Valkoinen kääpiö, neutronitähti, musta aukko. Neutronitähti Painovoima neutronitähdissä

27. joulukuuta 2004, gammasäteily, joka saapui meille aurinkokunta SGR 1806-20 (kuvattu taiteilijan näkökulmasta). Räjähdys oli niin voimakas, että se vaikutti Maan ilmakehään yli 50 000 valovuoden päässä.

neutronitähti- kosminen kappale, joka on yksi evoluution mahdollisista tuloksista ja joka koostuu pääasiassa neutroniytimestä, joka on peitetty suhteellisen ohuella (n. 1 km) ainekuorella raskaiden atomiytimien ja elektronien muodossa. Neutronitähtien massat ovat verrattavissa massaan, mutta neutronitähden tyypillinen säde on vain 10-20 kilometriä. Siksi tällaisen esineen aineen keskimääräinen tiheys on useita kertoja suurempi kuin tiheys atomiydin(joka raskaille ytimille on keskimäärin 2,8 10 17 kg/m³). Neutronitähden painovoiman supistumisen edelleen estää ydinaineen paine, joka syntyy neutronien vuorovaikutuksesta.

Monilla neutronitähdillä on erittäin korkeat pyörimisnopeudet - jopa tuhat kierrosta sekunnissa. Neutronitähdet syntyvät tähtien räjähdyksistä.

Useimpien luotettavasti mitattujen neutronitähtien massat ovat 1,3-1,5 auringon massaa, mikä on lähellä Chandrasekharin raja-arvoa. Teoreettisesti neutronitähdet, joiden massa on 0,1 - noin 2,5 auringon massaa, ovat hyväksyttäviä, mutta massarajan ylärajan arvo tunnetaan tällä hetkellä erittäin epätarkasti. Massiivisimmat tunnetut neutronitähdet ovat Vela X-1 (sen massa on vähintään 1,88 ± 0,13 auringon massaa 1σ-tasolla, mikä vastaa α≈34 %:n merkitsevyystasoa), PSR J1614-2230ruen (massaarviolla 1,97 ± 0,04 aurinkoenergiaa) ja PSR J0348+0432ruen (massaarvio 2,01 ± 0,04 aurinkoenergiaa). Neutronitähtien painovoimaa tasapainottaa rappeutuneen neutronikaasun paine, neutronitähden massan maksimiarvon antaa Oppenheimer-Volkov-raja, jonka numeerinen arvo riippuu (vielä huonosti tunnetusta) tilayhtälöstä. aineesta tähden ytimessä. On olemassa teoreettisia edellytyksiä sille, että tiheyden vieläkin suuremmalla kasvulla neutronitähtien muuttaminen kvarkkitähteiksi on mahdollista.

Neutronitähden rakenne.

Magneettikenttä neutronitähtien pinnalla saavuttaa arvon 10 12 -10 13 gauss (vertailun vuoksi, maapallolla on noin 1 gauss), neutronitähtien magnetosfäärien prosessit ovat vastuussa pulsarien radiosäteilystä. . 1990-luvulta lähtien jotkut neutronitähdet on tunnistettu magnetaareiksi - tähdiksi, joiden magneettikentät ovat luokkaa 10 14 G tai enemmän. Sellaiset magneettikentät (ylittää "kriittisen" arvon 4,414 10 13 Gs, jossa elektronin vuorovaikutusenergia magneettikenttä ylittää lepoenergiansa mec²) esitellä laadullisesti uutta fysiikkaa, koska erityiset relativistiset vaikutukset, fyysisen tyhjiön polarisaatio jne. tulevat merkittäviksi.

Vuoteen 2012 mennessä on löydetty noin 2000 neutronitähteä. Heistä noin 90 prosenttia on sinkkuja. Yhteensä meillä voi olla 10 8 -10 9 neutronitähteä, eli noin yksi tuhatta tavallista tähteä. Neutronitähdille ominaista suuri nopeus liikettä (yleensä satoja km/s). Pilviaineen kertymisen seurauksena tässä tilanteessa voidaan nähdä neutronitähti eri spektrialueilla, mukaan lukien optinen, jonka osuus säteilyenergiasta on noin 0,003 % (vastaa 10 magnitudia).

Valon painovoimapoikkeama (valon relativistisen taipumisen vuoksi yli puolet pinnasta on näkyvissä)

Neutronitähdet ovat yksi harvoista kosmisten esineiden luokista, jotka teoriassa ennustettiin ennen kuin tarkkailijat löysivät ne.

Vuonna 1933 tähtitieteilijät Walter Baade ja Fritz Zwicky ehdottivat, että neutronitähti voisi muodostua supernovaräjähdyksessä. Tuon ajan teoreettiset laskelmat osoittivat, että neutronitähden säteily on liian heikkoa ja mahdotonta havaita. Kiinnostus neutronitähtiä kohtaan kasvoi 1960-luvulla, kun röntgentähtitiede alkoi kehittyä, koska teoria ennusti, että niiden maksimi lämpösäteilyä putoaa pehmeälle röntgenalueelle. Kuitenkin yllättäen ne löydettiin radiohavainnoista. Vuonna 1967 Jocelyn Bell, E. Hewishin jatko-opiskelija, löysi esineitä, jotka lähettävät säännöllisiä radioaaltopulsseja. Tämä ilmiö selittyy radiosäteen kapealla suunnalla nopeasti pyörivästä kohteesta - eräänlaisesta "kosmisesta majakasta". Mutta mikä tahansa tavallinen tähti romahtaa niin suurella pyörimisnopeudella. Vain neutronitähdet soveltuivat tällaisten majakoiden rooliin. Pulsaria PSR B1919+21 pidetään ensimmäisenä löydettynä neutronitähtenä.

