Nevtronska zvezda

Iz Wikipedije, proste enciklopedije
Pojdi na navigacijo Pojdi na iskanje
Struktura nevtronske zvezde.

Nevtronska zvezda je kozmično telo , ki je eden od možnih rezultatov evolucije zvezd , sestavljeno predvsem iz nevtronskega jedra, prekritega s sorazmerno tanko (približno 1 km) skorjo snovi v obliki težkih atomskih jeder in elektronov .

Mase nevtronskih zvezd so primerljive z maso Sonca , vendar je tipičen polmer nevtronske zvezde le 10-20 kilometrov . Zato je povprečna gostota snovi takega predmeta nekajkrat večja od gostote atomskega jedra (ki pri težkih jedrih v povprečju znaša 2,8⋅10 17 kg / m³). Nadaljnje gravitacijsko krčenje nevtronske zvezde preprečuje pritisk jedrske snovi , ki nastane zaradi interakcije nevtronov.

Številne nevtronske zvezde imajo izjemno visoke aksialne hitrosti vrtenja, do nekaj sto vrtljajev na sekundo. Po sodobnih konceptih nevtronske zvezde nastanejo kot posledica eksplozij supernove .

Oblikovanje

Poenostavljena shema nastanka nevtronskih zvezd

Vsaka zvezda glavnega zaporedja z začetno maso več kot 8-kratno maso Sonca ( M ) se lahko razvije v nevtronsko zvezdo. Ko se zvezda razvija, ves vodik v njeni notranjosti izgori in zvezda zapusti glavno zaporedje . Nekaj ​​časa se sproščanje energije v zvezdi zagotavlja z zlitjem težjih jeder iz helijevih jeder, vendar se ta fuzija konča, ko se vsa lažja jedra spremenijo v jedra z atomsko številko, ki je blizu atomskemu številu železa - elementi z najvišjim vezavna energija jeder.

Ko je vse jedrsko gorivo v jedru porabljeno, jedro podpira gravitacijsko stiskanje samo s pritiskom degeneriranega elektronskega plina .

Z nadaljnjim stiskanjem zunanjih plasti zvezde, kjer se reakcije termonuklearne fuzije še nadaljujejo, ko lahka jedra izgorevajo, se stiskanje jedra zvezde poveča in masa zvezdnega jedra začne presegati Chandrasekharjevo mejo . Tlak degeneriranega elektronskega plina postane nezadosten za vzdrževanje hidrostatičnega ravnotežja in jedro se začne hitro zgostiti, zaradi česar se njegova temperatura dvigne nad 5⋅10 9 K. Pri takšnih temperaturah pride do fotodisociacije železovih jeder v alfa delce pod delovanjem trdega gama sevanja. Z nadaljnjim dvigom temperature se elektroni in protoni med zajetjem elektronov združijo v nevtrone. V skladu z zakonom ohranjanja leptonskega naboja v tem primeru nastane močan tok elektronskih nevtrinov .

Ko gostota zvezde doseže jedrsko gostoto 4⋅10 17 kg/m 3 , tlak degeneriranega nevtronskega fermijevega plina ustavi stiskanje. Padec zunanje ovojnice zvezde na nevtronsko jedro se ustavi in ​​jo od jedra zvezde vrže nevtrinski tok, saj pri zelo visokih temperaturah v kolapsirajoči ovojnici material ovoja postane neprozoren za nevtrine in zvezda spremeni v supernovo. Po razpršitvi zunanje lupine zvezde ostane zvezdni ostanek - nevtronska zvezda.

Če masa tega ostanka preseže 3 M , potem se kolaps zvezde nadaljuje in pojavi se črna luknja [1] .

Ker se jedro masivne zvezde sesede v supernovi tipa II , tipa Ib ali Ic in se sesede v nevtronsko zvezdo, ohrani večino svojega prvotnega kotnega momenta . Ker pa je polmer ostanka zvezde večkrat manjši od polmera matične zvezde, se vztrajnostni moment ostanka močno zmanjša in v skladu z zakonom o ohranjanju kotne količine nevtronska zvezda pridobi zelo visoka kotna hitrost vrtenja, ki se postopoma zmanjšuje v zelo dolgem času. Poznane so nevtronske zvezde z rotacijskimi obdobji od 1,4 ms do 30 ms.

