarului provoacă vibrații uriașe în stele; fluctuațiile câmpului magnetic care le însoțesc conduc adesea la explozii uriașe de raze gamma, care au fost înregistrate pe Pământ în 1979, 1998 și 2004.

În mai 2007, erau cunoscuți douăsprezece magnetare, încă trei candidați așteptând confirmarea. Exemple de magnetare cunoscute:

SGR 1806-20, situat la 50.000 de ani lumină de Pământ, pe partea opusă a galaxiei noastre Calea lacteeîn constelația Săgetător.
SGR 1900+14, la 20.000 de ani lumină distanță, situat în constelația Acvila. După o lungă perioadă de emisii scăzute (explozii semnificative doar în 1979 și 1993), a devenit activă în mai-august 1998, iar explozia detectată la 27 august 1998 a fost de o forță suficientă pentru a forța oprirea. nava spatiala APROAPE de cizmar pentru a preveni deteriorarea. Pe 29 mai 2008, telescopul Spitzer al NASA a descoperit inele de materie în jurul acestui magnetar. Se crede că acest inel a fost format printr-o explozie observată în 1998.
1E 1048.1-5937 este un pulsar anormal de raze X situat la 9000 de ani lumină distanță în constelația Carina. Steaua din care s-a format magnetarul avea o masă de 30-40 de ori mai mare decât cea a Soarelui.
O listă completă este dată în catalogul magnetar.

Din septembrie 2008, ESO raportează identificarea unui obiect considerat inițial a fi un magnetar, SWIFT J195509+261406; a fost identificat inițial prin explozii de raze gamma (GRB 070610)

Stele cu o masă de 1,5-3 ori mai mare decât cea a Soarelui nu își vor putea opri contracția în stadiul de pitică albă la sfârșitul vieții. Forțele gravitaționale puternice le vor comprima până la o astfel de densitate încât materia va fi „neutralizată”: interacțiunea electronilor cu protonii va duce la faptul că aproape întreaga masă a stelei va fi conținută în neutroni. Format stea neutronică. Cele mai masive stele pot deveni stele neutronice după ce explodează ca supernove.

Conceptul de stele neutronice

Conceptul de stele neutronice nu este nou: prima sugestie despre posibilitatea existenței lor a fost făcută de talentații astronomi Fritz Zwicky și Walter Baarde din California în 1934. (Ceva mai devreme în 1932, posibilitatea existenței stelelor neutronice a fost prezisă de celebrul om de știință sovietic L.D. Landau.) La sfârșitul anilor 30, a devenit subiectul cercetărilor altor oameni de știință americani Oppenheimer și Volkov. Interesul acestor fizicieni pentru această problemă a fost cauzat de dorința de a determina stadiul final al evoluției unei stele masive care se contractează. Deoarece rolul și semnificația supernovelor au fost descoperite cam în același timp, s-a sugerat că steaua neutronică ar putea fi rămășița unei explozii de supernovă. Din păcate, odată cu izbucnirea celui de-al Doilea Război Mondial, atenția oamenilor de știință s-a îndreptat către nevoile militare și un studiu detaliat al acestor noi și cel mai înalt grad obiecte misterioase a fost suspendată. Apoi, în anii '50, studiul stelelor neutronice a fost reluat pur teoretic pentru a stabili dacă acestea au fost legate de problema nașterii. elemente chimiceîn regiunile centrale ale stelelor.
rămân singurul obiect astrofizic a cărui existență și proprietăți au fost prezise cu mult înainte de descoperirea lor.

La începutul anilor 1960, descoperirea surselor cosmice de raze X a oferit o mare încurajare celor care considerau stelele cu neutroni drept posibile surse de raze X cerești. Până la sfârșitul anului 1967 a fost descoperit noua clasa obiecte cerești - pulsari, care au condus oamenii de știință la confuzie. Această descoperire a fost cea mai mare eveniment importantîn studiul stelelor neutronice, deoarece a ridicat din nou problema originii radiațiilor cosmice cu raze X. Vorbind despre stele neutronice, ar trebui să se țină cont de faptul că acestea caracteristici fizice stabilit teoretic şi foarte ipotetic, întrucât condiţiile fizice, existente în aceste corpuri, nu pot fi reproduse în experimente de laborator.

Proprietățile stelelor neutronice

Forțele gravitaționale au o influență decisivă asupra proprietăților stelelor neutronice. Potrivit diferitelor estimări, diametrele stelelor neutronice sunt de 10-200 km. Iar acest volum, nesemnificativ din conceptele cosmice, este „plin” cu o asemenea cantitate de materie care poate ajunge la corp ceresc, asemănător cu Soarele, cu un diametru de aproximativ 1,5 milioane km, și o masă de aproape o treime de milion de ori mai grea decât Pământul! Consecința naturală a unei astfel de concentrații a unei substanțe este incredibilă densitate mare stea neutronică. De fapt, se dovedește a fi atât de dens încât poate fi chiar solid. Gravitația unei stele neutronice este atât de mare încât o persoană ar cântări aproximativ un milion de tone acolo. Calculele arată că stelele neutronice sunt foarte magnetizate. Se estimează că câmpul magnetic al unei stele neutronice poate ajunge la 1 milion. milion de gauss, în timp ce pe Pământ este de 1 gauss. Raza stelei neutronice se presupune că este de aproximativ 15 km, iar masa este de aproximativ 0,6 - 0,7 mase solare. Stratul exterior este o magnetosferă, constând din electroni rarefiați și plasmă nucleară, care este pătrunsă de câmpul magnetic puternic al stelei. De aici provin semnalele radio care sunt semnul distinctiv al pulsarilor. Particulele încărcate ultrarapide, care se deplasează în spirale de-a lungul liniilor câmpului magnetic, dau naștere diverse feluri radiatii. În unele cazuri, radiațiile apar în domeniul radio al spectrului electromagnetic, în altele - radiații la frecvențe înalte.

