Clasificarea stelelor neutronice. stele neutronice

stea neutronică
Steaua de neutroni

stea neutronică - o stea superdensă formată în urma exploziei unei supernove. Substanța 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. Contracția gravitațională ulterioară a unei stele neutronice este împiedicată de presiunea materiei nucleare, care apare din cauza interacțiunii neutronilor. Această presiune a unui gaz neutron degenerat mult 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. Secțiune transversală a unei stele neutronice cu o masă de 1,5M și o rază R = 16 km. Densitatea ρ este dată în g/cm 3 în diferite părți ale stelei.

Neutrinii produși în momentul prăbușirii supernovei, răcesc rapid steaua neutronică. Se estimează că temperatura sa va scădea de la 10 11 la 10 9 K în aproximativ 100 de secunde. În plus, viteza de răcire scade. Cu toate acestea, este ridicat la scară cosmică. Scăderea temperaturii de la 10 9 la 10 8 K are loc în 100 de ani și la 10 6 K într-un milion de ani.
Există ≈ 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 strat exterior din 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 unei stele neutronice. Acesta, pe lângă nucleoni, poate conține pioni și hiperoni. În această parte a unei stele neutronice, este posibilă o tranziție a unui lichid neutronic la o stare solidă cristalină, apariția unui condensat de pioni și formarea plasmei cuarc-gluon și hiperon. Detaliile individuale ale structurii unei stele neutronice sunt în prezent în curs de precizare.
Este dificil de detectat stelele neutronice prin metode optice din cauza dimensiunilor reduse și a luminozității reduse. În 1967, E. Hewish și J. Bell (Universitatea Cambridge) au descoperit surse cosmice de emisie radio periodică - pulsarii. Perioadele de repetiție ale impulsurilor radio ale pulsarilor sunt strict constante și pentru majoritatea pulsarilor se află în intervalul de la 10 -2 la câteva secunde. Pulsarii sunt stele neutronice care rotesc. Numai obiectele compacte cu proprietățile stelelor neutronice își pot păstra forma fără a se prăbuși la astfel de viteze de rotație. Conservarea momentului unghiular și camp magneticîn timpul prăbușirii unei supernove și formării unei stele neutronice, aceasta duce la nașterea pulsarilor care se rotesc rapid cu un câmp magnetic foarte puternic de 10 10 – 10 14 G. Câmpul magnetic se rotește cu steaua neutronică, totuși, axa acestui câmp nu coincide cu axa de rotație a stelei. Cu o astfel de rotație, emisia radio a unei stele alunecă pe Pământ ca un fascicul far. De fiecare dată când fasciculul traversează Pământul și lovește un observator de pe Pământ, radiotelescopul detectează un impuls scurt de emisie radio. Frecvența repetării sale corespunde perioadei de rotație a stelei neutronice. Radiația unei stele neutronice apare din cauza faptului că particulele încărcate (electroni) de la suprafața stelei se deplasează spre exterior de-a lungul liniilor câmpului magnetic, emițând unde electromagnetice. Acesta este mecanismul de emisie radio a unui pulsar, propus pentru prima dată de

Obiectele despre care vor fi discutate în articol au fost descoperite întâmplător, deși oamenii de știință L. D. Landau și R. Oppenheimer au prezis existența lor încă din 1930. Vorbim despre stele neutronice. Caracteristicile și trăsăturile acestor corpuri cosmice vor fi discutate în articol.

Neutronul și steaua cu același nume

După predicția din anii 30 ai secolului XX despre existența stelelor neutronice și după descoperirea neutronului (1932), Baade V., împreună cu Zwicky F. în 1933 la Congresul Fizicienilor din America, au anunțat posibilitatea ca formarea unui obiect numit stea neutronică. Acesta este un corp cosmic care are loc în procesul exploziei unei supernove.

Cu toate acestea, toate calculele au fost doar teoretice, deoarece nu a fost posibil să se demonstreze o astfel de teorie în practică din cauza lipsei de echipamente astronomice adecvate și a dimensiunii prea mici a stelei neutronice. Dar în 1960 astronomia cu raze X a început să se dezvolte. Apoi, în mod destul de neașteptat, stele cu neutroni au fost descoperite datorită observațiilor radio.

