Неутронни звезди: какво знае човечеството за това явление. Колко голяма може да бъде една неутронна звезда?

Пулсар (розов) може да се види в центъра на галактиката M82.

Разгледайте пулсари и неутронни звездиВселената: описание и характеристики със снимки и видео, структура, ротация, плътност, състав, маса, температура, търсене.

Пулсари

ПулсариТе са сферични компактни обекти, чиито размери не излизат извън границите на голям град. Изненадващото е, че с такъв обем те надвишават по маса слънчевата маса. Те се използват за изследване на екстремни състояния на материята, откриване на планети извън нашата система и измерване на космически разстояния. В допълнение, те помогнаха да се намерят гравитационни вълни, които показват енергийни събития, като свръхмасивни сблъсъци. Открит за първи път през 1967 г.

Какво е пулсар?

Ако търсите пулсар в небето, той изглежда като обикновена мигаща звезда, следваща определен ритъм. Всъщност тяхната светлина не трепти и не пулсира и те не изглеждат като звезди.

Пулсарът произвежда два постоянни, тесни лъча светлина в противоположни посоки. Ефектът на трептене се създава, защото те се въртят (принцип на маяка). В този момент лъчът удря Земята и след това се завърта отново. Защо се случва това? Факт е, че светлинният лъч на пулсара обикновено не е подравнен с неговата ос на въртене.

Ако мигането се генерира от въртене, тогава скоростта на импулсите отразява скоростта, с която се върти пулсарът. Открити са общо 2000 пулсара, повечето от които се въртят веднъж в секунда. Но има приблизително 200 обекта, които успяват да направят сто оборота за едно и също време. Най-бързите се наричат ​​милисекундни, защото техният брой обороти в секунда е равен на 700.

Пулсарите не могат да се считат за звезди, поне „живи“. По-скоро те са неутронни звезди, образувани след като масивна звезда изчерпа горивото си и колабира. В резултат на това се създава силен взрив - свръхнова, а останалият плътен материал се трансформира в неутронна звезда.

Диаметърът на пулсарите във Вселената достига 20-24 км, а масата им е два пъти по-голяма от тази на Слънцето. За да ви дам представа, парче от такъв обект с размерите на кубче захар ще тежи 1 милиард тона. Тоест в ръката ви се побира нещо тежко като Еверест! Вярно е, че има още по-плътен обект - черна дупка. Най-масивният достига 2,04 слънчеви маси.

Пулсарите имат силно магнитно поле, което е 100 милиона до 1 квадрилион пъти по-силно от земното. За да започне една неутронна звезда да излъчва светлина като пулсар, тя трябва да има правилното съотношение на силата на магнитното поле и скоростта на въртене. Случва се лъч от радиовълни да не премине през зрителното поле на наземен телескоп и да остане невидим.

Радиопулсари

Астрофизикът Антон Бирюков за физиката на неутронните звезди, забавянето на въртенето и откриването на гравитационните вълни:

Защо пулсарите се въртят?

Бавността на пулсара е едно завъртане в секунда. Най-бързите ускоряват до стотици обороти в секунда и се наричат ​​милисекундни. Процесът на въртене възниква, защото звездите, от които са се образували, също са се въртели. Но за да постигнете тази скорост, имате нужда от допълнителен източник.

Изследователите смятат, че милисекундните пулсари са се образували чрез кражба на енергия от съсед. Може да забележите наличието на чуждо вещество, което увеличава скоростта на въртене. И това не е добре за ранения спътник, който един ден може да бъде напълно погълнат от пулсара. Такива системи се наричат ​​черни вдовици (на името на опасен вид паяк).

Пулсарите са способни да излъчват светлина в няколко дължини на вълната (от радио до гама лъчи). Но как го правят? Учените все още не могат да намерят точен отговор. Смята се, че за всяка дължина на вълната отговаря отделен механизъм. Подобните на маяк лъчи са направени от радиовълни. Те са ярки и тесни и приличат на кохерентна светлина, където частиците образуват фокусиран лъч.

Колкото по-бързо е въртенето, толкова по-слабо е магнитното поле. Но скоростта на въртене е достатъчна, за да излъчват толкова ярки лъчи, колкото бавните.

По време на въртене магнитното поле създава електрическо поле, което може да доведе заредените частици в подвижно състояние (електрически ток). Областта над повърхността, където магнитното поле доминира, се нарича магнитосфера. Тук заредените частици се ускоряват до невероятно високи скорости поради силно електрическо поле. Всеки път, когато се ускоряват, те излъчват светлина. Изобразява се в оптичен и рентгенов диапазон.

Какво ще кажете за гама лъчите? Изследванията показват, че техният източник трябва да се търси другаде близо до пулсара. И ще приличат на вентилатор.

Търсене на пулсари

Радиотелескопите остават основният метод за търсене на пулсари в космоса. Те са малки и бледи в сравнение с други обекти, така че трябва да сканирате цялото небе и постепенно тези обекти да попаднат в обектива. Повечето са открити с помощта на обсерваторията Паркс в Австралия. Много нови данни ще бъдат достъпни от антенната решетка Square Kilometer (SKA) от 2018 г.

През 2008 г. беше изстрелян телескопът GLAST, който откри 2050 пулсара, излъчващи гама-лъчи, от които 93 милисекунди. Този телескоп е невероятно полезен, защото сканира цялото небе, докато други подчертават само малки области по равнината.

