Pitică albă, stea neutronică, gaură neagră. Steaua de neutroni Gravitația pe stele de neutroni

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

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

Multe stele neutronice au viteze de rotație extrem de mari - până la o mie de rotații pe secundă. Stelele neutronice sunt create de exploziile stelelor.

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

Structura unei stele neutronice.

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

Până în 2012, au fost descoperite aproximativ 2000 de stele neutronice. Aproximativ 90% dintre ei sunt singuri. În total, în a noastră pot exista 10 8 -10 9 stele neutronice, adică undeva în jur de una la mie de stele obișnuite. Caracteristic stelelor neutronice de mare viteză mișcare (de obicei sute de km/s). Ca urmare a acumularii de materie din nor, o stea neutronică poate fi văzută în această situație în diferite domenii spectrale, inclusiv optice, care reprezintă aproximativ 0,003% din energia radiată (corespunzător unei magnitudini 10).

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

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

În 1933, astronomii Walter Baade și Fritz Zwicky au sugerat că o stea neutronică s-ar putea forma într-o explozie de supernovă. Calculele teoretice ale acelei perioade au arătat că radiația unei stele neutronice este prea slabă și imposibil de detectat. Interesul pentru stele cu neutroni a crescut în anii 1960, când astronomia cu raze X a început să se dezvolte, deoarece teoria a prezis că maximul lor Radiație termala se încadrează în zona moale de raze X. Cu toate acestea, în mod neașteptat, au fost descoperite în observații radio. În 1967, Jocelyn Bell, un student absolvent al lui E. Hewish, a descoperit obiecte care emit impulsuri regulate de unde radio. Acest fenomen a fost explicat prin direcția îngustă a fasciculului radio de la un obiect care se rotește rapid - un fel de „far cosmic”. Dar orice stea obișnuită s-ar prăbuși la o viteză de rotație atât de mare. Doar stelele cu neutroni erau potrivite pentru rolul unor astfel de balize. Pulsarul PSR B1919+21 este considerat prima stea neutronică descoperită.

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

Câmpuri magnetice puternice și perioadă scurtă de rotație. În cel mai simplu model al magnetosferei, câmpul magnetic se rotește într-un corp rigid, adică cu același viteză unghiulară, care este corpul unei stele neutronice. La o anumită rază, viteza liniară de rotație a câmpului se apropie de viteza luminii. Această rază se numește „raza cilindrului ușor”. Dincolo de această rază, câmpul dipol obișnuit nu poate exista, așa că liniile de intensitate a câmpului se rup în acest punct. Particulele încărcate care se mișcă de-a lungul liniilor câmpului magnetic pot lăsa o stea neutronică prin astfel de stânci și zboară în spațiul interstelar. O stea neutronică de acest tip „ejectează” (din francezul ejecter - a vărsa, a împinge afară) particule încărcate relativiste care radiază în domeniul radio. Ejectoarele sunt observate ca pulsari radio.

Elice

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

Accretor (pulsar cu raze X)

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

Georotator

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

Magnetar

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

Magnetarii sunt un tip de stea neutronică puțin înțeles datorită faptului că puțini sunt suficient de aproape de Pământ. Magnetarii au diametrul de aproximativ 20-30 km, dar masele celor mai mulți depășesc masa Soarelui. Magnetarul este atât de comprimat încât un bob de mazăre din materia sa ar cântări mai mult de 100 de milioane de tone. Majoritatea magnetarelor cunoscute se rotesc foarte repede, cel puțin câteva rotații în jurul axei pe secundă. Se observă în radiații gamma aproape de razele X, nu emit emisii radio. Ciclul de viață al unui magnetar este destul de scurt. Câmpurile lor magnetice puternice dispar după aproximativ 10.000 de ani, după care activitatea lor și emisia de raze X încetează. Conform uneia dintre ipoteze, până la 30 de milioane de magnetari s-ar fi putut forma în galaxia noastră pe toată durata existenței sale. Magnetarii sunt formați din stele masive cu o masă inițială de aproximativ 40 M☉.