Deschidere

1967 a fost un an semnificativ în acest domeniu. Bell D., fiind student absolvent al lui Hewish E., a reușit să descopere un obiect spațial - o stea neutronică. Acesta este un corp care emite radiații constante de impulsuri unde radio. Fenomenul a fost comparat cu un radiofar cosmic datorită focalizării înguste a fasciculului radio, care provenea de la un obiect care se rotește foarte rapid. Faptul este că orice altă stea standard nu și-ar putea menține integritatea la o viteză de rotație atât de mare. Doar stelele neutronice sunt capabile de acest lucru, printre care pulsarul PSR B1919+21 a fost primul descoperit.

Soarta stelelor masive este foarte diferită de cele mici. În astfel de corpuri de iluminat vine un moment în care presiunea gazului nu mai echilibrează forțele gravitaționale. Astfel de procese duc la faptul că steaua începe să se micșoreze (se prăbușească) la nesfârșit. Cu o masă a stelei care o depășește pe cea solară de 1,5-2 ori, colapsul va fi inevitabil. În timpul procesului de compresie, gazul din interiorul miezului stelar se încălzește. Totul se întâmplă foarte încet la început.

Colaps

Ajungând la o anumită temperatură, protonul este capabil să se transforme în neutrini, care părăsesc imediat steaua, luând cu ei energie. Colapsul se va intensifica până când toți protonii se vor transforma în neutrini. Astfel, se formează un pulsar sau stea neutronică. Acesta este un nucleu care se prăbușește.

În timpul formării unui pulsar, învelișul exterior primește energie de compresie, care va fi apoi la o viteză mai mare de o mie de km/s. aruncat în spațiu. Aceasta creează undă de șoc capabile să conducă la formarea de noi stele. Acesta va fi de miliarde de ori mai mare decât cel original. După un astfel de proces, pentru o perioadă de la o săptămână până la o lună, steaua emite lumină peste o întreagă galaxie. Un astfel de corp ceresc se numește supernovă. Explozia sa duce la formarea unei nebuloase. În centrul nebuloasei se află un pulsar sau stea neutronică. Acesta este așa-numitul descendent al stelei care a explodat.

Vizualizarea

În adâncurile întregului spațiu al spațiului au loc evenimente uimitoare, printre care se numără ciocnirea stelelor. Datorită celui mai complex model matematic Oamenii de știință de la NASA a reușit să vizualizeze dezordinea unei cantități uriașe de energie și degenerarea materiei implicate în aceasta. O imagine incredibil de puternică a unui cataclism cosmic apare în fața ochilor observatorilor. Probabilitatea ca o coliziune a stelelor neutronice să aibă loc este foarte mare. Întâlnirea a două astfel de corpuri de iluminat în spațiu începe cu încurcarea lor în câmpurile gravitaționale. Deținând o masă uriașă, ei, ca să spunem așa, schimbă îmbrățișări. La ciocnire, are loc o explozie puternică, însoțită de o eliberare incredibil de puternică a radiațiilor gamma.

Dacă luăm în considerare separat o stea neutronică, atunci acestea sunt rămășițele după o explozie de supernovă, în care ciclu de viață se termină. Masa unei stele care supraviețuiește vârstei sale o depășește pe cea solară de 8-30 de ori. Universul este adesea iluminat de explozii de supernove. Probabilitatea ca stelele cu neutroni să se întâlnească în univers este destul de mare.