Намирането на различни дължини на вълната може да бъде предизвикателство. Факт е, че радиовълните са невероятно мощни, но може просто да не попаднат в обектива на телескопа. Но гама радиацията се разпространява в по-голяма част от небето, но е по-ниска по яркост.

Сега учените знаят за съществуването на 2300 пулсара, открити чрез радиовълни и 160 чрез гама лъчи. Има и 240 милисекунди пулсара, от които 60 произвеждат гама лъчи.

Използване на пулсари

Пулсарите са не само удивителни космически обекти, но и полезни инструменти. Излъчената светлина може да разкаже много за вътрешните процеси. Това означава, че изследователите са в състояние да разберат физиката на неутронните звезди. Тези обекти имат толкова високо налягане, че поведението на материята се различава от обичайното. Странното съдържание на неутронните звезди се нарича „ядрена паста“.

Пулсарите носят много предимства благодарение на прецизността на техните импулси. Учените познават конкретни обекти и ги възприемат като космически часовници. Така започнаха да се появяват спекулации за наличието на други планети. Всъщност първата намерена екзопланета обикаля около пулсар.

Не забравяйте, че пулсарите продължават да се движат, докато „мигат“, което означава, че могат да се използват за измерване на космически разстояния. Те също участваха в тестването на теорията на относителността на Айнщайн, като моменти с гравитация. Но редовността на пулсацията може да бъде нарушена от гравитационни вълни. Това беше забелязано през февруари 2016 г.

Пулсарски гробища

Постепенно всички пулсари се забавят. Излъчването се захранва от магнитното поле, създадено от въртенето. В резултат на това той също губи своята мощност и спира да изпраща лъчи. Учените са начертали специална линия, където гама лъчите все още могат да бъдат открити пред радиовълните. Веднага щом пулсарът падне под него, той се отписва в гробището на пулсарите.

Ако пулсар е образуван от останките на свръхнова, тогава той има огромен енергиен резерв и висока скорост на въртене. Примерите включват младия обект PSR B0531+21. Той може да остане в тази фаза няколкостотин хиляди години, след което ще започне да губи скорост. Пулсарите на средна възраст съставляват по-голямата част от населението и произвеждат само радиовълни.

Пулсарът обаче може да удължи живота си, ако наблизо има сателит. След това ще издърпа материала си и ще увеличи скоростта на въртене. Такива промени могат да настъпят по всяко време, поради което пулсарът е способен да се преражда. Такъв контакт се нарича рентгенова бинарна система с малка маса. Най-старите пулсари са милисекундни. Някои достигат възраст милиарди години.

Неутронни звезди

Неутронни звезди- доста мистериозни обекти, надвишаващи слънчевата маса 1,4 пъти. Те се раждат след експлозията на по-големи звезди. Нека се запознаем по-добре с тези образувания.

Когато звезда 4-8 пъти по-масивна от Слънцето експлодира, ядро ​​с висока плътност остава и продължава да се разпада. Гравитацията притиска толкова силно материала, че кара протоните и електроните да се слеят заедно, за да станат неутрони. Ето как се ражда неутронна звезда с висока плътност.

Тези масивни обекти могат да достигнат диаметър от само 20 км. За да ви дадем представа за плътността, само една лъжичка материал от неутронна звезда би тежала милиард тона. Гравитацията върху такъв обект е 2 милиарда пъти по-силна от тази на Земята и мощността е достатъчна за гравитационни лещи, което позволява на учените да видят гърба на звездата.

Ударът от експлозията оставя импулс, който кара неутронната звезда да се върти, достигайки няколко оборота в секунда. Въпреки че могат да ускорят до 43 000 пъти в минута.

Гранични слоеве в близост до компактни обекти

Астрофизикът Валери Сюлейманов за появата на акреционни дискове, звезден вятър и материя около неутронни звезди:

Вътрешността на неутронните звезди

Астрофизикът Сергей Попов за екстремните състояния на материята, състава на неутронните звезди и методите за изследване на вътрешността:

Когато неутронна звезда е част от двойна система, където е избухнала свръхнова, картината е още по-впечатляваща. Ако втората звезда е по-ниска по маса от Слънцето, тогава тя изтегля масата на спътника в „лоба на Рош“. Това е сферичен облак от материал, обикалящ около неутронна звезда. Ако спътникът е бил 10 пъти по-голям от слънчевата маса, тогава масовият трансфер също е коригиран, но не толкова стабилен. Материалът тече по магнитните полюси, нагрява се и създава рентгенови пулсации.

До 2010 г. 1800 пулсара са открити с помощта на радиооткриване и 70 с помощта на гама лъчи. Някои екземпляри дори имаха планети.

Видове неутронни звезди

Някои представители на неутронните звезди имат струи от материал, течащи почти със скоростта на светлината. Когато прелитат покрай нас, проблясват като светлина на фар. Поради това те се наричат ​​пулсари.

