Klassificering av neutronstjärnor. neutronstjärnor

neutronstjärna
Neutronstjärna

neutronstjärna - en supertät stjärna som bildades som ett resultat av en supernovaexplosion. Substansen i en neutronstjärna består huvudsakligen av neutroner.
En neutronstjärna har en kärntäthet (10 14 -10 15 g/cm 3) och en typisk radie på 10-20 km. Ytterligare gravitationssammandragning av en neutronstjärna förhindras av trycket från kärnämne, som uppstår på grund av neutronernas interaktion. Detta tryck från en degenererad mycket tätare neutrongas kan hålla massorna upp till 3M från gravitationskollaps. Således varierar massan av en neutronstjärna inom (1,4-3)M.

Ris. 1. Tvärsnitt av en neutronstjärna med en massa på 1,5M och en radie R = 16 km. Densiteten ρ anges i g/cm 3 i olika delar av stjärnan.

Neutrinos producerade vid tiden för kollapsen av en supernova kyler snabbt neutronstjärnan. Dess temperatur beräknas sjunka från 10 11 till 10 9 K på cirka 100 s. Vidare minskar kylningshastigheten. Det är dock högt på en kosmisk skala. Minskningen av temperatur från 10 9 till 10 8 K inträffar på 100 år och till 10 6 K på en miljon år.
Det finns ≈ 1200 kända objekt som klassificeras som neutronstjärnor. Cirka 1000 av dem finns i vår galax. Strukturen för en neutronstjärna med en massa på 1,5 M och en radie på 16 km visas i fig. 1: Jag - smal yttre lager från tätt packade atomer. Region II är kristallgitter atomkärnor och degenererade elektroner. Region III är ett fast lager av atomkärnor övermättade med neutroner. IV - flytande kärna, huvudsakligen bestående av degenererade neutroner. Region V bildar den hadroniska kärnan i en neutronstjärna. Den kan förutom nukleoner innehålla pioner och hyperoner. I denna del av en neutronstjärna är en övergång av en neutronvätska till ett fast kristallint tillstånd, uppkomsten av ett pionkondensat och bildandet av kvarg-gluon och hyperonplasma möjlig. Individuella detaljer om strukturen hos en neutronstjärna specificeras för närvarande.
Det är svårt att upptäcka neutronstjärnor med optiska metoder på grund av deras ringa storlek och låga ljusstyrka. 1967 upptäckte E. Hewish och J. Bell (Cambridge University) kosmiska källor för periodisk radioemission - pulsarer. Upprepningsperioderna för radiopulser från pulsarer är strikt konstanta och för de flesta pulsarer ligger inom området från 10 -2 till flera sekunder. Pulsarer är snurrande neutronstjärnor. Endast kompakta föremål med egenskaperna hos neutronstjärnor kan behålla sin form utan att kollapsa vid sådana rotationshastigheter. Bevarande av rörelsemängd och magnetiskt fält under kollapsen av en supernova och bildandet av en neutronstjärna leder det till födelsen av snabbt roterande pulsarer med ett mycket starkt magnetfält på 10 10 -10 14 G. Magnetfältet roterar med neutronstjärnan, men detta fälts axel sammanfaller inte med stjärnans rotationsaxel. Med en sådan rotation glider radioutstrålningen från en stjärna över jorden som en beacon-stråle. Varje gång strålen korsar jorden och träffar en observatör på jorden, upptäcker radioteleskopet en kort puls av radiostrålning. Frekvensen av dess upprepning motsvarar neutronstjärnans rotationsperiod. Strålningen av en neutronstjärna uppstår på grund av det faktum att laddade partiklar (elektroner) från stjärnans yta rör sig utåt längs magnetfältslinjerna och avger elektromagnetiska vågor. Detta är mekanismen för radioutsändning av en pulsar, som först föreslogs av

Objekten som kommer att diskuteras i artikeln upptäcktes av en slump, även om forskarna L. D. Landau och R. Oppenheimer förutspådde deras existens redan 1930. Vi pratar om neutronstjärnor. Egenskaperna och egenskaperna hos dessa kosmiska kroppar kommer att diskuteras i artikeln.

Neutronen och stjärnan med samma namn

Efter förutsägelsen på 30-talet av XX-talet om förekomsten av neutronstjärnor och efter att neutronen upptäcktes (1932), tillkännagav Baade V. tillsammans med Zwicky F. 1933 vid fysikerkongressen i Amerika möjligheten av bildandet av ett objekt som kallas neutronstjärna. Detta är en kosmisk kropp som uppstår i processen med en supernovaexplosion.