Întâlnire

Interesant este că atunci când două stele se întâlnesc, desfășurarea evenimentelor nu poate fi prezisă fără ambiguitate. Una dintre opțiuni descrie modelul matematic propus de oamenii de știință NASA de la Centru zboruri spatiale. Procesul începe atunci când două stele neutronice sunt situate una de cealaltă în spațiul cosmic la o distanță de aproximativ 18 km. Conform standardelor cosmice, stelele cu neutroni cu o masă de 1,5-1,7 ori mai mare decât cea a soarelui sunt considerate obiecte minuscule. Diametrul lor variază în 20 km. Datorită acestei discrepanțe între volum și masă, o stea neutronică este proprietara celor mai puternice câmpuri gravitaționale și magnetice. Imaginați-vă: o linguriță de materie dintr-un luminar cu neutroni cântărește la fel de mult ca întregul Munte Everest!

degenerare

Undele gravitaționale incredibil de înalte ale unei stele neutronice care acționează în jurul ei sunt motivul pentru care materia nu poate fi sub formă de atomi individuali care încep să se descompună. Materia în sine trece într-un neutron degenerat, în care structura neutronilor înșiși nu va permite stelei să treacă într-o singularitate și apoi într-o gaură neagră. Dacă masa materiei degenerate începe să crească datorită adăugării acesteia, atunci forțele gravitaționale vor putea depăși rezistența neutronilor. Atunci nimic nu va împiedica distrugerea structurii formate ca urmare a ciocnirii obiectelor stelare cu neutroni.

Model matematic

Studiind aceste obiecte cerești, oamenii de știință au ajuns la concluzia că densitatea unei stele neutronice este comparabilă cu densitatea materiei din nucleul unui atom. Performanța sa variază de la 1015 kg/m³ la 1018 kg/m³. Astfel, existența independentă a electronilor și protonilor este imposibilă. Materia unei stele constă practic doar din neutroni.

Modelul matematic creat demonstrează cât de puternice interacțiuni gravitaționale periodice care au loc între două stele neutronice sparg învelișul subțire a două stele și le aruncă în spațiul din jurul lor. o cantitate mare radiații (energie și materie). Procesul de apropiere este foarte rapid, literalmente într-o fracțiune de secundă. Ca urmare a coliziunii, se formează un inel toroidal de materie cu o gaură neagră nou-născută în centru.

Importanţă

Modelarea unor astfel de evenimente este esențială. Datorită lor, oamenii de știință au reușit să înțeleagă cum se formează o stea neutronică și o gaură neagră, ce se întâmplă atunci când stelele se ciocnesc, cum se nasc și mor supernovele și multe alte procese. spațiul cosmic. Toate aceste evenimente sunt sursa apariției celor mai severe elemente chimiceîn Univers, chiar mai greu decât fierul, incapabil să se formeze în orice alt mod. Aceasta vorbește despre importanța foarte importantă a stelelor neutronice în întregul univers.

Rotația unui obiect ceresc de volum enorm în jurul axei sale este uimitoare. Un astfel de proces provoacă un colaps, dar cu toate acestea, masa unei stele neutronice rămâne practic aceeași. Dacă ne imaginăm că steaua va continua să se micșoreze, atunci, conform legii conservării momentului unghiular, viteza unghiulară de rotație a stelei va crește la valori incredibile. Dacă pentru viraj complet steaua a avut nevoie de aproximativ 10 zile, apoi ca urmare va finaliza aceeași revoluție în 10 milisecunde! Acestea sunt procese incredibile!

dezvoltarea colapsului

Oamenii de știință investighează astfel de procese. Poate vom asista la noi descoperiri, care pana acum ni se par fantastice! Dar ce poate fi dacă ne imaginăm dezvoltarea prăbușirii în continuare? Pentru a fi mai ușor de imaginat, să luăm o pereche stea neutronică/pământ și razele lor gravitaționale pentru comparație. Deci, cu compresie continuă, o stea poate ajunge într-o stare în care neutronii încep să se transforme în hiperoni. Rază corp ceresc va deveni atât de mic încât ne vom confrunta cu o bucată de corp superplanetar cu masa și câmpul gravitațional al unei stele. Acest lucru poate fi comparat cu faptul că pământul a devenit egal ca dimensiune cu o minge de ping-pong, iar raza gravitațională a luminii noastre, Soarele, ar fi egală cu 1 km.