НЕУТРОННА ЗВЕЗДА
звезда, съставена основно от неутрони. Неутронът е неутрална субатомна частица, един от основните компоненти на материята. Хипотезата за съществуването на неутронни звезди беше изложена от астрономите У. Бааде и Ф. Цвики веднага след откриването на неутрона през 1932 г. Но тази хипотеза беше потвърдена от наблюдения едва след откриването на пулсарите през 1967 г.
Вижте същоПУЛСАР. Неутронните звезди се образуват в резултат на гравитационен колапс на нормални звезди с маса няколко пъти по-голяма от Слънцето. Плътността на неутронната звезда е близка до плътността на атомното ядро, т.е. 100 милиона пъти по-висока от плътността на обикновената материя. Следователно, с огромната си маса, неутронната звезда има радиус от само приблизително. 10 км. Поради малкия радиус на неутронната звезда силата на гравитацията на нейната повърхност е изключително висока: около 100 милиарда пъти по-висока от тази на Земята. Тази звезда се пази от колапс от „налягането на израждане“ на плътна неутронна материя, което не зависи от нейната температура. Ако обаче масата на неутронна звезда стане по-висока от около 2 слънчеви, тогава силата на гравитацията ще надвиши това налягане и звездата няма да може да издържи колапса.
Вижте същоГРАВИТАЦИОНЕН КОЛАПС. Неутронните звезди имат много силно магнитно поле, достигащо 10 12-10 13 G на повърхността (за сравнение: Земята има около 1 G). Два различни вида небесни обекти са свързани с неутронните звезди.
Пулсари (радиопулсари).Тези обекти излъчват импулси от радиовълни строго редовно. Механизмът на излъчване не е напълно ясен, но се смята, че въртяща се неутронна звезда излъчва радиолъч в посока, свързана с нейното магнитно поле, чиято ос на симетрия не съвпада с оста на въртене на звездата. Следователно въртенето предизвиква въртене на радиолъча, който периодично се насочва към Земята.
Рентгенови двойки.Пулсиращите рентгенови източници също се свързват с неутронни звезди, които са част от двойна система с масивна нормална звезда. В такива системи газът от повърхността на нормална звезда пада върху неутронна звезда, ускорявайки се до огромна скорост. Когато удря повърхността на неутронна звезда, газът освобождава 10-30% от енергията си на покой, докато по време на ядрени реакции тази цифра не достига 1%. Повърхността на неутронна звезда, нагрята до висока температура, става източник на рентгеново лъчение. Падането на газ обаче не се извършва равномерно по цялата повърхност: силното магнитно поле на неутронна звезда улавя падащия йонизиран газ и го насочва към магнитните полюси, където той пада като във фуния. Следователно само полярните области стават много горещи и на въртяща се звезда те стават източници на рентгенови импулси. Радиовълните от такава звезда вече не се приемат, тъй като радиовълните се абсорбират в газа около нея.
Съединение.Плътността на неутронната звезда нараства с дълбочината. Под слой атмосфера с дебелина само няколко сантиметра има течна метална обвивка с дебелина няколко метра, а под нея има твърда кора с дебелина един километър. Субстанцията на кората прилича на обикновен метал, но е много по-плътна. Във външната част на кората е предимно желязо; С дълбочината делът на неутроните в състава му нараства. Където плътността достига прибл. 4*10 11 g/cm3 делът на неутроните нараства толкова много, че някои от тях вече не са част от ядрата, а образуват непрекъсната среда. Там веществото е като „море“ от неутрони и електрони, в което са разпръснати ядрата на атомите. И с плътност ок. 2*10 14 g/cm3 (плътност на атомното ядро), отделните ядра изчезват напълно и това, което остава, е непрекъсната неутронна „течност“ с примес от протони и електрони. Вероятно неутроните и протоните се държат като свръхфлуидна течност, подобно на течния хелий и свръхпроводящите метали в земните лаборатории.

При още по-високи плътности най-необичайните форми на материя се образуват в неутронна звезда. Може би неутроните и протоните се разпадат на още по-малки частици - кварки; Възможно е също да се раждат много пи-мезони, които образуват така наречения пионен кондензат.
Вижте също
ЕЛЕМЕНТАРНИ ЧАСТИЦИ;
СВЪРХПРОВОДИМОСТ;
СУПЕРТЕЧНОСТ.
ЛИТЕРАТУРА
Дайсън Ф., Тер Хаар Д. Неутронни звезди и пулсари. М., 1973 Липунов В.М. Астрофизика на неутронните звезди. М., 1987

Енциклопедия на Collier. - Отворено общество. 2000 .

Вижте какво е "НЕУТРОННА ЗВЕЗДА" в други речници:

НЕУТРОННА ЗВЕЗДА, много малка звезда с висока плътност, състояща се от НЕУТРОННИ. Това е последният етап от еволюцията на много звезди. Неутронните звезди се образуват, когато масивна звезда експлодира като свръхнова, взривявайки своя... ... Научно-технически енциклопедичен речник

Звезда, чиято материя според теоретичните концепции се състои главно от неутрони. Неутронизацията на материята се свързва с гравитационния колапс на звезда, след като нейното ядрено гориво е изчерпано. Средната плътност на неутронните звезди е 2,1017 ... Голям енциклопедичен речник

Структурата на неутронна звезда. Неутронната звезда е астрономически обект, който е един от крайните продукти ... Wikipedia

Звезда, чиято материя според теоретичните концепции се състои главно от неутрони. Средната плътност на такава звезда е неутронна звезда 2·1017 kg/m3, средният радиус е 20 km. Открит чрез импулсно радиоизлъчване, вижте Пулсари... Астрономически речник

Звезда, чиято материя според теоретичните концепции се състои главно от неутрони. Неутронизацията на материята се свързва с гравитационния колапс на звезда, след като нейното ядрено гориво е изчерпано. Средна плътност на неутронна звезда... ... енциклопедичен речник