Alla beräkningar var dock bara teoretiska, eftersom det inte var möjligt att bevisa en sådan teori i praktiken på grund av bristen på lämplig astronomisk utrustning och neutronstjärnans för liten storlek. Men 1960 började röntgenastronomi utvecklas. Då upptäcktes helt oväntat neutronstjärnor tack vare radioobservationer.

Öppning

1967 var ett betydelsefullt år på detta område. Bell D., som är doktorand vid Hewish E., kunde upptäcka ett rymdobjekt - en neutronstjärna. Detta är en kropp som avger konstant strålning av radiovågsimpulser. Fenomenet har jämförts med en kosmisk radiofyr på grund av radiostrålens smala fokus, som kom från ett mycket snabbt roterande föremål. Faktum är att någon annan standardstjärna inte kunde behålla sin integritet vid en så hög rotationshastighet. Endast neutronstjärnor är kapabla till detta, bland vilka pulsaren PSR B1919+21 var den första som upptäcktes.

Massa stjärnors öde skiljer sig mycket från små. I sådana armaturer kommer det ett ögonblick då gasens tryck inte längre balanserar gravitationskrafterna. Sådana processer leder till det faktum att stjärnan börjar krympa (kollaps) på obestämd tid. Med en stjärnmassa som överstiger solenergin med 1,5-2 gånger kommer kollapsen att vara oundviklig. Under kompressionsprocessen värms gasen inuti stjärnkärnan upp. Allt går väldigt långsamt till en början.

Kollaps

När en viss temperatur nås, kan protonen förvandlas till neutriner, som omedelbart lämnar stjärnan och tar energi med sig. Kollapsen kommer att intensifieras tills alla protoner förvandlas till neutriner. Således bildas en pulsar, eller neutronstjärna. Detta är en kollapsande kärna.

Under bildandet av en pulsar får det yttre skalet kompressionsenergi, som då kommer att ha en hastighet på mer än tusen km / s. kastas ut i rymden. Detta skapar stötvåg kan leda till ny stjärnbildning. Den här kommer att vara miljarder gånger högre än den ursprungliga. Efter en sådan process, under en period av en vecka till en månad, sänder stjärnan ut ljus utöver en hel galax. En sådan himlakropp kallas en supernova. Dess explosion leder till bildandet av en nebulosa. I mitten av nebulosan finns en pulsar, eller neutronstjärna. Detta är den så kallade ättlingen till stjärnan som exploderade.

Visualisering

I djupet av hela rymden äger fantastiska händelser rum, bland annat kollisionen av stjärnor. Tack vare den mest komplexa matematiska modellen NASA-forskare lyckats visualisera framfarten av en enorm mängd energi och degenereringen av den materia som är inblandad i detta. En otroligt kraftfull bild av en kosmisk katastrof utspelar sig inför observatörernas ögon. Sannolikheten att en kollision av neutronstjärnor inträffar är mycket stor. Mötet mellan två sådana armaturer i rymden börjar med deras intrassling i gravitationsfält. Med en enorm massa utbyter de så att säga kramar. Vid kollision inträffar en kraftfull explosion, åtföljd av en otroligt kraftfull frisättning av gammastrålning.

Om vi ​​betraktar en neutronstjärna separat, så är dessa resterna efter en supernovaexplosion, där livscykel slutar. Massan av en stjärna som överlever sin ålder överstiger solenergin med 8-30 gånger. Universum är ofta upplyst av explosioner av supernovor. Sannolikheten att neutronstjärnor kommer att mötas i universum är ganska stor.

Möte

Intressant nog, när två stjärnor möts, kan utvecklingen av händelser inte entydigt förutsägas. Ett av alternativen beskriver den matematiska modellen som föreslagits av NASA-forskare från centret rymdflyg. Processen börjar när två neutronstjärnor är placerade från varandra i yttre rymden på ett avstånd av cirka 18 km. Med kosmiska mått mätt betraktas neutronstjärnor med en massa på 1,5-1,7 gånger solens som små objekt. Deras diameter varierar inom 20 km. På grund av denna diskrepans mellan volym och massa är en neutronstjärna ägare till de starkaste gravitations- och magnetfälten. Föreställ dig bara: en tesked av ämnet från en neutronlampa väger lika mycket som hela Mount Everest!

degeneration

De otroligt höga gravitationsvågorna hos en neutronstjärna som verkar runt den är anledningen till att materia inte kan vara i form av enskilda atomer som börjar brytas ner. Själva materien övergår i en degenererad neutron, där neutronernas struktur inte tillåter stjärnan att passera in i en singularitet och sedan in i ett svart hål. Om massan av degenererad materia börjar öka på grund av tillsatsen till den, kommer gravitationskrafterna att kunna övervinna neutronernas motstånd. Då kommer ingenting att förhindra förstörelsen av strukturen som bildas som ett resultat av kollisionen av neutronstjärnobjekt.