Dacă ne imaginăm că un mic bulgăre de materie stelară are atracția unei stele uriașe, atunci este capabil să țină un întreg sistem planetar lângă el. Dar densitatea unui astfel de corp ceresc este prea mare. Razele de lumină încetează treptat să pătrundă prin ea, corpul, așa cum ar fi, se stinge, încetează să mai fie vizibil pentru ochi. Doar câmpul gravitațional nu se modifică, ceea ce avertizează că aici este o gaură gravitațională.

Descoperiri și observații

Pentru prima dată de la fuziunea stelelor neutronice au fost înregistrate destul de recent: 17 august. În urmă cu doi ani, a fost înregistrată o fuziune a unei găuri negre. E atât de un eveniment importantîn domeniul astrofizicii, că observațiile au fost efectuate simultan de 70 de observatoare spațiale. Oamenii de știință au putut verifica corectitudinea ipotezelor despre exploziile de raze gamma, au putut observa sinteza elementelor grele descrise mai devreme de teoreticieni.

O astfel de observare pe scară largă a unei explozii de raze gamma, valuri gravitationale iar lumina vizibilă a făcut posibilă determinarea zonei de pe cer în care eveniment semnificativ, și galaxia în care se aflau acele stele. Acesta este NGC 4993.

Desigur, astronomii le observă de mult timp pe cele scurte, dar până acum nu au putut spune cu certitudine despre originea lor. În spatele teoriei principale se afla o versiune a fuziunii stelelor neutronice. Acum ea a fost confirmată.

Pentru a descrie o stea neutronică folosind aparatul matematic, oamenii de știință apelează la ecuația de stare, care leagă densitatea de presiunea materiei. Cu toate acestea, există o mulțime de astfel de opțiuni, iar oamenii de știință pur și simplu nu știu care dintre cele existente va fi corectă. Se speră că observațiile gravitaționale vor ajuta la rezolvarea acestei probleme. Pe acest moment semnalul nu a dat un răspuns clar, dar ajută deja la estimarea formei stelei, care depinde de atracția gravitațională față de cel de-al doilea luminar (stea).

Substanțele unui astfel de obiect sunt de câteva ori mai mari decât densitatea nucleul atomic(care pentru nucleele grele este în medie 2,8⋅10 17 kg/m³). Contracția gravitațională ulterioară a unei stele neutronice este împiedicată de presiunea materiei nucleare, care apare din cauza interacțiunii neutronilor.

Multe stele neutronice au viteze de rotație extrem de mari - până la câteva sute de rotații pe secundă. Stelele neutronice se formează ca urmare a exploziilor supernovei.

Informații generale

Dintre stelele neutronice cu mase măsurate în mod fiabil, cele mai multe se încadrează în intervalul de 1,3 până la 1,5 mase solare, care este aproape de limita 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-Volkov, a cărei valoare numerică depinde de ecuația (încă puțin cunoscută) de stare a materiei din miezul stelei. Există premise teoretice pentru faptul că, cu o creștere și mai mare a densității, este posibilă transformarea stelelor neutronice în stele cuarci.

Până în 2015, au fost descoperite peste 2500 de stele neutronice. Aproximativ 90% dintre ei sunt singuri. În total, în Galaxia noastră pot exista 10 8 -10 9 stele neutronice, adică undeva în jur de una la mie de stele obișnuite. Stelele neutronice sunt caracterizate de viteze mari (de obicei sute de km/s). Ca urmare a acumularii de materie nor, o stea neutronică în această situație poate fi vizibilă de pe Pământ în diferite intervale spectrale, inclusiv optice, care reprezintă aproximativ 0,003% din energia radiată (corespunzător unei magnitudini 10).

Structura

Într-o stea neutronică pot fi distinse 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 ea se formează radiația termică a unei stele neutronice.

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

Scoarta interioară este formată din electroni, neutroni liberi și nuclee atomice bogate în neutroni. Pe măsură ce adâncimea crește, proporția de neutroni liberi crește, în timp ce 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 cu certitudine: 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) miezul de hiperon al barionilor incluzând quarci ciudați; și 3) un nucleu kaon constând din mezoni cu doi cuarci, inclusiv cuarcuri ciudate (anti). Cu toate acestea, în prezent nu este posibil să se confirme sau să infirme oricare dintre aceste ipoteze.