Хидростатично равновесна звезда, в която се състои главно роят от неутрони. Образува се в резултат на превръщането на протоните в неутрони под действието на гравитационните сили. колапс на последните етапи от еволюцията на доста масивни звезди (с маса няколко пъти по-голяма от... ... Естествени науки. енциклопедичен речник

Неутронна звезда- един от етапите на еволюцията на звездите, когато в резултат на гравитационен колапс тя се компресира до толкова малки размери (радиусът на топката е 10-20 km), че електроните се притискат в ядрата на атомите и се неутрализират техният заряд, цялата материя на звездата става... ... Началото на съвременното естествознание

Неутронната звезда на Кълвър. Открит е от астрономи от Пенсилванския държавен университет в САЩ и канадския университет Макгил в съзвездието Малка мечка. Звездата е необичайна по своите характеристики и не прилича на никоя друга... ... Wikipedia

- (англ. runaway star) звезда, която се движи с необичайно висока скорост по отношение на околната междузвездна среда. Правилното движение на такава звезда често се посочва точно спрямо звездната асоциация, член на която... ... Wikipedia

В астрофизиката, както и във всеки друг клон на науката, най-интересни са еволюционните проблеми, свързани с вечните въпроси "какво се случи?" и това ще бъде?". Вече знаем какво ще се случи със звездна маса, приблизително равна на масата на нашето Слънце. Такава звезда, минала през етап червен гигант, ще стане бяло джудже. Белите джуджета на диаграмата на Херцшпрунг-Ръсел лежат извън главната последователност.

Белите джуджета са краят на еволюцията на звездите със слънчева маса. Те са един вид еволюционна задънена улица. Бавното и тихо изчезване е краят на пътя за всички звезди с маса, по-малка от Слънцето. Какво ще кажете за по-масивните звезди? Видяхме, че животът им е пълен с бурни събития. Но възниква естествен въпрос: как завършват чудовищните катаклизми, наблюдавани под формата на експлозии на свръхнови?

През 1054 г. гостуваща звезда блесна в небето. Виждаше се в небето дори през деня и угасна само няколко месеца по-късно. Днес виждаме останките от тази звездна катастрофа под формата на ярък оптичен обект, обозначен като M1 в каталога на мъглявината Месие. Това е известно Мъглявина Рак- остатък от експлозия на свръхнова.

През 40-те години на нашия век американският астроном В. Бааде започва да изучава централната част на „Рака“, за да се опита да намери звезден остатък от експлозия на свръхнова в центъра на мъглявината. Между другото, името „рак“ е дадено на този обект през 19 век от английския астроном лорд Рос. Бааде намери кандидат за звезден остатък под формата на звездичка 17t.

Но астрономът нямаше късмет, той нямаше подходящо оборудване за подробно изследване и затова не можа да забележи, че тази звезда мига и пулсира. Ако периодът на тези пулсации на яркостта не беше 0,033 секунди, а, да речем, няколко секунди, Бааде несъмнено би забелязал това и тогава честта да открият първия пулсар не би принадлежала на А. Хюиш и Д. Бел.

Около десет години преди Бааде да насочи телескопа си към центъра Мъглявина Рак, теоретичните физици започнаха да изучават състоянието на материята при плътности, превишаващи плътността на белите джуджета (106 - 107 g/cm3). Интересът към този въпрос възникна във връзка с проблема за последните етапи на еволюцията на звездите. Интересно е, че един от съавторите на тази идея е същият Бааде, който свързва самия факт на съществуването на неутронна звезда с експлозия на свръхнова.

Ако материята се компресира до плътност, по-голяма от тази на белите джуджета, започват така наречените процеси на неутронизация. Чудовищното налягане вътре в звездата „задвижва“ електроните в атомните ядра. При нормални условия ядрото, което е абсорбирало електрони, ще бъде нестабилно, защото съдържа излишен брой неутрони. Това обаче не е така при компактните звезди. С увеличаването на плътността на звездата, електроните на изродения газ постепенно се абсорбират от ядрата и малко по малко звездата се превръща в гигант неутронна звезда- капка. Изроденият електронен газ се заменя с изроден неутронен газ с плътност 1014-1015 g/cm3. С други думи, плътността на неутронната звезда е милиарди пъти по-голяма от тази на бялото джудже.

Дълго време тази чудовищна конфигурация на звездата се смяташе за игра на умовете на теоретиците. На природата бяха необходими повече от тридесет години, за да потвърди тази изключителна прогноза. През същите 30-те години е направено още едно важно откритие, което оказва решаващо влияние върху цялата теория за еволюцията на звездите. Чандрасекар и Л. Ландау установиха, че за звезда, която е изчерпала своите източници на ядрена енергия, има определена ограничаваща маса, когато звездата все още остава стабилна. При тази маса налягането на изродения газ все още може да устои на силите на гравитацията. В резултат на това масата на изродените звезди (бели джуджета, неутронни звезди) има крайна граница (граница на Чандрасекар), превишаването на която причинява катастрофално компресиране на звездата, нейния колапс.

Имайте предвид, че ако масата на ядрото на една звезда е между 1,2 M и 2,4 M, крайният „продукт“ от еволюцията на такава звезда трябва да бъде неутронна звезда. С маса на ядрото под 1,2 M, еволюцията в крайна сметка ще доведе до раждането на бяло джудже.