Neutronitähden vuorovaikutusta ympäröivän aineen kanssa määrää kaksi pääparametria ja sen seurauksena niiden havaittavissa oleva ilmenemismuoto: pyörimisjakso (nopeus) ja magneettikentän suuruus. Ajan myötä tähti kuluttaa pyörimisenergiaansa ja sen pyöriminen hidastuu. Myös magneettikenttä heikkenee. Tästä syystä neutronitähti voi muuttaa tyyppiään elämänsä aikana. Alla on neutronitähtien nimikkeistö pyörimisnopeuden mukaan laskevassa järjestyksessä V.M.:n monografian mukaan. Lipunov. Koska pulsarimagnetosfäärien teoria on vielä kehitteillä, on olemassa vaihtoehtoisia teoreettisia malleja.

Vahvat magneettikentät ja lyhyt pyörimisjakso. Magnetosfäärin yksinkertaisimmassa mallissa magneettikenttä pyörii jäykässä kappaleessa, eli samalla kulmanopeus, joka on neutronitähden runko. Tietyllä säteellä kentän lineaarinen pyörimisnopeus lähestyy valon nopeutta. Tätä sädettä kutsutaan "valosylinterin säteeksi". Tämän säteen ulkopuolella tavallista dipolikenttää ei voi olla, joten kentänvoimakkuusviivat katkeavat tässä pisteessä. Magneettisia kenttälinjoja pitkin liikkuvat varautuneet hiukkaset voivat jättää neutronitähden tällaisten kallioiden läpi ja lentää pois tähtienväliseen avaruuteen. Tämän tyyppinen neutronitähti "poistaa" (ranskan sanasta éjector - sylkeä, työntää ulos) relativistisia varautuneita hiukkasia, jotka säteilevät radioalueella. Ejektorit havaitaan radiopulsareina.

Potkuri

Pyörimisnopeus on jo riittämätön hiukkasten heittämiseen, joten tällainen tähti ei voi olla radiopulsari. Pyörimisnopeus on kuitenkin edelleen suuri, eikä neutronitähteä ympäröivän magneettikentän vangitsema aine voi pudota, eli aineen kertymistä ei tapahdu. Tämän tyyppisillä neutronitähdillä ei käytännössä ole havaittavia ilmenemismuotoja, ja niitä on tutkittu huonosti.

Accretor (röntgenpulsar)

Pyörimisnopeus laskee sellaiselle tasolle, että nyt mikään ei estä ainetta putoamasta tällaisen neutronitähden päälle. Putoava aine, joka on jo plasmatilassa, liikkuu magneettikentän linjoja pitkin ja osuu neutronitähden rungon kiinteään pintaan sen napojen alueella kuumeneen jopa kymmeniin miljooniin asteisiin. Näin korkeisiin lämpötiloihin kuumennettu aine hehkuu kirkkaasti röntgenalueella. Alue, jossa tuleva aine törmää neutronitähden kappaleen pintaan, on hyvin pieni - vain noin 100 metriä. Tämä kuuma piste katoaa ajoittain näkyvistä tähden pyörimisen vuoksi, ja röntgensäteiden säännöllisiä pulsaatioita havaitaan. Tällaisia kohteita kutsutaan röntgenpulsareiksi.

Georotaattori

Tällaisten neutronitähtien pyörimisnopeus on alhainen, eikä se estä lisääntymistä. Mutta magnetosfäärin mitat ovat sellaiset, että magneettikenttä pysäyttää plasman ennen kuin painovoima vangitsee sen. Samanlainen mekanismi toimii Maan magnetosfäärissä, minkä vuoksi tämäntyyppiset neutronitähdet saivat nimensä.

Magnetar

Neutronitähti, jolla on poikkeuksellisen voimakas magneettikenttä (jopa 10 11 T). Teoreettisesti magnetaarien olemassaolo ennustettiin vuonna 1992, ja ensimmäiset todisteet niiden todellisesta olemassaolosta saatiin vuonna 1998, kun niitä havainnoitiin. voimakas salama gamma- ja röntgensäteily lähteestä SGR 1900+14 Akvilan tähdistössä. Magnetaarien käyttöikä on noin 1 000 000 vuotta. Magneeteilla on vahvin magneettikenttä vuonna .

Magnetaarit ovat huonosti ymmärretty neutronitähtien tyyppi, koska harvat ovat tarpeeksi lähellä Maata. Magnetaarien halkaisija on noin 20-30 km, mutta useimpien massat ylittävät Auringon massan. Magnetaari on niin puristettu, että sen aineen herne painaisi yli 100 miljoonaa tonnia. Suurin osa tunnetuista magnetaareista pyörii hyvin nopeasti, ainakin muutama kierros akselin ympäri sekunnissa. Niitä havaitaan gammasäteilyssä lähellä röntgensäteitä, ne eivät lähetä radiosäteilyä. Magnetaarin elinkaari on melko lyhyt. Niiden vahvat magneettikentät häviävät noin 10 000 vuoden kuluttua, minkä jälkeen niiden aktiivisuus ja röntgensäteily lakkaavat. Yhden oletuksen mukaan galaksiimme olisi voinut muodostua jopa 30 miljoonaa magnetaaria koko sen olemassaolon aikana. Magnetaarit muodostuvat massiivisista tähdistä, joiden alkumassa on noin 40 M☉.