Matematisk modell

Genom att studera dessa himmelska föremål kom forskare till slutsatsen att densiteten hos en neutronstjärna är jämförbar med densiteten av materia i en atoms kärna. Dess prestanda sträcker sig från 1015 kg/m³ till 1018 kg/m³. Således är oberoende existens av elektroner och protoner omöjlig. Stjärnans materia består praktiskt taget av endast neutroner.

Den skapade matematiska modellen visar hur kraftfulla periodiska gravitationsinteraktioner som sker mellan två neutronstjärnor bryter igenom det tunna skalet av två stjärnor och kastar ut dem i utrymmet som omger dem, stor mängd strålning (energi och materia). Processen med närmande är mycket snabb, bokstavligen på en bråkdel av en sekund. Som ett resultat av kollisionen bildas en ringformad ring av materia med ett nyfödd svart hål i mitten.

Betydelse

Att modellera sådana händelser är viktigt. Tack vare dem kunde forskare förstå hur en neutronstjärna och ett svart hål bildas, vad som händer när stjärnor kolliderar, hur supernovor föds och dör och många andra processer. yttre rymden. Alla dessa händelser är källan till utseendet på de mest allvarliga kemiska grundämnen i universum, till och med tyngre än järn, oförmögen att bildas på något annat sätt. Detta talar om den mycket viktiga betydelsen av neutronstjärnor i hela universum.

Rotationen av ett himlaobjekt med enorm volym runt sin axel är fantastisk. En sådan process orsakar en kollaps, men med allt detta förblir massan av en neutronstjärna praktiskt taget densamma. Om vi ​​föreställer oss att stjärnan kommer att fortsätta att krympa, kommer, enligt lagen om bevarande av rörelsemängd, stjärnans vinkelhastighet att öka till otroliga värden. Om för full tur stjärnan behövde cirka 10 dagar, och som ett resultat kommer den att genomföra samma varv på 10 millisekunder! Det är otroliga processer!

kollaps utveckling

Forskare undersöker sådana processer. Kanske kommer vi att bevittna nya upptäckter, som hittills verkar fantastiska för oss! Men vad kan det vara om vi föreställer oss kollapsens utveckling ytterligare? För att göra det lättare att föreställa sig, låt oss ta ett neutronstjärna/jordpar och deras gravitationsradier för jämförelse. Så, med kontinuerlig komprimering, kan en stjärna nå ett tillstånd där neutroner börjar förvandlas till hyperoner. Radie himlakropp kommer att bli så liten att vi kommer att möta en klump av en superplanetär kropp med en stjärnas massa och gravitationsfält. Detta kan jämföras med att jorden blev lika stor som en pingisboll och gravitationsradien för vår armatur, Solen, skulle vara lika med 1 km.

Om vi ​​föreställer oss att en liten klump av stjärnmateria har attraktionen av en enorm stjärna, då kan den hålla ett helt planetsystem nära sig. Men tätheten hos en sådan himlakropp är för hög. Ljusstrålar upphör gradvis att tränga igenom den, kroppen slocknar liksom, den slutar att vara synlig för ögat. Bara gravitationsfältet förändras inte, vilket varnar för att det finns ett gravitationshål här.

Upptäckter och observationer

För första gången från sammanslagningen av neutronstjärnor registrerades ganska nyligen: 17 augusti. För två år sedan registrerades en sammanslagning av svarta hål. Det är så betydande händelse inom området astrofysik, att observationer utfördes samtidigt av 70 rymdobservatorier. Forskare kunde verifiera riktigheten av hypoteserna om gammastrålning, de kunde observera syntesen av tunga element som beskrivits tidigare av teoretiker.

En sådan utbredd observation av en gammastrålning, gravitationsvågor och synligt ljus gjorde det möjligt att bestämma området på himlen där betydande händelse, och galaxen där dessa stjärnor var. Detta är NGC 4993.