Какво е неутронна звезда? Знаем масата му, знаем също, че се състои главно от неутрони, чиито размери също са известни. От тук е лесно да се определи радиуса на звездата. Оказва се близо... 10 километра! Определянето на радиуса на такъв обект наистина не е трудно, но е много трудно да се визуализира, че маса, близка до масата на Слънцето, може да бъде поставена в обект, чийто диаметър е малко по-голям от дължината на улица Профсоюзная в Москва. Това е гигантска ядрена капка, суперядро на елемент, който не се вписва в никакви периодични системи и има неочаквана, особена структура.

Материята на неутронна звезда има свойствата на свръхтечна течност! Този факт е труден за вярване на пръв поглед, но е факт. Веществото, компресирано до чудовищни ​​плътности, до известна степен прилича на течен хелий. Освен това не бива да забравяме, че температурата на неутронната звезда е около един милиард градуса и, както знаем, свръхфлуидността в земни условия се проявява само при свръхниски температури.

Вярно е, че температурата не играе особена роля в поведението на самата неутронна звезда, тъй като нейната стабилност се определя от налягането на изродения неутронен газ - течност. Структурата на неутронната звезда в много отношения е подобна на структурата на планетата. В допълнение към „мантията“, състояща се от вещество с удивителните свойства на свръхпроводяща течност, такава звезда има тънка, твърда кора с дебелина около километър. Предполага се, че кората има особена кристална структура. Той е особен, защото за разлика от познатите ни кристали, където структурата на кристала зависи от конфигурацията на електронните обвивки на атома, в кората на неутронната звезда атомните ядра са лишени от електрони. Поради това те образуват решетка, напомняща кубичните решетки на желязото, медта, цинка, но съответно с неизмеримо по-високи плътности. Следва мантията, за чиито свойства вече говорихме. В центъра на неутронна звезда плътността достига 1015 грама на кубичен сантиметър. С други думи, една чаена лъжичка от материала на такава звезда тежи милиарди тонове. Предполага се, че в центъра на неутронна звезда има непрекъснато образуване на всички известни в ядрената физика, както и все още неоткрити екзотични елементарни частици.

Неутронните звезди се охлаждат доста бързо. Оценките показват, че през първите десет до сто хиляди години температурата пада от няколко милиарда до стотици милиони градуса. Неутронните звезди се въртят бързо и това води до редица много интересни последици. Между другото, именно малкият размер на звездата й позволява да остане непокътната по време на бързо въртене. Ако диаметърът му не беше 10, а да речем 100 километра, той просто щеше да бъде разкъсан от центробежни сили.

Вече говорихме за интригуващата история на откриването на пулсарите. Веднага беше изложена идеята, че пулсарът е бързо въртяща се неутронна звезда, тъй като от всички известни звездни конфигурации само тя може да остане стабилна, въртяща се с висока скорост. Изследването на пулсарите направи възможно да се стигне до забележителното заключение, че неутронните звезди, открити „на върха на писалката“ от теоретиците, действително съществуват в природата и възникват в резултат на експлозии на свръхнови. Трудностите при откриването им в оптичния диапазон са очевидни, тъй като поради малкия си диаметър повечето неутронни звезди не могат да се видят в най-мощните телескопи, въпреки че, както видяхме, има изключения - пулсар в Мъглявина Рак.

И така, астрономите са открили нов клас обекти - пулсари, бързо въртящи се неутронни звезди. Възниква естествен въпрос: каква е причината за толкова бързо въртене на неутронна звезда, защо всъщност тя трябва да се върти около оста си с огромна скорост?

Причината за това явление е проста. Ние знаем добре как един скейтър може да увеличи скоростта на въртене, когато притисне ръцете си по-близо до тялото си. При това той използва закона за запазване на ъгловия момент. Този закон никога не се нарушава и точно този закон по време на експлозия на свръхнова увеличава многократно скоростта на въртене на нейния остатък, пулсара.

Наистина, по време на колапса на звезда, нейната маса (това, което остава след експлозията) не се променя, но радиусът намалява с около сто хиляди пъти. Но ъгловият момент, равен на произведението на екваториалната скорост на въртене по масата и радиуса, остава същият. Масата не се променя, следователно скоростта трябва да се увеличи със същите сто хиляди пъти.

Нека да разгледаме един прост пример. Нашето Слънце се върти доста бавно около собствената си ос. Периодът на тази ротация е приблизително 25 дни. Така че, ако Слънцето внезапно стане неутронна звезда, периодът му на въртене ще намалее до една десет хилядна от секундата.

Второто важно следствие от законите за опазване е, че неутронните звезди трябва да бъдат много силно намагнетизирани. Всъщност във всеки естествен процес не можем просто да унищожим магнитното поле (ако то вече съществува). Линиите на магнитното поле са завинаги свързани със звездната материя, която има отлична електропроводимост. Големината на магнитния поток върху повърхността на звездата е равна на произведението на силата на магнитното поле от квадрата на радиуса на звездата. Тази стойност е строго постоянна. Ето защо, когато една звезда се свие, магнитното поле трябва да се увеличи много силно. Нека се спрем на това явление по-подробно, тъй като именно това явление определя много от невероятните свойства на пулсарите.

Силата на магнитното поле може да бъде измерена на повърхността на нашата Земя. Ще получим малка стойност от около един гаус. В една добра лаборатория по физика могат да се получат магнитни полета от милион гауса. На повърхността на белите джуджета силата на магнитното поле достига сто милиона гауса. Наблизо полето е още по-силно - до десет милиарда гауса. Но на повърхността на неутронна звезда природата достига абсолютен рекорд. Тук силата на полето може да бъде стотици хиляди милиарди гауса. Празнотата в литров буркан, съдържащ такова поле, би тежала около хиляда тона.