Magnetaarin pinnalle muodostuneet iskut aiheuttavat tähdessä valtavia värähtelyjä; niihin liittyvät magneettikentän vaihtelut johtavat usein valtaviin gammasäteilypurkauksiin, jotka tallennettiin Maahan vuosina 1979, 1998 ja 2004.

Toukokuussa 2007 tiedettiin kaksitoista magnetaaria, ja kolme muuta ehdokasta odotti vahvistusta. Esimerkkejä tunnetuista magnetaareista:

SGR 1806-20, joka sijaitsee 50 000 valovuoden päässä Maasta galaksimme vastakkaisella puolella Linnunrata Jousimiehen tähdistössä.
SGR 1900+14, 20 000 valovuoden etäisyydellä, sijaitsee Akvilan tähdistössä. Pitkän vähäpäästöisen jakson jälkeen (merkittäviä räjähdyksiä vain vuosina 1979 ja 1993) voimistui touko-elokuussa 1998, ja 27. elokuuta 1998 havaittu räjähdys oli tarpeeksi voimakas sammumaan. avaruusalus LÄHELLÄ Suutarin vaurioiden estämiseksi. NASAn Spitzer-teleskooppi havaitsi 29. toukokuuta 2008 ainerenkaita tämän magnetaarin ympäriltä. Uskotaan, että tämä rengas muodostui vuonna 1998 havaitun räjähdyksen aikana.
1E 1048.1-5937 on poikkeava röntgenpulsari, joka sijaitsee 9000 valovuoden päässä Carinan tähdistössä. Tähden, josta magnetaari muodostui, massa oli 30-40 kertaa suurempi kuin Auringon.
Täydellinen luettelo on magnetaarien luettelossa.

Syyskuusta 2008 lähtien ESO raportoi alun perin magnetaariksi luultua esineen tunnistamisesta, SWIFT J195509+261406; se tunnistettiin alun perin gammapurskeilla (GRB 070610)

Tällaisen esineen aineet ovat useita kertoja suurempia kuin atomiytimen tiheys (joka raskailla ytimillä on keskimäärin 2,8⋅10 17 kg/m³). Neutronitähden painovoiman supistumisen edelleen estää ydinaineen paine, joka syntyy neutronien vuorovaikutuksesta.

Monilla neutronitähdillä on erittäin korkeat pyörimisnopeudet - jopa useita satoja kierroksia sekunnissa. Neutronitähdet muodostuvat supernovaräjähdyksen seurauksena.

Yleistä tietoa

Neutronitähdistä, joiden massat on mitattu luotettavasti, useimmat ovat välillä 1,3–1,5 auringon massaa, mikä on lähellä Chandrasekharin rajaa. Teoriassa neutronitähdet, joiden massa on 0,1 - noin 2,16 auringon massaa, ovat hyväksyttäviä. Massiivisimmat tunnetut neutronitähdet ovat Vela X-1 (sen massa on vähintään 1,88 ± 0,13 auringon massaa 1σ-tasolla, mikä vastaa α≈34 %:n merkitsevyystasoa), PSR J1614–2230 en (massalla arvio 1, 97±0,04 aurinkoenergiaa) ja PSR J0348+0432 fi (massaarvio 2,01±0,04 aurinkoa). Neutronitähtien painovoimaa tasapainottaa rappeutuneen neutronikaasun paine. Neutronitähden massan maksimiarvon antaa Oppenheimer-Volkov-raja, joka riippuu (vielä huonosti tunnetusta) aineen tilayhtälöstä tähden ytimessä. On olemassa teoreettisia edellytyksiä sille, että tiheyden vieläkin suuremmalla kasvulla neutronitähtien muuttuminen kvarkkitähdiksi on mahdollista.

Vuoteen 2015 mennessä on löydetty yli 2500 neutronitähteä. Heistä noin 90 prosenttia on sinkkuja. Kaikkiaan galaksissamme voi olla 10 8 - 10 9 neutronitähteä, eli noin yksi tuhatta tavallista tähteä. Neutronitähdille on ominaista suuret nopeudet (yleensä satoja km/s). Pilviaineen kertymisen seurauksena neutronitähti tässä tilanteessa voi olla näkyvissä Maasta eri spektrialueilla, mukaan lukien optinen, jonka osuus säteilyenergiasta on noin 0,003 % (vastaa 10 magnitudia).

Rakenne

Neutronitähdessä voidaan erottaa viisi kerrosta: ilmakehä, ulkokuori, sisäkuori, ulkoydin ja sisäydin.

Neutronitähden ilmakehä on erittäin ohut plasmakerros (kuumien tähtien kymmenistä senttimetreistä kylmien millimetreihin), siihen muodostuu neutronitähden lämpösäteily.