Naturligtvis har astronomer observerat korta under lång tid, men tills nu kunde de inte säga säkert om deras ursprung. Bakom huvudteorin låg en version av sammanslagning av neutronstjärnor. Nu är hon konfirmerad.

För att beskriva en neutronstjärna med hjälp av den matematiska apparaten, vänder sig forskare till tillståndsekvationen, som relaterar densiteten till materiens tryck. Men det finns många sådana alternativ, och forskare vet helt enkelt inte vilka av de befintliga som kommer att vara korrekta. Förhoppningen är att gravitationsobservationer kommer att hjälpa till att lösa detta problem. På det här ögonblicket signalen gav inget entydigt svar, men det hjälper redan att uppskatta stjärnans form, vilket beror på gravitationsattraktionen till den andra ljuskällan (stjärnan).

Ämnena i ett sådant föremål är flera gånger högre än densiteten atomkärna(vilket för tunga kärnor är i genomsnitt 2,8⋅10 17 kg/m³). Ytterligare gravitationssammandragning av en neutronstjärna förhindras av trycket från kärnämne, som uppstår på grund av neutronernas interaktion.

Många neutronstjärnor har extremt höga rotationshastigheter – upp till flera hundra varv per sekund. Neutronstjärnor bildas som ett resultat av supernovaexplosioner.

Allmän information

Bland neutronstjärnor med tillförlitligt uppmätta massor faller de flesta inom intervallet 1,3 till 1,5 solmassor, vilket är nära Chandrasekhar-gränsen. Teoretiskt sett är neutronstjärnor med massor från 0,1 till cirka 2,16 solmassor acceptabla. De mest massiva neutronstjärnorna som är kända är Vela X-1 (har en massa på minst 1,88 ± 0,13 solmassor på 1σ-nivån, vilket motsvarar en signifikansnivå på α≈34%) , PSR J1614–2230 en (med en massa uppskattning av 1, 97±0,04 solenergi) och PSR J0348+0432 sv (med en massuppskattning på 2,01±0,04 solenergi). Tyngdkraften in neutronstjärnor balanseras av trycket från den degenererade neutrongasen, maximalt värde Massan av en neutronstjärna ges av Oppenheimer-Volkov-gränsen, vars numeriska värde beror på den (ännu dåligt kända) ekvationen för materiens tillstånd i stjärnans kärna. Det finns teoretiska förutsättningar för att med en ännu större täthetsökning är omvandlingen av neutronstjärnor till kvarkstjärnor möjlig.

År 2015 har mer än 2500 neutronstjärnor upptäckts. Cirka 90 % av dem är singlar. Totalt kan 10 8 -10 9 neutronstjärnor existera i vår galax, det vill säga någonstans runt en promille vanliga stjärnor. Neutronstjärnor kännetecknas av höga hastigheter (vanligtvis hundratals km/s). Som ett resultat av ansamling av molnmaterial kan en neutronstjärna i denna situation vara synlig från jorden i olika spektralområden, inklusive optiska, som står för cirka 0,003 % av den utstrålade energin (motsvarande 10 magnitud).

Strukturera

Fem lager kan urskiljas i en neutronstjärna: atmosfär, yttre skorpa, inre skorpa, yttre kärna och inre kärna.

Atmosfären hos en neutronstjärna är ett mycket tunt skikt av plasma (från tiotals centimeter för heta stjärnor till millimeter för kalla), den termiska strålningen från en neutronstjärna bildas i den.

Den yttre skorpan består av joner och elektroner, dess tjocklek når flera hundra meter. Ett tunt (högst några meter) ytnära lager av en het neutronstjärna innehåller en icke degenererad elektrongas, djupare lager - en degenererad elektrongas, med ökande djup blir den relativistisk och ultrarelativistisk.

Den inre skorpan består av elektroner, fria neutroner och neutronrika atomkärnor. När djupet ökar, ökar andelen fria neutroner, medan andelen atomkärnor minskar. Tjockleken på den inre skorpan kan nå flera kilometer.

Den yttre kärnan består av neutroner med en liten inblandning (flera procent) av protoner och elektroner. I neutronstjärnor med låg massa kan den yttre kärnan sträcka sig till stjärnans mitt.