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

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

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

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

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

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

Informații generale

Dintre stelele neutronice cu mase măsurate în mod fiabil, cele mai multe se încadrează în intervalul de 1,3 până la 1,5 mase solare, care este aproape de limita Chandrasekhar. Teoretic, stele cu neutroni cu mase de la 0,1 la aproximativ 2,16 mase solare sunt acceptabile. Cele mai masive stele neutronice cunoscute sunt Vela X-1 (are o masă de cel puțin 1,88 ± 0,13 mase solare la nivelul 1σ, ceea ce corespunde unui nivel de semnificație de α≈34%) , PSR J1614–2230 en (cu o masă estimare de 1, 97±0,04 solar) și PSR J0348+0432 en (cu o masă estimată de 2,01±0,04 solar). Gravitația în stelele neutronice este echilibrată de presiunea gazului neutronic degenerat. Valoarea maximă a masei unei stele neutronice este dată de limita Oppenheimer-Volkov, care depinde de ecuația (încă puțin cunoscută) de stare a materiei din miezul stelei. Există premise teoretice pentru faptul că, cu o creștere și mai mare a densității, este posibilă transformarea stelelor neutronice în stele cuarci.

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

Structura

Într-o stea neutronică pot fi distinse cinci straturi: atmosfera, crusta exterioară, crusta interioară, miezul exterior și miezul interior.

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

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

Crusta interioară este formată din electroni, neutroni liberi și nuclee atomice cu un exces de neutroni. Pe măsură ce adâncimea crește, fracția de neutroni liberi crește, în timp ce fracția de nuclee atomice scade. Grosimea crustei interioare poate ajunge la câțiva kilometri.

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

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

Stele neutronice care se răcesc

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

Istoria descoperirilor

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

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

"Elice"

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

Accretor (pulsar cu raze X)

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

Georotator

Note

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

stea neutronică

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

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

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

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

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

Stelele neutronice se formează ca urmare a prăbușirii gravitaționale a stelelor normale cu mase de câteva ori mai mari decât cele ale Soarelui. Densitatea unei stele neutronice este apropiată de densitatea unui nucleu atomic, adică. de 100 de milioane de ori mai mare decât densitatea materiei obișnuite. Prin urmare, cu masa sa uriașă, o stea neutronică are o rază de numai cca. 10 km.

Datorită razei mici a unei stele neutronice, forța gravitației pe suprafața sa este extrem de mare: de aproximativ 100 de miliarde de ori mai mare decât pe Pământ. Această stea este împiedicată de colaps de „presiunea de degenerare” a materiei neutronice dense, care nu depinde de temperatura sa. Cu toate acestea, dacă masa stelei neutronice devine mai mare de aproximativ 2 mase solare, atunci gravitația va depăși această presiune și steaua nu va putea rezista la prăbușire.

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

Pulsari

(pulsare radio). Aceste obiecte emit în mod strict și regulat impulsuri de unde radio. Mecanismul de radiație nu este complet clar, dar se crede că o stea neutronică rotativă emite un fascicul radio în direcția asociată câmpului său magnetic, a cărui axă de simetrie nu coincide cu axa de rotație a stelei. Prin urmare, rotația determină rotația fasciculului radio trimis periodic pe Pământ.

Raze X se dublează.

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

Compus.

Densitatea unei stele neutronice crește odată cu adâncimea. Sub un strat de atmosferă de doar câțiva centimetri grosime, există o carcasă de metal lichid gros de câțiva metri, iar mai jos - o crustă solidă grosime de un kilometru. Substanța scoarței seamănă cu metalul obișnuit, dar este mult mai dens. În partea exterioară a crustei, este în principal fier; fracția de neutroni din compoziția sa crește odată cu adâncimea. Acolo unde densitatea ajunge la cca. 4Ch 10 11 g/cm 3 , proporția de neutroni crește atât de mult încât unii dintre ei nu mai fac parte din nuclee, ci formează un mediu continuu. Acolo, substanța arată ca o „mare” de neutroni și electroni, în care sunt intercalate nucleele atomilor. Și la o densitate de aprox. 2× 10 14 g/cm 3 (densitatea nucleului atomic), nucleele individuale dispar cu totul și rămâne un „lichid” de neutroni continuu cu un amestec de protoni și electroni. Probabil, neutronii și protonii se comportă în acest caz ca un lichid superfluid, similar cu heliul lichid și metalele supraconductoare din laboratoarele terestre.