Ulkokuori koostuu ioneista ja elektroneista, sen paksuus on useita satoja metrejä. Ohut (enintään muutaman metrin) kuuman neutronitähden pintaa lähellä oleva kerros sisältää rappeutumatonta elektronikaasua, syvemmät kerrokset - rappeutunutta elektronikaasua, syvyyden kasvaessa siitä tulee relativistinen ja ultrarelativistinen.

Sisäkuori koostuu elektroneista, vapaista neutroneista ja atomiytimistä, joissa on ylimäärä neutroneja. Syvyyden kasvaessa vapaiden neutronien osuus kasvaa, kun taas atomiytimien osuus pienenee. Sisäkuoren paksuus voi olla useita kilometrejä.

Ulkoydin koostuu neutroneista, joissa on pieni seos (useita prosentteja) protoneja ja elektroneja. Pienimassaisissa neutronitähdissä ulompi ydin voi ulottua tähden keskustaan.

Massiivisilla neutronitähdillä on myös sisäydin. Sen säde voi olla useita kilometrejä, tiheys ytimen keskustassa voi ylittää atomiytimien tiheyden 10-15 kertaa. Sisäytimen koostumusta ja tilayhtälöä ei tunneta varmasti. On olemassa useita hypoteeseja, joista kolme todennäköisintä ovat: 1) kvarkkiydin, jossa neutronit hajoavat ylös ja alas kvarkeiksi; 2) baryonien hyperoniydin, mukaan lukien omituiset kvarkit; ja 3) kaon-ydin, joka koostuu kahdesta kvarkkimesonista, mukaan lukien outoja (anti)kvarkeja. Tällä hetkellä on kuitenkin mahdotonta vahvistaa tai kumota mitään näistä hypoteeseista.

Jäähdyttävät neutronitähdet

Neutronitähden syntyhetkellä (supernovaräjähdyksen seurauksena) sen lämpötila on erittäin korkea - noin 10 11 K (eli 4 suuruusluokkaa korkeampi kuin Auringon keskustan lämpötila), mutta se putoaa hyvin nopeasti neutriinojäähdytyksen vuoksi. Vain muutamassa minuutissa lämpötila laskee 10 11 - 10 9 K, kuukaudessa - 10 8 K. Sitten neutriinojen valoisuus laskee jyrkästi (se riippuu hyvin paljon lämpötilasta), ja jäähtyminen tapahtuu paljon hitaammin johtuen pinnan fotoni (lämpö)säteily. Tunnettujen neutronitähtien pintalämpötila, joille se on mitattu, on luokkaa 10 5 - 10 6 K (vaikka ydin on ilmeisesti paljon kuumempi).

Löytöhistoria

Neutronitähdet ovat yksi harvoista avaruusobjektien luokista, jotka teoriassa ennustettiin ennen kuin tarkkailijat löysivät ne.

Kuuluisa neuvostotieteilijä Lev Landau ilmaisi ensimmäistä kertaa ajatuksen lisääntyneen tiheyden omaavien tähtien olemassaolosta jo ennen neutronin löytöä, jonka Chadwick teki helmikuun alussa 1932. Niinpä artikkelissaan Tähtiteoriasta, joka kirjoitettiin helmikuussa 1931 ja joka tuntemattomista syistä myöhässä julkaistiin 29. helmikuuta 1932 (yli vuotta myöhemmin), hän kirjoittaa: "Odotamme, että kaikki tämä [kvanttilakien rikkominen mekaniikka] tulisi ilmetä, kun aineen tiheys kasvaa niin suureksi, että atomiytimet joutuvat läheiseen kosketukseen muodostaen yhden jättimäisen ytimen.

"Potkuri"

Pyörimisnopeus ei enää riitä hiukkasten poistamiseen, joten tällainen tähti ei voi olla radiopulsari. Pyörimisnopeus on kuitenkin edelleen suuri, eikä neutronitähteä ympäröivän magneettikentän vangitsema aine voi pudota, eli aineen kertymistä ei tapahdu. Tämän tyyppisillä neutronitähdillä ei käytännössä ole havaittavia ilmenemismuotoja, ja niitä on tutkittu huonosti.

Accretor (röntgenpulsar)

Pyörimisnopeus pienenee niin paljon, että nyt mikään ei estä ainetta putoamasta tällaisen neutronitähden päälle. Pudotessaan aine, jo plasmatilassa, liikkuu magneettikentän linjoja pitkin ja osuu neutronitähden kappaleen kiinteään pintaan sen napojen alueella kuumeneen jopa kymmeniin miljooniin asteisiin. Näin korkeisiin lämpötiloihin kuumennettu aine hehkuu kirkkaasti röntgenalueella. Alue, jossa tuleva aine törmää neutronitähden kappaleen pintaan, on hyvin pieni - vain noin 100 metriä. Tämä kuuma piste katoaa ajoittain näkyvistä tähden pyörimisen vuoksi, joten röntgensäteiden säännöllisiä pulsaatioita havaitaan. Tällaisia kohteita kutsutaan röntgenpulsareiksi.