Un neutron liber, în condiții normale, nefăcând parte dintr-un nucleu atomic, are de obicei o durată de viață de aproximativ 880 de secunde, dar influența gravitațională a unei stele neutronice nu permite unui neutron să se descompună, prin urmare stelele neutronice sunt una dintre cele mai stabile. obiectele din Univers. [ ]

Stele neutronice care se răcesc

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 radiația fotonică (termică) a suprafeței. Temperatura de suprafață a stelelor neutronice cunoscute, pentru care a fost măsurată, este de ordinul 10 5 -10 6 K (deși miezul este aparent mult mai fierbinte).

Istoria descoperirilor

Stelele neutronice sunt una dintre puținele clase de obiecte spațiale care au fost prezise teoretic înainte de descoperirea 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 apară 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 a ejecta particule, așa că o astfel de stea nu poate fi un radio pulsar. Cu toate acestea, viteza de rotație este încă mare, iar materia captată de câmpul magnetic care înconjoară steaua neutronică nu poate cădea, adică nu are loc acumularea de materie. Stelele neutronice de acest tip nu au practic manifestări observabile și sunt puțin studiate.

Accretor (pulsar cu raze X)

Viteza de rotație este redusă atât de mult încât acum nimic nu împiedică materia să cadă pe o astfel de stea neutronică. Căzând, materia, aflată deja în stare de plasmă, se mișcă de-a lungul liniilor câmpului magnetic și lovește suprafața solidă a corpului unei stele neutronice în regiunea polilor săi, încălzindu-se până la zeci de milioane de grade. O substanță încălzită la temperaturi mari, strălucește puternic în intervalul de raze X. Zona în care materia incidentă se ciocnește cu suprafața corpului unei stele neutronice este foarte mică - doar aproximativ 100 de metri. Acest punct fierbinte dispare periodic din vedere din cauza rotației stelei, astfel încât se observă pulsații regulate ale razelor 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 stele neutronice și-a primit numele.

Note

1. Dmitri Trunin. Astrofizicienii au clarificat masa limitatoare 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 // Nature. - 2010. - Vol. 467 . - P. 1081-1083.

Calculele arată că explozia unei supernove cu M ~ 25M lasă un nucleu dens de neutroni (stea de neutroni) cu o masă de ~ 1,6M. În stelele cu o masă reziduală M > 1,4M care nu au atins stadiul de supernovă, presiunea gazului electron degenerat nu este, de asemenea, în măsură să echilibreze forțele gravitaționale, iar steaua se micșorează la starea de densitate nucleară. Mecanismul acestui colaps gravitațional este același ca în explozia unei supernove. Presiunea și temperatura din interiorul stelei ating astfel de valori la care electronii și protonii par să fie „presați” unul în celălalt și ca rezultat al reacției.