o stea formată în mare parte din neutroni. Un neutron este o particulă subatomică neutră, unul dintre constituenții principali ai materiei. Ipoteza existenței stelelor neutronice a fost înaintată de astronomii W. Baade și F. Zwicky imediat după descoperirea neutronului în 1932. Dar această ipoteză a fost confirmată de observații abia după descoperirea pulsarilor în 1967. Vezi și PULSAR. Stelele neutronice se formează ca urmare a prăbușirii gravitaționale a stelelor normale cu mase de câteva ori mai mari decât cele ale Soarelui. Densitatea unei stele neutronice este apropiată de densitatea unui nucleu atomic, adică. de 100 de milioane de ori mai mare decât densitatea materiei obișnuite. Prin urmare, cu masa sa uriașă, o stea neutronică are o rază de numai cca. 10 km. Datorită razei mici a unei stele neutronice, forța gravitației pe suprafața sa este extrem de mare: de aproximativ 100 de miliarde de ori mai mare decât pe Pământ. Această stea este împiedicată de colaps de „presiunea de degenerare” a materiei neutronice dense, care nu depinde de temperatura sa. Cu toate acestea, dacă masa unei stele neutronice devine mai mare de aproximativ 2 mase solare, atunci gravitația va depăși această presiune și steaua nu va putea rezista la prăbușire. Vezi și PRIBERE GRAVITAȚIONALĂ. Stelele neutronice au un câmp magnetic foarte puternic, ajungând la 1012-1013 gauss la suprafață (pentru comparație: Pământul are aproximativ 1 gauss). Două tipuri diferite de obiecte cerești sunt asociate cu stelele neutronice. Pulsari (pulsari radio). Aceste obiecte emit în mod strict și regulat impulsuri de unde radio. Mecanismul de radiație nu este complet clar, dar se crede că o stea neutronică rotativă emite un fascicul radio în direcția asociată câmpului său magnetic, a cărui axă de simetrie nu coincide cu axa de rotație a stelei. Prin urmare, rotația determină rotația fasciculului radio trimis periodic pe Pământ. Raze X se dublează. Sursele de raze X pulsate sunt, de asemenea, asociate cu stele neutronice care fac parte dintr-un sistem binar cu o stea normală masivă. În astfel de sisteme, gazul de la suprafața unei stele normale cade pe o stea neutronică, accelerând la o viteză extraordinară. Când lovește suprafața unei stele neutronice, gazul eliberează 10-30% din energia sa de repaus, în timp ce în reacțiile nucleare această cifră nici măcar nu ajunge la 1%. Suprafața unei stele neutronice încălzită la o temperatură ridicată devine o sursă de raze X. Cu toate acestea, căderea gazului nu are loc uniform pe întreaga suprafață: câmpul magnetic puternic al unei stele neutronice captează gazul ionizat care căde și îl direcționează către polii magnetici, unde cade, ca într-o pâlnie. Prin urmare, doar regiunile polilor devin puternic încălzite, care pe o stea rotativă devin surse de impulsuri de raze X. Pulsurile radio de la o astfel de stea nu mai sosesc, deoarece undele radio sunt absorbite în gazul care o înconjoară. Compus. Densitatea unei stele neutronice crește odată cu adâncimea. Sub un strat de atmosferă de numai câțiva centimetri grosime, există o carcasă de metal lichid gros de câțiva metri, iar mai jos - o crustă solidă de un kilometru grosime. Substanța scoarței seamănă cu metalul obișnuit, dar este mult mai dens. În partea exterioară a crustei, este în mare parte fier; fracția de neutroni din compoziția sa crește odată cu adâncimea. Acolo unde densitatea ajunge la cca. 4 × 1011 g/cm3, fracția de neutroni crește atât de mult încât unii dintre ei nu mai fac parte din nuclee, ci formează un mediu continuu. Acolo, materia arată ca o „mare” de neutroni și electroni, în care sunt intercalate nucleele atomilor. Și la o densitate de aprox. 2 × 1014 g/cm3 (densitatea nucleului atomic), nucleele individuale dispar cu totul și rămâne un „lichid” cu neutroni continuu cu un amestec de protoni și electroni. Probabil, neutronii și protonii se comportă în acest caz ca un lichid superfluid, similar cu heliul lichid și metalele supraconductoare din laboratoarele terestre. La densități și mai mari, într-o stea neutronică se formează cele mai neobișnuite forme de materie. Poate că neutronii și protonii se descompun în particule și mai mici - quarci; de asemenea, este posibil să se producă mulți pi-mezoni, care formează așa-numitul condensat de pioni. Vezi și PARTICELE ELEMENTARE;