Visoka gostota nevtronske zvezde pri majhnih velikostih je posledica njenega zelo visokega gravitacijskega pospeška na površini s tipičnimi vrednostmi od 10 12 do 10 13 m/s 2 , kar je več kot 10 11 -krat več kot na površini. Zemljina površina [2] ... Pri tej visoki gravitaciji imajo nevtronske zvezde ubežne hitrosti od 100.000 km/s do 150.000 km/s, to je med tretjino in polovico svetlobne hitrosti . Gravitacija nevtronske zvezde pospeši material, ki pada nanjo, do izjemnih hitrosti. Sila njegovega udarca verjetno zadostuje, da uniči atome padajoče snovi in ​​lahko to snov spremeni v nevtrone.

Splošne informacije

Med nevtronskimi zvezdami z najbolj zanesljivo izmerjeno maso imajo težo v območju od 1,3 do 1,5 wt sonca, kar je blizu meji Chandrasekharja . Teoretično so dovoljene nevtronske zvezde z maso od 0,1 do približno 2,16 [3] sončne mase. Najbolj masivne znane nevtronske zvezde so Vela X-1 (ima maso najmanj 1,88 ± 0,13 sončne mase na ravni , kar ustreza stopnji pomembnosti α≈34%) [4] , PSR J1614–2230 ru en (z oceno mase 1,97 ± 0,04 sončne) [5] [6] [7] ,PSR J0348 + 0432 ru en (z oceno mase 2,01 ± 0,04 sončne) in končno, PSR J0740 + 6620 (z ocenjeno maso po različnim virom 2.14 ali 2.17 sončne). Gravitacijsko krčenje nevtronskih zvezd ovira pritisk degeneriranega nevtronskega plina . Največjo vrednost mase nevtronske zvezde določa meja Oppenheimer-Volkova , ki je trenutno neznana, saj enačba stanja snovi pri jedrskih gostotah ostaja slabo razumljena. Obstajajo teoretične predpostavke, da je s še večjim povečanjem gostote nad jedrsko gostoto možen prehod snovi iz nevtronskih zvezd v zvezde kvark [8] .

Magnetno polje na površini nevtronskih zvezd doseže vrednost 10 12 -10 13 G (za primerjavo, Zemlja ima približno 1 G). Prav procesi v magnetosferi nevtronskih zvezd so odgovorni za radijsko oddajanje pulzarjev . Od devetdesetih let prejšnjega stoletja so nekatere nevtronske zvezde uvrščene med magnetarje – zvezde z magnetnim poljem reda 10 14 G in več.

Ko jakost magnetnega polja preseže "kritično" vrednost 4,414⋅10 13 G, pri kateri energija interakcije magnetnega momenta elektrona z magnetnim poljem preseže njegovo energijo mirovanja m e c², se pojavijo specifični relativistični učinki, polarizacija elektrona. fizični vakuum itd. postanejo pomembni.

Do leta 2015 je bilo odkritih več kot 2500 nevtronskih zvezd. Približno 90 % jih je posameznih zvezd, ostale so vključene v več zvezdnih sistemov.

Vsega skupaj je po ocenah lahko v naši Galaksiji 10 8 -10 9 nevtronskih zvezd, približno ena nevtronska zvezda na tisoč navadnih zvezd.

Za nevtronske zvezde je značilna visoka hitrost lastnega gibanja (praviloma na stotine km / s). Zaradi akrecije medzvezdnega plina na površino nevtronske zvezde lahko nevtronsko zvezdo opazujemo z Zemlje v različnih spektralnih območjih, vključno z optičnim, ki predstavlja približno 0,003 % vse energije, ki jo zvezda oddaja (ustreza 10 absolutna magnituda ) [9] .

Struktura

Notranja struktura nevtronske zvezde. Gostota snovi v plasteh je navedena v enotah jedrske gostote (~ 2,8⋅10 17 kg / m³).