Massiva neutronstjärnor har också en inre kärna. Dess radie kan nå flera kilometer, densiteten i centrum av kärnan kan överstiga densiteten av atomkärnor med 10-15 gånger. Tillståndets sammansättning och ekvation inre kärnanär inte kända med säkerhet: det finns flera hypoteser, av vilka de tre mest sannolika är: 1) en kvarkkärna, i vilken neutroner faller isär i sina beståndsdelar upp och ner kvarkar; 2) hyperon kärna av baryoner inklusive konstiga kvarkar; och 3) en kaonkärna som består av tvåkvarkmesoner, inklusive konstiga (anti)kvarkar. Det är dock för närvarande inte möjligt att bekräfta eller motbevisa någon av dessa hypoteser.

En fri neutron, under normala förhållanden, som inte är en del av en atomkärna, har vanligtvis en livstid på cirka 880 sekunder, men gravitationspåverkan från en neutronstjärna tillåter inte en neutron att sönderfalla, därför är neutronstjärnor en av de mest stabila objekt i universum. [ ]

Kylande neutronstjärnor

Vid tidpunkten för födelsen av en neutronstjärna (som ett resultat av en supernovaexplosion) är dess temperatur mycket hög - cirka 10 11 K (det vill säga 4 storleksordningar högre än temperaturen i solens centrum), men det sjunker väldigt snabbt på grund av neutrinokylning. På bara några minuter sjunker temperaturen från 10 11 till 10 9 K, på en månad - till 10 8 K. Sedan minskar neutrinoljusstyrkan kraftigt (det beror väldigt mycket på temperaturen), och avkylningen sker mycket långsammare på grund av foton (termisk) strålning av ytan. Yttemperaturen för kända neutronstjärnor, för vilka den har uppmätts, är i storleksordningen 10 5 -10 6 K (även om kärnan tydligen är mycket varmare).

Upptäcktshistoria

Neutronstjärnor är en av de få klasser av rymdobjekt som teoretiskt förutspåddes innan de upptäcktes av observatörer.

För första gången uttrycktes idén om existensen av stjärnor med ökad densitet redan innan upptäckten av neutronen, som Chadwick gjorde i början av februari 1932, av den berömda sovjetiske vetenskapsmannen Lev Landau. Sålunda, i sin artikel "On the Theory of Stars", skriven i februari 1931 och av okända anledningar försenat publicerad den 29 februari 1932 (mer än ett år senare), skriver han: "Vi förväntar oss att allt detta [brott mot lagarna" kvantmekanik] bör dyka upp när materiens densitet blir så stor att atomkärnorna kommer i nära kontakt och bildar en gigantisk kärna.

"Propeller"

Rotationshastigheten är inte längre tillräcklig för att stöta ut partiklar, så en sådan stjärna kan inte vara en radiopulsar. Men rotationshastigheten är fortfarande hög, och materien som fångas av magnetfältet som omger neutronstjärnan kan inte falla, det vill säga att materia inte ansamlas. Neutronstjärnor av denna typ har praktiskt taget inga observerbara manifestationer och är dåligt studerade.

Accretor (röntgenpulsar)

Rotationshastigheten reduceras så mycket att nu inget hindrar att materien faller på en sådan neutronstjärna. Fallande, materien, redan i plasmatillstånd, rör sig längs magnetfältets linjer och träffar den fasta ytan av en neutronstjärnas kropp i området för dess poler och värms upp till tiotals miljoner grader. Ett ämne som upphettas till höga temperaturer, lyser starkt i röntgenområdet. Området där det infallande materialet kolliderar med ytan på en neutronstjärnas kropp är mycket litet - bara cirka 100 meter. Denna heta punkt försvinner periodvis från synen på grund av stjärnans rotation, så regelbundna pulsationer av röntgenstrålar observeras. Sådana föremål kallas röntgenpulsarer.

Georotator

Rotationshastigheten för sådana neutronstjärnor är låg och förhindrar inte ackretion. Men magnetosfärens dimensioner är sådana att plasman stoppas av magnetfältet innan det fångas upp av gravitationen. En liknande mekanism fungerar i jordens magnetosfär, varför den här typen av neutronstjärnor fick sitt namn.