Georotaattori

Huomautuksia

Dmitri Trunin. Astrofyysikot ovat selvittäneet neutronitähtien rajoittavan massan (määrätön) . nplus1.ru. Haettu 18 tammikuuta 2018.
H. Quaintrell et ai. Neutronitähden massa Vela X-1:ssä ja vuoroveden aiheuttamat ei-radiaaliset värähtelyt GP Velissä // Tähtitiede ja astrofysiikka. - Huhtikuu 2003 - Nro 401. - s. 313-323. - arXiv :astro-ph/0301243 .
P. B. Demorest, T. Pennucci, S. M. Ransom, M. S. E. Roberts & J. W. T. Hessels. Kahden aurinkomassan neutronitähti mitattuna Shapiro-viiveellä // Luonto. - 2010. - Vol. 467 . - s. 1081-1083.

neutronitähti

Laskelmat osoittavat, että M ~ 25M supernovan räjähdys jättää jälkeensä tiheän neutroniytimen (neutronitähden), jonka massa on ~ 1,6 M . Tähdissä, joiden jäännösmassa M > 1,4 M ja jotka eivät ole saavuttaneet supernovavaihetta, rappeutuneen elektronikaasun paine ei myöskään pysty tasapainottamaan painovoimat ja tähti kutistuu ydintiheyden tilaan. Tämän painovoiman romahtamisen mekanismi on sama kuin supernovaräjähdyksessä. Paine ja lämpötila tähden sisällä saavuttavat sellaiset arvot, joissa elektronit ja protonit näyttävät "puristuvan" toisiinsa ja reaktion seurauksena

neutriinojen heiton jälkeen muodostuu neutroneja, jotka vievät paljon pienemmän faasitilavuuden kuin elektronit. Ilmestyy niin kutsuttu neutronitähti, jonka tiheys on 10 14 - 10 15 g/cm 3 . Neutronitähden tyypillinen koko on 10-15 km. Tietyssä mielessä neutronitähti on jättimäinen atomiydin. Gravitaatiosupistumisen jatkaminen estyy ydinaineen paineella, joka syntyy neutronien vuorovaikutuksesta. Tämä on myös rappeutumispaine, kuten aiemmin valkoisen kääpiön tapauksessa, mutta se on paljon tiheämmän neutronikaasun degeneraatiopaine. Tämä paine pystyy pitämään massoja jopa 3,2M.
Romahdushetkellä syntyvät neutriinot jäähdyttävät neutronitähden melko nopeasti. Teoreettisten arvioiden mukaan sen lämpötila laskee 10 11:stä 10 9 K:een ~ 100 sekunnissa. Lisäksi jäähdytysnopeus laskee jonkin verran. Se on kuitenkin tähtitieteellisesti varsin korkea. Lämpötilan lasku 10 9 K:stä 10 8 K:een tapahtuu 100 vuodessa ja 10 6 K:een miljoonassa vuodessa. Neutronitähtien havaitseminen optisilla menetelmillä on melko vaikeaa niiden pienen koon ja alhaisen lämpötilan vuoksi.
Vuonna 1967 Cambridgen yliopistossa Hewish ja Bell löysivät jaksollisen sähkömagneettisen säteilyn kosmiset lähteet - pulsarit. Useimpien pulsareiden pulssin toistojaksot ovat välillä 3,3·10 -2 - 4,3 s. Nykyaikaisten käsitteiden mukaan pulsarit ovat pyöriviä neutronitähtiä, joiden massa on 1 - 3 M ja halkaisija 10 - 20 km. Vain kompaktit esineet, joilla on neutronitähtien ominaisuudet, voivat säilyttää muotonsa romahtamatta sellaisilla pyörimisnopeuksilla. Kulmamäärän ja magneettikentän säilyminen neutronitähden muodostumisen aikana johtaa nopeasti pyörivien pulsareiden syntymiseen, joilla on vahva magneettikenttä B ~ 10 12 G.
Uskotaan, että neutronitähdellä on magneettikenttä, jonka akseli ei ole sama kuin tähden pyörimisakseli. Tässä tapauksessa tähden säteily (radioaallot ja näkyvä valo) liukuu maapallon yli kuin majakan säteet. Kun säde ylittää Maan, impulssi rekisteröidään. Neutronitähden säteily johtuu siitä, että varautuneet hiukkaset tähden pinnasta liikkuvat ulospäin magneettikenttälinjoja pitkin lähettäen sähkömagneettisia aaltoja. Tämä Goldin ensimmäisenä ehdottama pulsar-radiopäästömekanismi on esitetty kuvassa. 39.

Jos säteilysäde osuu maalliseen tarkkailijaan, radioteleskooppi havaitsee lyhyitä radiosäteilypulsseja, joiden jakso on yhtä suuri kuin neutronitähden pyörimisjakso. Pulssin muoto voi olla hyvin monimutkainen, mikä johtuu neutronitähden magnetosfäärin geometriasta ja on ominaista jokaiselle pulsarille. Pulsarien pyörimisjaksot ovat tiukasti vakioita ja näiden jaksojen mittaustarkkuus on 14-numeroinen.
Pulsarit, jotka ovat osa binäärijärjestelmiä, on nyt löydetty. Jos pulsari kiertää toista komponenttia, tulee pulsarin jakson vaihtelua havaita Doppler-ilmiön vuoksi. Kun pulsar lähestyy tarkkailijaa, radiopulssien tallennettu jakso pienenee Doppler-ilmiön vuoksi ja pulsarin siirtyessä pois meistä sen jakso kasvaa. Tämän ilmiön perusteella löydettiin pulsarit, jotka ovat osa kaksoistähtiä. Ensimmäisellä löydetyllä pulsarilla PSR 1913 + 16, joka on osa binäärijärjestelmää, kiertoradalla oli 7 tuntia 45 minuuttia. Pulsarin PSR 1913 + 16 oikea kierrosaika on 59 ms.
Pulsarin säteilyn pitäisi johtaa neutronitähden pyörimisnopeuden laskuun. Tällainen vaikutus havaittiin myös. Neutronitähti, joka on osa binäärijärjestelmää, voi myös olla voimakkaiden röntgensäteiden lähde.
Neutronitähden, jonka massa on 1,4 M ja jonka säde on 16 km, rakenne on esitetty kuvassa. 40.