după ejectarea neutrinilor se formează neutronii, ocupând un volum de fază mult mai mic decât electronii. Apare o așa-numită stea neutronică, a cărei densitate ajunge la 10 14 - 10 15 g/cm 3 . Dimensiunea caracteristică a unei stele neutronice este de 10 - 15 km. Într-un fel, o stea neutronică este un nucleu atomic uriaș. Contracția gravitațională ulterioară este împiedicată de presiunea materiei nucleare, care apare din cauza interacțiunii neutronilor. Aceasta este și presiunea de degenerare, ca mai devreme în cazul unei pitice albe, dar este presiunea de degenerare a unui gaz neutron mult mai dens. Această presiune este capabilă să mențină mase de până la 3,2 M.
Neutrinii produși în momentul prăbușirii răcesc steaua neutronică destul de repede. Conform estimărilor teoretice, temperatura sa scade de la 10 11 la 10 9 K în ~ 100 s. Mai mult, viteza de răcire scade oarecum. Cu toate acestea, este destul de ridicat în termeni astronomici. Scăderea temperaturii de la 10 9 la 10 8 K are loc în 100 de ani și la 10 6 K într-un milion de ani. Detectarea stelelor neutronice prin metode optice este destul de dificilă din cauza dimensiunilor lor mici și a temperaturii scăzute.
În 1967 în Universitatea Cambridge Hewish și Bell au descoperit surse cosmice de radiații electromagnetice periodice - pulsari. Perioadele de repetare a pulsului majorității pulsarilor se află în intervalul de la 3,3·10 -2 la 4,3 s. Conform conceptelor moderne, pulsarii sunt stele neutronice rotative cu o masă de 1 - 3 M și un diametru de 10 - 20 km. Numai obiectele compacte cu proprietățile stelelor neutronice își pot menține forma fără a se prăbuși la astfel de viteze de rotație. Conservarea momentului unghiular și a câmpului magnetic în timpul formării unei stele neutronice duce la nașterea pulsarilor care se rotesc rapid cu un câmp magnetic puternic B ~ 10 12 G.
Se crede că o stea neutronică are un câmp magnetic a cărui axă nu coincide cu axa de rotație a stelei. În acest caz, radiația stelei (unde radio și lumină vizibilă) alunecă pe Pământ ca razele unui far. Când fasciculul traversează Pământul, este înregistrat un impuls. Însăși radiația unei stele neutronice apare din cauza faptului că particulele încărcate de la suprafața stelei se deplasează în exterior de-a lungul liniilor câmpului magnetic, emițând undele electromagnetice. Acest mecanism de emisie radio pulsar, propus pentru prima dată de Gold, este prezentat în Fig. 39.

Dacă fasciculul de radiație lovește un observator pământesc, atunci radiotelescopul detectează impulsuri scurte de emisie radio cu o perioadă egală cu perioada de rotație a stelei neutronice. Forma pulsului poate fi foarte complexă, ceea ce se datorează geometriei magnetosferei unei stele neutronice și este caracteristică fiecărui pulsar. Perioadele de rotație ale pulsarilor sunt strict constante, iar precizia de măsurare a acestor perioade ajunge la cifre de 14 cifre.
Pulsari care fac parte din sistemele binare au fost acum descoperiți. Dacă pulsarul orbitează în jurul celei de-a doua componente, atunci trebuie observate variații ale perioadei pulsarului datorită efectului Doppler. Când pulsarul se apropie de observator, perioada înregistrată a impulsurilor radio scade din cauza efectului Doppler, iar când pulsarul se îndepărtează de noi, perioada acestuia crește. Pe baza acestui fenomen, au fost descoperiți pulsari care fac parte din stele binare. Pentru primul pulsar descoperit PSR 1913 + 16, care face parte dintr-un sistem binar, perioada orbitală de revoluție a fost de 7 ore și 45 de minute. Perioada adecvată de revoluție a pulsarului PSR 1913 + 16 este de 59 ms.
Radiația pulsarului ar trebui să ducă la o scădere a vitezei de rotație a stelei neutronice. S-a constatat și un astfel de efect. O stea neutronică, care face parte dintr-un sistem binar, poate fi, de asemenea, o sursă de raze X intense.
Structura unei stele neutronice cu o masă de 1,4 M și o rază de 16 km este prezentată în Fig. 40.