Такива силни магнитни полета не могат да не повлияят (разбира се, в комбинация с гравитационното поле) на естеството на взаимодействието на неутронната звезда с околната материя. В крайна сметка все още не сме говорили защо пулсарите имат огромна активност, защо излъчват радиовълни. И не само радиовълни. Днес астрофизиците са добре запознати с рентгеновите пулсари, наблюдавани само в бинарни системи, източници на гама-лъчи с необичайни свойства, така наречените рентгенови бърстери.

За да си представим различните механизми на взаимодействие на неутронната звезда с материята, нека се обърнем към общата теория за бавните промени в режимите на взаимодействие на неутронните звезди с околната среда. Нека разгледаме накратко основните етапи на такава еволюция. Неутронните звезди - останки от експлозии на свръхнова - първоначално се въртят много бързо с период от 10 -2 - 10 -3 секунди. С такова бързо въртене звездата излъчва радиовълни, електромагнитно излъчване и частици.

Едно от най-удивителните свойства на пулсарите е чудовищната сила на тяхното излъчване, милиарди пъти по-голяма от силата на излъчване от звездните недра. Например мощността на радиоизлъчване на пулсара в „Рака” достига 1031 erg/sec, в оптиката е 1034 erg/sec, което е много повече от мощността на излъчване на Слънцето. Този пулсар излъчва още повече в рентгеновия и гама диапазона.

Как работят тези природни генератори на енергия? Всички радиопулсари имат едно общо свойство, което послужи като ключ към разгадаването на механизма на тяхното действие. Това свойство се крие във факта, че периодът на импулсно излъчване не остава постоянен, той бавно се увеличава. Заслужава да се отбележи, че това свойство на въртящите се неутронни звезди първо е предсказано от теоретиците и след това много бързо е потвърдено експериментално. Така през 1969 г. беше установено, че периодът на излъчване на пулсарни импулси в „Рака“ нараства с 36 милиардни от секундата на ден.

Сега няма да говорим как се измерват толкова кратки периоди от време. За нас е важен самият факт на увеличаване на периода между импулсите, което между другото позволява да се оцени възрастта на пулсарите. Но все пак, защо пулсарът излъчва импулси на радиоизлъчване? Това явление не е напълно обяснено в рамките на нито една завършена теория. Но въпреки това може да се направи качествена картина на явлението.

Работата е там, че оста на въртене на неутронната звезда не съвпада с нейната магнитна ос. От електродинамиката е известно, че ако магнитът се върти във вакуум около ос, която не съвпада с магнитната, тогава електромагнитното излъчване ще възникне точно с честотата на въртене на магнита. В същото време скоростта на въртене на магнита ще се забави. Това е разбираемо от общи съображения, тъй като ако спирането не се случи, просто щяхме да имаме вечен двигател.

Така нашият предавател черпи енергията на радиоимпулсите от въртенето на звездата, а магнитното му поле е като задвижващ ремък на машина. Истинският процес е много по-сложен, тъй като магнитът, въртящ се във вакуум, е само частично аналог на пулсар. В края на краищата неутронната звезда не се върти във вакуум; тя е заобиколена от мощна магнитосфера, плазмен облак и това е добър проводник, който прави свои собствени корекции в простата и доста схематична картина, която начертахме. В резултат на взаимодействието на магнитното поле на пулсара с околната магнитосфера се образуват тесни лъчи на насочено лъчение, които при благоприятно „разположение на звездите“ могат да се наблюдават в различни части на галактиката, по-специално на Земята .

Бързото въртене на радиопулсар в началото на неговия живот причинява не само радиоизлъчване. Значителна част от енергията се отнася и от релативистични частици. Тъй като скоростта на въртене на пулсара намалява, радиационното налягане пада. Преди това радиацията е изтласкала плазмата от пулсара. Сега околната материя започва да пада върху звездата и потушава нейното излъчване. Този процес може да бъде особено ефективен, ако пулсарът е част от двоична система. В такава система, особено ако е достатъчно близо, пулсарът издърпва материята на „нормалния“ спътник върху себе си.

Ако пулсарът е млад и пълен с енергия, радиоизлъчването му все още може да „пробие“ до наблюдателя. Но старият пулсар вече не е в състояние да се бори с натрупването и „угасва“ звездата. Докато въртенето на пулсара се забавя, започват да се появяват други забележителни процеси. Тъй като гравитационното поле на неутронната звезда е много мощно, натрупването на материя освобождава значително количество енергия под формата на рентгенови лъчи. Ако в двойна система нормалният спътник внася значително количество материя в пулсара, приблизително 10 -5 - 10 -6 M годишно, неутронната звезда ще се наблюдава не като радиопулсар, а като рентгенов пулсар.

Но това не е всичко. В някои случаи, когато магнитосферата на неутронна звезда е близо до нейната повърхност, материята започва да се натрупва там, образувайки своеобразна обвивка на звездата. В тази обвивка могат да се създадат благоприятни условия за протичане на термоядрени реакции и тогава можем да видим рентгенов лъч в небето (от английската дума burst - „светкавица“).

В интерес на истината, този процес не трябва да изглежда неочакван за нас, ние вече говорихме за него във връзка с белите джуджета. Въпреки това, условията на повърхността на бяло джудже и неутронна звезда са много различни и следователно рентгеновите лъчи са ясно свързани с неутронните звезди. Термоядрените експлозии се наблюдават от нас под формата на рентгенови изригвания и може би гама-лъчи. Наистина, някои гама-лъчи може да изглеждат причинени от термоядрени експлозии на повърхността на неутронни звезди.