Densitatea stelelor neutronice

Aproape imediat sub magnetosferă, densitatea substanței ajunge la 1 t/cm3, care este de 100.000 de ori mai mare decât densitatea fierului. Următorul strat după stratul exterior are caracteristicile metalului. Acest strat de substanță „superdură” este în formă cristalină. Cristalele constau din nuclee de atomi cu mase atomice 26 - 39 si 58 - 133. Aceste cristale sunt extrem de mici: pentru a acoperi o distanta de 1 cm, aproximativ 10 miliarde de cristale trebuie aliniate intr-o linie. Densitatea în acest strat este de peste 1 milion de ori mai mare decât în ​​stratul exterior sau, în caz contrar, de 400 de miliarde de ori mai mare decât densitatea fierului.
Deplasându-ne mai departe spre centrul stelei, traversăm al treilea strat. Include o regiune de nuclee grele precum cadmiul, dar este și bogată în neutroni și electroni. Densitatea celui de-al treilea strat este de 1.000 de ori mai mare decât cea precedentă. Pătrunzând mai adânc în steaua neutronică, ajungem la al patrulea strat, iar densitatea crește ușor - de aproximativ cinci ori. Cu toate acestea, la o astfel de densitate, nucleele nu își mai pot menține integritatea fizică: se descompun în neutroni, protoni și electroni. Cele mai multe materia există sub formă de neutroni. Există 8 neutroni pentru fiecare electron și proton. Acest strat, în esență, poate fi considerat ca un lichid neutronic, „contaminat” cu electroni și protoni. Sub acest strat se află nucleul stelei neutronice. Aici densitatea este de aproximativ 1,5 ori mai mare decât în ​​stratul de deasupra. Și totuși, chiar și o creștere atât de mică a densității duce la faptul că particulele din miez se mișcă mult mai repede decât în ​​orice alt strat. Energia cinetică de mișcare a neutronilor amestecați cu un număr mic de protoni și electroni este atât de mare încât apar constant ciocniri inelastice ale particulelor. Toate obiectele cunoscute se nasc în procese de coliziune. fizica nucleara particule și rezonanțe, dintre care există mai mult de o mie. După toate probabilitățile există număr mare particule necunoscute încă de la noi.

Temperatura stelei neutronice

Temperaturile stelelor neutronice sunt relativ ridicate. Acest lucru este de așteptat, având în vedere modul în care apar. În primii 10 - 100 de mii de ani de existență a unei stele, temperatura nucleului scade la câteva sute de milioane de grade. Apoi începe o nouă fază când temperatura nucleului stelei scade încet din cauza emisiei de radiație electromagnetică.

Steaua de neutroni
Steaua de neutroni

Steaua de neutroni - o stea superdensă formată în urma exploziei unei supernove. Materia unei stele neutronice este formată în principal din neutroni.
O stea neutronică are o densitate nucleară (10 14 -10 15 g/cm 3) și o rază tipică de 10-20 km. Comprimarea gravitațională ulterioară a stelei neutronice este împiedicată de presiunea materiei nucleare care apare din cauza interacțiunii neutronilor. Această presiune a gazului neutron degenerat semnificativ mai dens este capabilă să mențină mase de până la 3M de colapsul gravitațional.

Astfel, masa unei stele neutronice variază în intervalul (1,4-3)M.

Orez. 1. Secțiunea transversală a unei stele neutronice cu masa 1,5M și raza R = 16 km. Densitatea ρ este indicată în g/cm 3 în diferite părți ale stelei.
Există aproximativ 1200 de obiecte cunoscute care sunt clasificate ca stele neutronice. Aproximativ 1000 dintre ele sunt localizate în galaxia noastră. Structura unei stele neutronice cu o masă de 1,5 M și o rază de 16 km este prezentată în Fig. 1: eu – subțire stratul exterior de atomi dens împachetati. Regiunea II este rețea cristalină
nuclee atomice și electroni degenerați. Regiunea III este un strat solid de nuclee atomice suprasaturate cu neutroni. IV – miez lichid, format în principal din neutroni degenerați. Regiunea V formează miezul hadronic al stelei neutronice. Pe lângă nucleoni, poate conține pioni și hiperoni. În această parte a stelei neutronice, este posibilă tranziția lichidului neutronic într-o stare solidă cristalină, apariția unui condensat de pioni și formarea plasmei cuarc-gluon și hiperon. Anumite detalii ale structurii unei stele neutronice sunt în prezent clarificate. Stelele neutronice sunt greu de detectat prin metode optice din cauza dimensiunilor reduse și a luminozității reduse. În 1967 E. Hewish și J. Bell (