Anteckningar

1. Dmitry Trunin. Astrofysiker har klargjort den begränsande massan av neutronstjärnor (obestämd) . nplus1.ru. Hämtad 18 januari 2018.
2. H. Quaintrell et al. Massan av neutronstjärnan i Vela X-1 och tidvatteninducerade icke-radiala svängningar i GP Vel // Astronomy and Astrophysics. - April 2003. - Nr 401. - sid. 313-323. - arXiv :astro-ph/0301243 .
3. P.B. Demorest, T. Pennucci, S.M. Ransom, M.S.E. Roberts & J.W.T. Hessels. En neutronstjärna med två solmassor mätt med Shapiro-fördröjning // Nature. - 2010. - Vol. 467 . - s. 1081-1083.

Beräkningar visar att explosionen av en supernova med M ~ 25M lämnar en tät neutronkärna (neutronstjärna) med en massa på ~ 1,6M . I stjärnor med en restmassa M > 1,4M som inte har nått supernovastadiet kan trycket från den degenererade elektrongasen inte heller balansera gravitationskrafterna och stjärnan krymper till tillståndet kärntäthet. Mekanismen för denna gravitationskollaps är densamma som vid en supernovaexplosion. Trycket och temperaturen inuti stjärnan når sådana värden vid vilka elektroner och protoner verkar "pressas" in i varandra och som ett resultat av reaktionen

efter utstötningen av neutriner bildas neutroner som upptar en mycket mindre fasvolym än elektroner. En så kallad neutronstjärna uppstår, vars densitet når 10 14 - 10 15 g/cm 3 . Den karakteristiska storleken på en neutronstjärna är 10 - 15 km. På sätt och vis är en neutronstjärna en gigantisk atomkärna. Ytterligare gravitationssammandragning förhindras av trycket från kärnämne, som uppstår på grund av interaktionen mellan neutroner. Detta är också degenerationstrycket, som tidigare i fallet med en vit dvärg, men är degenerationstrycket för en mycket tätare neutrongas. Detta tryck kan hålla massor upp till 3,2M.
De neutriner som produceras vid kollapsögonblicket kyler ner neutronstjärnan ganska snabbt. Enligt teoretiska uppskattningar sjunker dess temperatur från 10 11 till 10 9 K på ~ 100 s. Vidare minskar kylningshastigheten något. Den är dock ganska hög i astronomiska termer. Minskningen av temperatur från 10 9 till 10 8 K inträffar på 100 år och till 10 6 K på en miljon år. Att upptäcka neutronstjärnor med optiska metoder är ganska svårt på grund av deras ringa storlek och låga temperatur.
1967 i Universitetet i Cambridge Hewish och Bell upptäckte kosmiska källor för periodisk elektromagnetisk strålning - pulsarer. Pulsrepetitionsperioderna för de flesta pulsarer ligger i intervallet från 3,3·10 -2 till 4,3 s. Enligt moderna koncept är pulsarer roterande neutronstjärnor med en massa på 1 - 3M och en diameter på 10 - 20 km. Endast kompakta föremål med neutronstjärnornas egenskaper kan behålla sin form utan att kollapsa vid sådana rotationshastigheter. Bevarandet av rörelsemängd och magnetfält under bildandet av en neutronstjärna leder till födelsen av snabbt roterande pulsarer med ett starkt magnetfält B ~ 10 12 G.
Man tror att en neutronstjärna har ett magnetfält vars axel inte sammanfaller med stjärnans rotationsaxel. I det här fallet glider stjärnans strålning (radiovågor och synligt ljus) över jorden som strålarna från en fyr. När strålen korsar jorden registreras en impuls. Själva strålningen från en neutronstjärna uppstår på grund av det faktum att laddade partiklar från stjärnans yta rör sig utåt längs magnetfältslinjerna och emitterar elektromagnetiska vågor. Denna pulsarradioemissionsmekanism, först föreslagen av Gold, visas i fig. 39.

Om strålen träffar en jordisk observatör, upptäcker radioteleskopet korta pulser av radioemission med en period lika med neutronstjärnans rotationsperiod. Formen på pulsen kan vara mycket komplex, vilket beror på geometrin hos magnetosfären hos en neutronstjärna och är karakteristisk för varje pulsar. Pulsarernas rotationsperioder är strikt konstanta och mätnoggrannheten för dessa perioder når 14-siffriga siffror.
Pulsarer som ingår i binära system har nu upptäckts. Om pulsaren kretsar runt den andra komponenten, bör variationer i pulsarens period på grund av Dopplereffekten observeras. När pulsaren närmar sig observatören minskar den registrerade perioden av radiopulser på grund av Dopplereffekten, och när pulsaren rör sig bort från oss ökar dess period. Baserat på detta fenomen upptäcktes pulsarer som är en del av binära stjärnor. För den första upptäckta pulsaren PSR 1913 + 16, som är en del av ett binärt system, var omloppstiden 7 timmar 45 minuter. Den korrekta rotationsperioden för pulsaren PSR 1913 + 16 är 59 ms.
Strålningen från pulsaren bör leda till en minskning av neutronstjärnans rotationshastighet. En sådan effekt hittades också. En neutronstjärna, som är en del av ett binärt system, kan också vara en källa till intensiva röntgenstrålar.
Strukturen för en neutronstjärna med en massa på 1,4M och en radie på 16 km visas i fig. 40.