Но да се върнем на рентгеновите пулсари. Механизмът на тяхното излъчване, естествено, е напълно различен от този на бърстерите. Ядрените енергийни източници тук вече не играят никаква роля. Кинетичната енергия на самата неутронна звезда също не може да бъде съгласувана с данните от наблюденията.

Да вземем за пример рентгеновия източник Centaurus X-1. Мощността му е 10 ерг/сек. Следователно резервът от тази енергия би могъл да стигне само за една година. Освен това е съвсем очевидно, че периодът на въртене на звездата в този случай ще трябва да се увеличи. Въпреки това, за много рентгенови пулсари, за разлика от радиопулсарите, периодът между импулсите намалява с времето. Това означава, че проблемът тук не е кинетичната енергия на въртене. Как работят рентгеновите пулсари?

Помним, че те се проявяват в двойни системи. Именно там процесите на натрупване са особено ефективни. Скоростта, с която материята пада върху неутронна звезда, може да достигне една трета от скоростта на светлината (100 хиляди километра в секунда). Тогава един грам от веществото ще освободи енергия от 1020 erg. А за да се осигури отделяне на енергия от 1037 erg/sec, е необходимо потокът на материята към неутронната звезда да бъде 1017 грама в секунда. Това като цяло не е много, около една хилядна от масата на Земята на година.

Доставчикът на материал може да бъде оптичен спътник. Поток от газ непрекъснато ще тече от част от нейната повърхност към неутронната звезда. Той ще доставя както енергия, така и материя на акреционния диск, образуван около неутронната звезда.

Тъй като неутронната звезда има огромно магнитно поле, газът ще "тече" по линиите на магнитното поле към полюсите. Именно там, в сравнително малки "петна" от порядъка на един километър, протичат грандиозни по мащаб процеси на създаване на мощно рентгеново лъчение. Рентгеновите лъчи се излъчват от релативистични и обикновени електрони, движещи се в магнитното поле на пулсара. Газът, който пада върху него, също може да „захрани“ въртенето му. Ето защо именно при рентгеновите пулсари в редица случаи се наблюдава намаляване на периода на въртене.

Източниците на рентгенови лъчи, включени в двойните системи, са едно от най-забележителните явления в космоса. Има малко от тях, вероятно не повече от сто в нашата Галактика, но тяхното значение е огромно не само от гледна точка, по-специално за разбирането на тип I. Двойните системи осигуряват най-естествения и ефективен начин материята да тече от звезда към звезда и именно тук (поради сравнително бързата промяна в масата на звездите) можем да срещнем различни варианти за „ускорена“ еволюция.

Друго интересно съображение. Знаем колко трудно, почти невъзможно е да се оцени масата на една звезда. Но тъй като неутронните звезди са част от двойни системи, може да се окаже, че рано или късно ще бъде възможно емпирично (и това е изключително важно!) да се определи максималната маса на неутронна звезда, както и да се получи пряка информация за нейния произход .

Неутронна звезда
Неутронна звезда

Неутронна звезда - свръхплътна звезда, образувана в резултат на експлозия на свръхнова. Материята на неутронната звезда се състои главно от неутрони.
Неутронната звезда има ядрена плътност (10 14 -10 15 g/cm 3) и типичен радиус от 10-20 km. По-нататъшното гравитационно компресиране на неутронната звезда се предотвратява от налягането на ядрената материя, възникващо поради взаимодействието на неутроните. Това налягане на изродения значително по-плътен неутронен газ е в състояние да запази маси до 3M от гравитационен колапс. По този начин масата на неутронната звезда варира в рамките на (1,4-3)M.

Ориз. 1. Напречно сечение на неутронна звезда с маса 1,5M и радиус R = 16 km. Плътността ρ е посочена в g/cm 3 в различни части на звездата.

Неутриното, получено по време на колапс на свръхнова, бързо охлажда неутронната звезда. Смята се, че температурата му спада от 10 11 до 10 9 K за време от около 100 s. След това скоростта на охлаждане намалява. Въпреки това е високо в космически мащаб. Намаляване на температурата от 10 9 до 10 8 К става за 100 години и до 10 6 К за един милион години.
Има приблизително 1200 известни обекта, които се класифицират като неутронни звезди. Около 1000 от тях се намират в нашата галактика. Структурата на неутронна звезда с маса 1,5M и радиус 16 km е показана на фиг. 1: I – тънък външен слой от плътно опаковани атоми. Област II е кристална решетка от атомни ядра и изродени електрони. Област III е твърд слой от атомни ядра, пренаситени с неутрони. IV – течно ядро, състоящо се предимно от изродени неутрони. Регион V образува адронното ядро ​​на неутронната звезда. В допълнение към нуклоните, той може да съдържа пиони и хиперони. В тази част на неутронната звезда е възможно преминаването на неутронната течност в твърдо кристално състояние, появата на пионен кондензат и образуването на кварк-глюонна и хиперонна плазма. В момента се изясняват някои подробности от структурата на неутронна звезда.
Неутронните звезди са трудни за откриване с помощта на оптични методи поради малкия им размер и ниската им светимост. През 1967 г. Е. Хюиш и Дж. Бел (Кеймбриджкия университет) откриват космически източници на периодично радиоизлъчване - пулсари. Периодите на повторение на радиоимпулсите на пулсарите са строго постоянни и за повечето пулсари са в диапазона от 10 -2 до няколко секунди. Пулсарите са въртящи се неутронни звезди. Само компактни обекти със свойствата на неутронни звезди могат да запазят формата си, без да се срутят при такива скорости на въртене. Запазването на ъгловия момент и магнитното поле по време на колапса на свръхнова и образуването на неутронна звезда води до раждането на бързо въртящи се пулсари с много силно магнитно поле от 10 10 –10 14 G. Магнитното поле се върти заедно с неутронната звезда, но оста на това поле не съвпада с оста на въртене на звездата. С това въртене радиоизлъчването от звездата се плъзга по Земята като лъч на фар. Всеки път, когато лъчът пресича Земята и удари наблюдател на Земята, радиотелескопът открива кратък импулс на радиоизлъчване. Честотата му на повторение съответства на периода на въртене на неутронната звезда. Излъчването от неутронна звезда възниква, когато заредени частици (електрони) от повърхността на звездата се движат навън по линиите на магнитното поле, излъчвайки електромагнитни вълни. Това е механизмът на радиоизлъчване от пулсар, предложен за първи път