I - ohut ulompi kerros tiheästi pakattuja atomeja. Alueilla II ja III ytimet on järjestetty kehokeskeisen kuutiohilan muotoon. Alue IV koostuu pääasiassa neutroneista. Alueella V aine voi koostua pioneista ja hyperoneista, jotka muodostavat neutronitähden hadronisen ytimen. Yksittäisiä yksityiskohtia neutronitähden rakenteesta täsmennetään parhaillaan.
Neutronitähtien muodostuminen ei aina ole seurausta supernovaräjähdyksestä. Toinen mekanismi neutronitähtien muodostumiselle valkoisten kääpiöiden evoluution aikana läheisissä kaksoistähtijärjestelmissä on myös mahdollinen. Aineen virtaus kumppanitähdestä valkoiseen kääpiöön lisää vähitellen valkoisen kääpiön massaa, ja kriittisen massan (Chandrasekhar-rajan) saavuttaessa valkoinen kääpiö muuttuu neutronitähdeksi. Siinä tapauksessa, että aineen virtaus jatkuu neutronitähden muodostumisen jälkeen, sen massa voi kasvaa merkittävästi ja painovoiman romahtamisen seurauksena se voi muuttua mustaksi aukoksi. Tämä vastaa niin kutsuttua "hiljaista" romahdusta.
Kompaktit kaksoitähdet voivat myös esiintyä röntgenlähteinä. Se syntyy myös "normaalista" tähdestä putoavan aineen kertymisestä tiiviimpään tähdeen. Aineen kertyessä neutronitähteen, jonka B > 10 10 G, aine putoaa magneettinapojen alueelle. Röntgensäteilyä moduloi sen pyöriminen akselin ympäri. Tällaisia lähteitä kutsutaan röntgenpulsareiksi.
On olemassa röntgenlähteitä (kutsutaan purskeiksi), joissa säteilypurkauksia esiintyy ajoittain useiden tuntien tai päivien välein. Tyypillinen purskeen nousuaika on 1 sekunti. Purskeen kesto 3-10 sekuntia. Purskehetken intensiteetti voi ylittää valoisuuden lepotilassa 2 - 3 suuruusluokkaa. Tällä hetkellä tunnetaan useita satoja tällaisia lähteitä. Uskotaan, että säteilypurkaukset syntyvät neutronitähden pinnalle kertyneen aineen lämpöydinräjähdyksen seurauksena.
On hyvin tunnettua, että pienillä etäisyyksillä nukleonien välillä (< 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 нерешенных проблем. Расчеты показывают, что при плотностях вещества ρ >ρ-myrkky, sellaiset prosessit kuten pionikondensaatin ilmaantuminen, neutronoidun aineen siirtyminen kiinteään kiteiseen tilaan, hyperonin ja kvarkkigluoniplasman muodostuminen ovat mahdollisia. Neutroniaineen supernesteisten ja suprajohtavien tilojen muodostuminen on mahdollista.
Mukaisesti moderneja ideoita aineen käyttäytymisestä tiheydellä 10 2 - 10 3 kertaa suurempi kuin ydintiheys (eli tällaisista tiheydistä puhutaan, kun puhutaan neutronitähden sisäisestä rakenteesta), atomiytimiä muodostuu tähden sisällä lähellä stabiilisuusrajaa. Syvempää ymmärrystä voidaan saavuttaa tutkimalla ydinaineen tiheydestä, lämpötilasta ja stabiilisuudesta riippuvaa aineen tilaa eksoottisilla protonien lukumäärän suhteilla ytimessä olevien neutronien lukumäärään n p /n n , ottaen huomioon heikot prosesseja, joihin liittyy neutriinoja. Tällä hetkellä raskaiden ionien väliset ydinreaktiot ovat käytännössä ainoa tapa tutkia ainetta tiheydellä, joka on suurempi kuin ydin. Kokeelliset tiedot raskaiden ionien törmäyksestä eivät kuitenkaan vielä tarjoa riittävästi tietoa, koska saavutettavissa olevat n p / n n -arvot sekä kohdeytimelle että tulevalle kiihdytetylle ytimelle ovat pieniä (~ 1 - 0,7).
Radiopulsaarien jaksojen tarkat mittaukset ovat osoittaneet, että neutronitähden pyörimisnopeus hidastuu vähitellen. Tämä johtuu tähden pyörimisen kineettisen energian siirtymisestä pulsarin säteilyenergiaksi ja neutriinojen emissiosta. Pienet hyppyt radiopulsaarien jaksoissa selittyvät jännitysten kertymisellä neutronitähden pintakerrokseen, johon liittyy "halkeilua" ja "katkoa", mikä johtaa muutokseen tähden pyörimisnopeudessa. Havaitut radiopulsarien ajalliset ominaisuudet sisältävät tietoa neutronitähden "kuoren" ominaisuuksista, sen sisällä olevista fysikaalisista olosuhteista ja neutroniaineen superfluiditeetista. SISÄÄN Viime aikoina huomattava määrä radiopulsareita, joiden jaksot ovat alle 10 ms, on löydetty. Tämä edellyttää ajatusten selventämistä prosesseista, joita tapahtuu neutronitähdet.
Toinen ongelma on neutronitähtien neutrinoprosessien tutkiminen. Neutriinojen emissio on yksi neutronitähden energiahäviömekanismeista 10 5 - 10 6 vuoden aikana sen muodostumisen jälkeen.