V nevtronski zvezdi je mogoče konvencionalno razlikovati pet plasti: atmosfero, zunanjo skorjo, notranjo skorjo, zunanje jedro in notranje jedro.

Atmosfera nevtronske zvezde je zelo tanka plast plazme (od deset centimetrov pri vročih zvezdah do milimetrov pri hladnih), v kateri nastaja toplotno sevanje nevtronske zvezde [10] .

Zunanja skorja je sestavljena iz jeder in elektronov, njena debelina pa doseže nekaj sto metrov. V tanki (ne več kot nekaj metrov) blizu površine plasti vroče zunanje skorje nevtronske zvezde je elektronski plin v nedegeneriranem stanju, v globljih plasteh je elektronski plin degeneriran, z naraščajočo globino pa njegova degeneracija postane relativistično in ultrarelativistično [10] .

Notranja skorja je sestavljena iz elektronov, prostih nevtronov in atomskih jeder s presežkom nevtronov. Z večanjem globine se delež prostih nevtronov poveča, delež atomskih jeder pa se zmanjša. Debelina notranje skorje lahko doseže več kilometrov [10] .

Zunanje jedro sestavljajo nevtroni z majhno primesjo (nekaj odstotkov) protonov in elektronov. Pri nevtronskih zvezdah z majhno maso se lahko zunanje jedro razširi do središča zvezde [10] .

Masivne nevtronske zvezde imajo tudi notranje jedro. Njegov polmer lahko doseže več kilometrov, gostota v središču jedra lahko preseže gostoto atomskih jeder za 10-15-krat. Sestava in enačba stanja snovi notranjega jedra nista zanesljivo znani. Obstaja več hipotez, od katerih so tri najverjetnejše: 1) kvarkovo jedro, v katerem nevtroni razpadejo na svoje sestavne kvarke navzgor in navzdol; 2) hiperonsko jedro barionov, vključno s čudnimi kvarki; in 3) kaonsko jedro, sestavljeno iz dvokvarkovnih mezonov, vključno s čudnimi (anti)kvarki. Vendar pa je trenutno nemogoče potrditi ali ovreči katero koli od teh hipotez [10] [11] .

Hlajenje nevtronskih zvezd

V trenutku rojstva nevtronske zvezde kot posledica eksplozije supernove je njena temperatura zelo visoka - približno 10 11 K (to je 4 reda velikosti višja od temperature v središču Sonca), vendar pade zelo hitro zaradi nevtrinskega hlajenja . V samo nekaj minutah temperatura pade z 10 11 na 10 9 K, v mesecu dni - na 10 8 K. Nato se nevtrinska svetilnost močno zmanjša (zelo je odvisna od temperature), hlajenje pa se zaradi fotonsko (toplotno) sevanje površine. Površinska temperatura znanih nevtronskih zvezd, za katere jo je bilo mogoče izmeriti, je približno 10 5 -10 6 K (čeprav je jedro očitno veliko bolj vroče) [10] .

Zgodovina odkritij

Gravitacijski odklon svetlobe v gravitacijskem polju nevtronske zvezde. Več kot polovica površine je vidna zaradi gravitacijskega odklona svetlobe.

Nevtronske zvezde so eden redkih razredov vesoljskih objektov, ki so bili teoretično predvideni, preden so jih odkrili opazovalci.

Prvič je idejo o obstoju zvezd s povečano gostoto še pred odkritjem nevtrona, ki ga je izvedel Chadwick v začetku februarja 1932, izrazil slavni sovjetski znanstvenik Lev Landau . Tako v svojem članku »O teoriji zvezd« , ki je bil napisan februarja 1931, vendar iz neznanih razlogov, je bil objavljen z zamudo šele 29. februarja 1932 – več kot leto pozneje, piše: »Pričakujemo, da bo vse to [kršitev zakonov kvantne mehanike] bi se moralo manifestirati, ko gostota snovi postane tako velika, da pridejo atomska jedra v tesen stik in tvorijo eno velikansko jedro."