I - tunt yttre lager av tätt packade atomer. I regionerna II och III är kärnorna anordnade i form av ett kroppscentrerat kubiskt gitter. Region IV består huvudsakligen av neutroner. I region V kan materia bestå av pioner och hyperoner, som bildar den hadroniska kärnan av en neutronstjärna. Enskilda delar strukturerna hos en neutronstjärna förfinas för närvarande.
Bildandet av neutronstjärnor är inte alltid resultatet av en supernovaexplosion. En annan mekanism för bildandet av neutronstjärnor under utvecklingen av vita dvärgar i nära binära stjärnsystem är också möjlig. Materiaflödet från följestjärnan till den vita dvärgen ökar gradvis den vita dvärgens massa, och när den når den kritiska massan (chandrasekhargränsen) förvandlas den vita dvärgen till en neutronstjärna. I det fall när materiaflödet fortsätter efter bildandet av en neutronstjärna, kan dess massa öka avsevärt och, som ett resultat av gravitationskollaps, kan det förvandlas till ett svart hål. Detta motsvarar den så kallade "tysta" kollapsen.
Kompakta binära stjärnor kan också dyka upp som röntgenkällor. Det uppstår också på grund av ansamlingen av materia som faller från en "normal" stjärna till en mer kompakt. När materia ansamlas på en neutronstjärna med B > 10 10 G, faller materia in i området för de magnetiska polerna. Röntgenstrålning moduleras av dess rotation runt axeln. Sådana källor kallas röntgenpulsarer.
Det finns röntgenkällor (kallade bursters) där strålningsskurar inträffar periodiskt med intervaller på flera timmar till dagar. Den karakteristiska burststigtiden är 1 sek. Burst varaktighet från 3 till 10 sek. Intensiteten vid tidpunkten för skuren kan vara 2–3 storleksordningar större än ljusstyrkan vid lugnt tillstånd. För närvarande är flera hundra sådana källor kända. Man tror att strålningsskurar uppstår som ett resultat av termonukleära explosioner av materia ackumulerade på ytan av en neutronstjärna som ett resultat av ackretion.
Det är välkänt att på små avstånd mellan nukleoner (< 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 olösta frågor. Beräkningar visar att vid materiedensiteter ρ > ρ är sådana processer som uppkomsten av ett pionkondensat, övergången av ett neutroniserat ämne till ett fast kristallint tillstånd och bildandet av hyperon- och kvarg-gluonplasma möjliga. Bildandet av superfluid och supraledande tillstånd är möjlig neutronmateria.
I enlighet med moderna idéer om materias beteende vid densiteter 10 2 - 10 3 gånger högre än kärnkraft (nämligen sådana tätheter i fråga, när den inre strukturen hos en neutronstjärna diskuteras), bildas atomkärnor inuti stjärnan nära stabilitetsgränsen. En djupare förståelse kan uppnås som ett resultat av att studera materiens tillstånd beroende på kärnämnes densitet, temperatur, stabilitet med exotiska förhållanden mellan antalet protoner och antalet neutroner i kärnan n p /n n , med hänsyn till svaga processer som involverar neutriner. För närvarande är kärnreaktioner mellan tunga joner praktiskt taget det enda sättet att studera materia vid densiteter större än kärnkraft. De experimentella data om kollisionen av tunga joner ger dock ännu inte tillräckligt med information, eftersom de uppnåbara värdena för n p / n n både för målkärnan och för den infallande accelererade kärnan är små (~ 1 - 0,7).
Noggranna mätningar av perioderna för radiopulsarer har visat att rotationshastigheten för en neutronstjärna gradvis saktar ner. Detta beror på övergången av den kinetiska energin från stjärnans rotation till strålningsenergin från pulsaren och på emissionen av neutriner. Små hopp i perioder av radiopulsarer förklaras av ackumuleringen av spänningar i Ytskikt neutronstjärna, åtföljd av "sprickbildning" och "brott", vilket leder till en förändring av stjärnans rotationshastighet. De observerade tidsmässiga egenskaperna hos radiopulsarer innehåller information om egenskaperna hos "skorpan" hos en neutronstjärna, de fysiska förhållandena inuti den och neutronmaterias superfluiditet. PÅ senare tid ett betydande antal radiopulsarer med perioder mindre än 10 ms har upptäckts. Detta kräver en förfining av idéer om de processer som sker i neutronstjärnor.
Ett annat problem är studiet av neutrinoprocesser i neutronstjärnor. Emissionen av neutriner är en av mekanismerna för energiförlust från en neutronstjärna under 10 5 - 10 6 år efter dess bildande.