Neutronitähtien olemassaolon hypoteesin esittivät tähtitieteilijät W. Baade ja F. Zwicky heti neutronin löytämisen jälkeen vuonna 1932. Mutta tämä hypoteesi vahvistettiin havainnoilla vasta pulsarien löytämisen jälkeen vuonna 1967.

Neutronitähdet muodostuvat normaalien tähtien, joiden massa on useita kertoja Auringon massasta, painovoiman romahtamisen seurauksena. Neutronitähden tiheys on lähellä atomiytimen tiheyttä, ts. 100 miljoonaa kertaa suurempi kuin tavallisen aineen tiheys. Siksi valtavalla massallaan neutronitähden säde on vain noin. 10 km.

Neutronitähden pienestä säteestä johtuen painovoima sen pinnalla on erittäin suuri: noin 100 miljardia kertaa suurempi kuin maan päällä. Tätä tähteä estää romahtamasta tiheän neutroniaineen "degeneraatiopaine", joka ei riipu sen lämpötilasta. Jos neutronitähden massa kuitenkin kasvaa suuremmiksi kuin noin 2 auringon massaa, painovoima ylittää tämän paineen eikä tähti kestä romahdusta.

Neutronitähdillä on erittäin voimakas magneettikenttä, joka saavuttaa pinnalla 10 12 -10 13 gaussia (vertailun vuoksi: maapallolla on noin 1 gauss). Kaksi taivaankappaletta liittyy neutronitähtiin. erilaisia tyyppejä.

Pulsarit

(radiopulsarit). Nämä esineet lähettävät tiukasti säännöllisesti radioaaltojen pulsseja. Säteilymekanismi ei ole täysin selvä, mutta uskotaan, että pyörivä neutronitähti lähettää radiosäteen magneettikenttään liittyvään suuntaan, jonka symmetria-akseli ei ole sama kuin tähden pyörimisakseli. Siksi pyöriminen aiheuttaa jaksoittain Maahan lähetettävän radiosäteen pyörimisen.

Röntgenkuva kaksinkertaistuu.

Sykkivät röntgensädelähteet liittyvät myös neutronitähtiin, jotka ovat osa binäärijärjestelmää, jossa on massiivinen normaalitähti. Tällaisissa järjestelmissä normaalin tähden pinnalta tuleva kaasu putoaa neutronitähteen kiihtyen valtavaan nopeuteen. Kun kaasu osuu neutronitähden pintaan, se vapauttaa 10–30 % lepoenergiastaan, kun taas ydinreaktiot tämä luku ei saavuta edes yhtä prosenttia. Korkeaan lämpötilaan lämmitetyn neutronitähden pinnasta tulee röntgensäteiden lähde. Kaasun putoaminen ei kuitenkaan tapahdu tasaisesti koko pinnalla: neutronitähden voimakas magneettikenttä vangitsee putoavan ionisoidun kaasun ja ohjaa sen magneettinapoihin, missä se putoaa kuin suppiloon. Siksi vain napojen alueet kuumenevat voimakkaasti, ja niistä tulee pyörivällä tähdellä röntgenpulssien lähteitä. Radiopulssit sellaisesta tähdestä eivät enää tule, koska radioaallot imeytyvät sitä ympäröivään kaasuun.

Yhdiste.

Neutronitähden tiheys kasvaa syvyyden myötä. Vain muutaman senttimetrin paksuisen ilmakehän alla on useita metrejä paksu nestemäinen metallikuori ja sen alapuolella kilometriä paksu kiinteä kuori. Kuoren ainesosa muistuttaa tavallista metallia, mutta on paljon tiheämpää. Kuoren ulkoosassa se on pääasiassa rautaa; neutronien osuus sen koostumuksessa kasvaa syvyyden myötä. Kun tiheys saavuttaa n. 4Ch 10 11 g/cm 3 , neutronien osuus kasvaa niin paljon, että osa niistä ei ole enää osa ytimiä, vaan muodostaa jatkuvan väliaineen. Siellä aine näyttää neutronien ja elektronien "mereltä", jossa atomiytimet ovat välissä. Ja tiheydellä n. 2 × 10 14 g/cm 3 (atomiytimen tiheys), yksittäiset ytimet katoavat kokonaan ja jatkuva neutroni "neste" protonien ja elektronien sekoituksella jää jäljelle. Todennäköisesti neutronit ja protonit käyttäytyvät tässä tapauksessa supernesteenä, kuten nestemäinen helium ja suprajohtavat metallit maanpäällisissä laboratorioissa.