I - strat exterior subțire de atomi dens. În regiunile II și III, nucleii sunt aranjați sub forma unei rețele cubice centrate pe corp. Regiunea IV este formată în principal din neutroni. În regiunea V, materia poate consta din pioni și hiperoni, formând nucleul hadronic al unei stele neutronice. Piese individuale structurile unei stele neutronice sunt în prezent în curs de rafinare.
Formarea stelelor neutronice nu este întotdeauna rezultatul exploziei unei supernove. Un alt mecanism pentru formarea stelelor neutronice în timpul evoluției piticelor albe în sisteme stelare binare apropiate este, de asemenea, posibil. Fluxul de materie de la steaua însoțitoare la pitica albă crește treptat masa piticii albe, iar la atingerea masei critice (limita Chandrasekhar), piticul alb se transformă într-o stea neutronică. În cazul în care fluxul de materie continuă după formarea unei stele neutronice, masa acesteia poate crește semnificativ și, ca urmare a colapsului gravitațional, se poate transforma într-o gaură neagră. Aceasta corespunde așa-numitului colaps „tăcut”.
Stelele binare compacte pot apărea și ca surse de raze X. De asemenea, apare din cauza acumulării de materie care cade dintr-o stea „normală” pe una mai compactă. În timpul acreției de materie pe o stea neutronică cu B > 10 10 G, materia cade în regiunea polilor magnetici. Radiația cu raze X este modulată de rotația sa în jurul axei. Astfel de surse se numesc pulsari cu raze X.
Există surse de raze X (numite explozie) în care exploziile de radiații apar periodic la intervale de la câteva ore până la zile. Timpul caracteristic de creștere a exploziei este de 1 secundă. Durata exploziei de la 3 la 10 sec. Intensitatea în momentul exploziei poate fi cu 2-3 ordine de mărime mai mare decât luminozitatea la stare calmă. În prezent, se cunosc câteva sute de astfel de surse. Se crede că exploziile de radiație apar ca urmare a exploziilor termonucleare de materie acumulată pe suprafața unei stele neutronice ca urmare a acreției.
Este bine cunoscut faptul că la distanțe mici între nucleoni (< 0.3·10 -13 см) ядерные силы притяжения сменяются силами оттал-кивания, т. е. противодействие ядерного вещества на малых расстояниях сжимающей силе тяготения увеличивается. Если плотность вещества в центре нейтронной звезды превышает ядерную плотность ρ яд и достигает 10 15 г/см 3 , то в центре звезды наряду с нуклонами и электронами образуются также мезоны, гипероны и другие более массивные частицы. Исследования поведения вещества при плотностях, превышающих ядерную плотность, в настоящее время находятся в начальной стадии и имеется много probleme nerezolvate. Calculele arată că, la densitățile materiei ρ > ρ, sunt posibile procese precum apariția unui condensat de pioni, tranziția unei substanțe neutronizate la o stare solidă cristalină și formarea de plasme de hiperon și cuarc-gluon. Formarea stărilor superfluide și supraconductoare este posibilă materie neutronică.
În conformitate cu ideile moderne despre comportamentul materiei la densități de 10 2 - 10 3 ori mai mari decât cele nucleare (și anume, astfel de densități în cauză, când se discută structura internă a unei stele neutronice), se formează nuclee atomice în interiorul stelei în apropierea limitei de stabilitate. O înțelegere mai profundă poate fi realizată ca urmare a studierii stării materiei în funcție de densitatea, temperatura, stabilitatea materiei nucleare cu rapoarte exotice dintre numărul de protoni și numărul de neutroni din nucleu n p /n n , luând în considerare slabele procese care implică neutrini. În prezent, practic, singura posibilitate de a studia materia la densități mai mari decât cele nucleare sunt reacțiile nucleare dintre ionii grei. Cu toate acestea, datele experimentale privind ciocnirea ionilor grei nu oferă încă suficiente informații, deoarece valorile realizabile ale n p /n n atât pentru nucleul țintă, cât și pentru nucleul accelerat incident sunt mici (~ 1 - 0,7).
Măsurătorile precise ale perioadelor pulsarilor radio au arătat că viteza de rotație a unei stele neutronice încetinește treptat. Acest lucru se datorează tranziției energiei cinetice de rotație a stelei în energia de radiație a pulsarului și emisiei de neutrini. Micile salturi în perioadele pulsarilor radio se explică prin acumularea de tensiuni în Strat de suprafață stea neutronică, însoțită de „crăpare” și „rupere”, ceea ce duce la o modificare a vitezei de rotație a stelei. Caracteristicile temporale observate ale pulsarilor radio conțin informații despre proprietățile „crustei” unei stele neutronice, condițiile fizice din interiorul acesteia și superfluiditatea materiei neutronice. ÎN În ultima vreme au fost descoperite un număr semnificativ de pulsari radio cu perioade mai mici de 10 ms. Acest lucru necesită o rafinare a ideilor despre procesele care au loc în stelele neutronice.
O altă problemă este studiul proceselor neutrino în stelele neutronice. Emisia de neutrini este unul dintre mecanismele de pierdere de energie de către o stea neutronică în decurs de 10 5 - 10 6 ani de la formarea ei.