Остатъкът от свръхновата Corma-A, която има неутронна звезда в центъра си

Неутронните звезди са останките от масивни звезди, които са достигнали края на своя еволюционен път във времето и пространството.

Тези интересни обекти са родени от някогашни масивни гиганти, които са четири до осем пъти по-големи от нашето Слънце. Това се случва при експлозия на свръхнова.

След такава експлозия външните слоеве се изхвърлят в космоса, ядрото остава, но вече не е в състояние да поддържа ядрен синтез. Без външен натиск от горните слоеве, той се срутва и свива катастрофално.

Въпреки малкия си диаметър - около 20 км, неутронните звезди могат да се похвалят с 1,5 пъти по-голяма маса от нашето Слънце. Поради това те са невероятно плътни.

Малка лъжичка звездна материя на Земята би тежала около сто милиона тона. В него протоните и електроните се комбинират, за да образуват неутрони - процес, наречен неутронизация.

Съединение

Техният състав е неизвестен; предполага се, че те могат да се състоят от свръхтечна неутронна течност. Те имат изключително силно гравитационно привличане, много по-голямо от това на Земята или дори Слънцето. Тази гравитационна сила е особено впечатляваща, защото е малка по размер.
Всички те се въртят около една ос. По време на компресията се запазва ъгловият момент на въртене и поради намаляването на размера скоростта на въртене се увеличава.

Поради огромната скорост на въртене, външната повърхност, която е твърда „кора“, периодично се напуква и възникват „звездни трусове“, които забавят скоростта на въртене и изхвърлят „излишната“ енергия в космоса.

Зашеметяващите налягания, които съществуват в ядрото, може да са подобни на тези, които са съществували по време на големия взрив, но за съжаление не могат да бъдат симулирани на Земята. Следователно тези обекти са идеални естествени лаборатории, където можем да наблюдаваме енергии, недостъпни на Земята.

Радиопулсари

Радиоулсарите са открити в края на 1967 г. от студентката Джоселин Бел Бърнел като радиоизточници, които пулсират с постоянна честота.
Радиацията, излъчвана от звездата, се вижда като пулсиращ източник на радиация или пулсар.

Схематично представяне на въртенето на неутронна звезда

Радиопулсарите (или просто пулсарите) са въртящи се неутронни звезди, чиито струи частици се движат почти със скоростта на светлината, като въртящ се лъч на фар.

След като се въртят непрекъснато в продължение на няколко милиона години, пулсарите губят енергията си и се превръщат в нормални неутронни звезди. Днес са известни само около 1000 пулсара, въпреки че може да има стотици от тях в галактиката.

Радиопулсар в мъглявината Рак

Някои неутронни звезди излъчват рентгенови лъчи. Известната мъглявина Рак е добър пример за такъв обект, образуван по време на експлозия на свръхнова. Тази експлозия на свръхнова е наблюдавана през 1054 г. сл. Хр.

Вятър от Пулсар, видео от телескопа Чандра

Радиопулсар в мъглявината Рак, заснет от космическия телескоп Хъбъл през 547nm филтър (зелена светлина) от 7 август 2000 г. до 17 април 2001 г.

Магнетари

Неутронните звезди имат магнитно поле милиони пъти по-силно от най-силното магнитно поле, създадено на Земята. Известни са още като магнетари.

Планети около неутронни звезди

Днес знаем, че четири имат планети. Когато е в двоична система, е възможно да се измери масата му. От тези радио- или рентгенови двоични системи, измерените маси на неутронни звезди са около 1,4 пъти по-големи от масата на Слънцето.

Двойни системи

Напълно различен тип пулсар се наблюдава в някои рентгенови двойни системи. В тези случаи неутронната звезда и обикновената образуват двойна система. Силно гравитационно поле извлича материал от обикновена звезда. Материалът, който пада върху него по време на процеса на натрупване, се нагрява толкова много, че произвежда рентгенови лъчи. Импулсните рентгенови лъчи се виждат, когато горещи точки върху въртящия се пулсар преминават през линията на видимост от Земята.

За бинарни системи, съдържащи неизвестен обект, тази информация помага да се разграничи дали това е неутронна звезда или, например, черна дупка, тъй като черните дупки са много по-масивни.