tähti, joka koostuu enimmäkseen neutroneista. Neutroni on neutraali subatominen hiukkanen, yksi aineen pääaineosista. Neutronitähtien olemassaolosta tehdyn hypoteesin esittivät tähtitieteilijät W. Baade ja F. Zwicky heti neutronin löytämisen jälkeen vuonna 1932. Tämä hypoteesi vahvistettiin kuitenkin havainnoilla vasta pulsareiden löytämisen jälkeen vuonna 1967. Katso myös PULSAR. Neutronitähdet muodostuvat normaalien tähtien, joiden massa on useita kertoja Auringon massasta, painovoiman romahtamisen seurauksena. Neutronitähden tiheys on lähellä atomiytimen tiheyttä, ts. 100 miljoonaa kertaa suurempi kuin tavallisen aineen tiheys. Siksi valtavalla massallaan neutronitähden säde on vain noin. 10 km. Neutronitähden pienestä säteestä johtuen painovoima sen pinnalla on erittäin suuri: noin 100 miljardia kertaa suurempi kuin maan päällä. Tätä tähteä estää romahtamasta tiheän neutroniaineen "degeneraatiopaine", joka ei riipu sen lämpötilasta. Kuitenkin, jos neutronitähden massasta tulee enemmän kuin noin 2 auringon massaa, painovoima ylittää tämän paineen ja tähti ei kestä romahdusta. Katso myös GAVITATIONAL COLAPSE. Neutronitähdillä on erittäin voimakas magneettikenttä, ja ne saavuttavat pinnalla 1012-1013 gaussia (vertailun vuoksi: maapallolla on noin 1 gauss). Neutronitähtiin liittyy kaksi erityyppistä taivaankappaletta. Pulsarit (radiopulsarit). Nämä esineet lähettävät tiukasti säännöllisesti radioaaltojen pulsseja. Säteilymekanismi ei ole täysin selvä, mutta uskotaan, että pyörivä neutronitähti lähettää radiosäteen magneettikenttään liittyvään suuntaan, jonka symmetria-akseli ei ole sama kuin tähden pyörimisakseli. Siksi pyöriminen aiheuttaa jaksoittain Maahan lähetettävän radiosäteen pyörimisen. Röntgenkuva kaksinkertaistuu. Sykkivät röntgensädelähteet liittyvät myös neutronitähtiin, jotka ovat osa binäärijärjestelmää, jossa on massiivinen normaalitähti. Tällaisissa järjestelmissä normaalin tähden pinnalta tuleva kaasu putoaa neutronitähteen kiihtyen valtavaan nopeuteen. Neutronitähden pintaan osuessaan kaasu vapauttaa 10-30 % lepoenergiastaan, kun taas ydinreaktioissa tämä luku ei yletä 1 %:iin. Korkeaan lämpötilaan lämmitetyn neutronitähden pinnasta tulee röntgensäteiden lähde. Kaasun putoaminen ei kuitenkaan tapahdu tasaisesti koko pinnalla: neutronitähden voimakas magneettikenttä vangitsee putoavan ionisoidun kaasun ja ohjaa sen magneettinapoihin, missä se putoaa kuin suppiloon. Siksi vain napojen alueet kuumenevat voimakkaasti, ja niistä tulee pyörivällä tähdellä röntgenpulssien lähteitä. Radiopulssit sellaisesta tähdestä eivät enää tule, koska radioaallot imeytyvät sitä ympäröivään kaasuun. Yhdiste. Neutronitähden tiheys kasvaa syvyyden myötä. Vain muutaman senttimetrin paksuisen ilmakehän alla on useiden metrien paksuinen nestemäinen metallikuori ja alapuolella kilometrin paksuinen kiinteä kuori. Kuoren ainesosa muistuttaa tavallista metallia, mutta on paljon tiheämpää. Kuoren ulkoosassa se on enimmäkseen rautaa; neutronien osuus sen koostumuksessa kasvaa syvyyden myötä. Kun tiheys saavuttaa n. 4 × 1011 g/cm3, neutronien osuus kasvaa niin paljon, että osa niistä ei ole enää osa ytimiä, vaan muodostaa jatkuvan väliaineen. Siellä aine näyttää neutronien ja elektronien "mereltä", jossa atomiytimet ovat välissä. Ja tiheydellä n. 2 × 1014 g/cm3 (atomiytimen tiheys), yksittäiset ytimet katoavat kokonaan ja jäljelle jää jatkuva neutroni "neste" protonien ja elektronien sekoituksella. Todennäköisesti neutronit ja protonit käyttäytyvät tässä tapauksessa supernesteenä, kuten nestemäinen helium ja suprajohtavat metallit maanpäällisissä laboratorioissa. Vielä suuremmilla tiheyksillä neutronitähteen muodostuu epätavallisimmat aineen muodot. Ehkä neutronit ja protonit hajoavat vielä pienemmiksi hiukkasiksi - kvarkeiksi; on myös mahdollista, että syntyy monia pi-mesoneja, jotka muodostavat ns. pionikondensaatin. Katso myös ALKISET HIUKSET;