Neutronstjärnor är slutprodukten av stjärnutvecklingen. Deras storlek och vikt är helt enkelt fantastiska! Har en storlek på upp till 20 km i diameter, men väger som . Materiadensiteten i en neutronstjärna är många gånger större än densiteten hos en atomkärna. Neutronstjärnor dyker upp under supernovaexplosioner.

De flesta kända neutronstjärnor har en massa på cirka 1,44 solmassor. och är lika med Chandrasekhar-massgränsen. Men det är teoretiskt möjligt att de kan ha upp till 2,5 massor. Den tyngsta som hittills upptäckts har en vikt på 1,88 solmassa, och den kallas Vele X-1, och den andra med en massa på 1,97 solmassa är PSR J1614-2230. Med en ytterligare ökning av densiteten förvandlas stjärnan till en kvark.

Neutronstjärnornas magnetfält är mycket starkt och når 10 till 12:e potensen av G, jordens fält är 1 Gs. Sedan 1990 har vissa neutronstjärnor identifierats som magnetarer - det är stjärnor där magnetfält går långt över 10 till 14:e potensen av gauss. Vid sådana kritiska magnetfält förändras också fysiken, relativistiska effekter uppstår (ljusavböjning av ett magnetfält) och polarisering fysiskt vakuum. Neutronstjärnor förutspåddes och upptäcktes sedan.

De första förslagen kom av Walter Baade och Fritz Zwicky 1933., gjorde de antagandet att neutronstjärnor föds som ett resultat av en supernovaexplosion. Enligt beräkningar är strålningen från dessa stjärnor mycket liten, det är helt enkelt omöjligt att upptäcka det. Men 1967 upptäckte Hewish doktorand Jocelyn Bell , som avgav vanliga radiopulser.

Sådana impulser erhölls som ett resultat av objektets snabba rotation, men vanliga stjärnor från en så stark rotation skulle helt enkelt flyga isär, och därför bestämde de sig för att de var neutronstjärnor.

Pulsarer i fallande ordning efter rotationshastighet:

Ejektorn är en radiopulsar. Låg rotationshastighet och starkt magnetfält. En sådan pulsar har ett magnetfält och stjärnan roterar tillsammans med samma vinkelhastighet. Vid något tillfälle linjehastighet fältet når ljusets hastighet och börjar överskrida den. Vidare kan dipolfältet inte existera, och fältstyrkalinjerna slits. När de rör sig längs dessa linjer når laddade partiklar en klippa och bryter av, så de lämnar neutronstjärnan och kan flyga iväg hur långt som helst upp till oändligheten. Därför kallas dessa pulsarer ejektorer (ge bort, utbrott) - radiopulsarer.

Propeller, den har inte längre en sådan rotationshastighet som en ejektor för att accelerera partiklar till post-light hastighet, så det kan inte vara en radiopulsar. Men dess rotationshastighet är fortfarande mycket hög, materien som fångas av magnetfältet kan ännu inte falla på stjärnan, det vill säga ackretion sker inte. Sådana stjärnor studeras mycket dåligt, eftersom det är nästan omöjligt att observera dem.

En accretor är en röntgenpulsar. Stjärnan roterar inte längre så snabbt och materien börjar falla på stjärnan och faller längs magnetfältslinjen. När det faller nära polen på en fast yta värms ämnet upp till tiotals miljoner grader, vilket resulterar i röntgenstrålar. Pulseringar uppstår som ett resultat av att stjärnan fortfarande roterar, och eftersom arean av fallande materia bara är cirka 100 meter, försvinner denna fläck med jämna mellanrum.