Stelele neutronice sunt produsul final al evoluției stelare. Dimensiunea și greutatea lor sunt pur și simplu uimitoare! Având o dimensiune de până la 20 km în diametru, dar cântărind ca . Densitatea materiei dintr-o stea neutronică este de multe ori mai mare decât densitatea unui nucleu atomic. Stelele neutronice apar în timpul exploziilor supernovei.

Cele mai cunoscute stele neutronice au o masă de aproximativ 1,44 mase solare.și egal cu limita de masă Chandrasekhar. Dar teoretic este posibil ca acestea să poată avea până la 2,5 mase. Cel mai greu descoperit până în prezent are o greutate de 1,88 masă solară și se numește Vele X-1, iar al doilea cu o masă de 1,97 masă solară este PSR J1614-2230. Odată cu o creștere suplimentară a densității, steaua se transformă într-un cuarc.

Câmpul magnetic al stelelor neutronice este foarte puternic și atinge puterea 10 până la a 12-a a lui G, câmpul Pământului este de 1 Gs. Din 1990, unele stele neutronice au fost identificate ca magnetare - acestea sunt stele în care câmpurile magnetice depășesc cu mult puterea 10 până la a 14-a a lui gauss. La astfel de câmpuri magnetice critice, fizica se schimbă și ea, apar efecte relativiste (deviația luminii de către un câmp magnetic) și polarizarea vid fizic. Stelele neutronice au fost prezise și apoi descoperite.

Primele sugestii au fost făcute de Walter Baade și Fritz Zwicky în 1933., ei au presupus că stelele neutronice se nasc ca urmare a exploziei unei supernove. Conform calculelor, radiația acestor stele este foarte mică, pur și simplu este imposibil să o detectezi. Dar în 1967, studentul absolvent al Hewish Jocelyn Bell a descoperit , care emitea impulsuri radio regulate.

Astfel de impulsuri au fost obținute ca urmare a rotației rapide a obiectului, dar stelele obișnuite dintr-o rotație atât de puternică s-ar depărta pur și simplu și, prin urmare, au decis că sunt stele neutronice.

Pulsari în ordinea descrescătoare a vitezei de rotație:

Ejectorul este un radio pulsar. Viteză mică de rotație și câmp magnetic puternic. Un astfel de pulsar are un câmp magnetic și steaua se rotește împreună cu o viteză unghiulară egală. La un moment dat viteza liniei câmpul atinge viteza luminii și începe să o depășească. În plus, câmpul dipol nu poate exista, iar liniile de intensitate a câmpului sunt rupte. Deplasându-se de-a lungul acestor linii, particulele încărcate ajung la o stâncă și se desprind, astfel încât părăsesc steaua neutronică și pot zbura la orice distanță până la infinit. Prin urmare, acești pulsari se numesc ejectoare (ceda, erup) - pulsari radio.

Elice, nu mai are o astfel de viteză de rotație ca un ejector pentru a accelera particulele la viteza post-lumină, deci nu poate fi un pulsar radio. Dar viteza sa de rotație este încă foarte mare, materia captată de câmpul magnetic nu poate cădea încă pe stea, adică nu are loc acreția. Astfel de stele sunt studiate foarte prost, deoarece este aproape imposibil să le observi.

Un acretor este un pulsar cu raze X. Steaua nu se mai rotește atât de repede și materia începe să cadă pe stea, căzând de-a lungul liniei câmpului magnetic. Căzând lângă pol pe o suprafață solidă, substanța este încălzită la zeci de milioane de grade, rezultând raze X. Pulsările apar ca urmare a faptului că steaua încă se rotește și, deoarece zona materiei care căde este de numai aproximativ 100 de metri, acest loc dispare periodic din vedere.