Decembra 1933 sta astronoma Walter Baade in Fritz Zwicky na kongresu American Physical Society (15.-16. december 1933) naredila prvo strogo napoved obstoja nevtronskih zvezd. Zlasti so razumno predlagali, da bi lahko nevtronska zvezda nastala kot posledica eksplozije supernove . Teoretični izračuni so pokazali, da je sevanje nevtronske zvezde v optičnem območju prešibko, da bi ga lahko zaznali z optičnimi astronomskimi instrumenti tistega časa.

Zanimanje za nevtronske zvezde se je okrepilo v 60. letih prejšnjega stoletja, ko se je začela razvijati rentgenska astronomija , saj je teorija predvidevala, da se bo njihovo maksimalno toplotno sevanje pojavilo v mehkem rentgenskem območju. Vendar pa so jih nepričakovano odkrili v radijskih opazovanjih . Leta 1967 je Jocelyn Bell , podiplomska študentka E. Hewisha , odkrila predmete, ki oddajajo redne radijske impulze. Ta pojav so razložili z ozko usmerjenostjo radijskega žarka iz hitro vrtečega se vesoljskega objekta – neke vrste »vesoljski radijski svetilnik«. Toda vsaka navadna zvezda bi se zrušila zaradi centrifugalnih sil pri tako visoki hitrosti vrtenja. Za vlogo takšnih "kozmičnih svetilnikov" so bile primerne le nevtronske zvezde. Pulsar PSR B1919 + 21 velja za prvo odkrito nevtronsko zvezdo.

Razvrstitev nevtronskih zvezd

Interakcija nevtronske zvezde z okoliško snovjo določata dva glavna parametra in posledično njune opazovane manifestacije: obdobje (hitrost) vrtenja in velikost magnetnega polja. Sčasoma zvezda porabi svojo rotacijsko energijo in njeno vrtenje se upočasni. Tudi magnetno polje oslabi. Zaradi tega lahko nevtronska zvezda v času svojega življenja spremeni svoj tip. Spodaj je nomenklatura nevtronskih zvezd v padajočem vrstnem redu hitrosti vrtenja, po monografiji VM Lipunova [12] . Ker je teorija pulzarnih magnetosfer še vedno v razvoju, obstajajo alternativni teoretični modeli (glej nedavni pregled [13] in reference v njem).

Ejektor ( radijski pulsar )

Močna magnetna polja in kratko obdobje vrtenja. V najpreprostejšem modelu magnetosfere se magnetno polje vrti trdno, torej z enako kotno hitrostjo kot telo nevtronske zvezde. Na določenem polmeru linearna hitrost vrtenja polja se približa hitrosti svetlobe . Ta polmer se imenuje "polmer svetlobnega valja". Izven tega polmera običajno dipolno magnetno polje ne more obstajati, zato se črte jakosti polja na tej točki prekinejo. Nabiti delci, ki se premikajo vzdolž silnih linij magnetnega polja skozi takšne pečine, lahko zapustijo nevtronsko zvezdo in odletijo v medzvezdni prostor. Nevtronska zvezda te vrste "izvrže" (iz angleščine eject - izstreliti, izločiti) relativistične nabite delce, ki oddajajo v radijskem območju . Ejektorje opazimo kot radijske pulsarje .

"Propeler"

Hitrost vrtenja ne zadošča več za izmet delcev, zato taka zvezda ne more biti radijski pulsar . Vendar je hitrost vrtenja še vedno velika in snov, ki jo zajame magnetno polje, ki obdaja nevtronsko zvezdo, ne more pasti na površje, to pomeni, da se material ne nabira. Nevtronske zvezde te vrste so praktično neopazne in slabo raziskane.

Accretor ( rentgenski pulsar )

Hitrost vrtenja je tako zmanjšana, da zdaj nič ne preprečuje, da bi snov padla na takšno nevtronsko zvezdo. Pri padcu se snov, ki je že v stanju plazme, giblje vzdolž linij magnetnega polja in udari v površino telesa nevtronske zvezde v območju njenih polov in se segreje na desetine milijonov stopinj. Snov, segreta na tako visoke temperature, močno sveti v mehkem rentgenskem območju . Velikost območja, v katerem pride do trka padajoče snovi s površino telesa nevtronske zvezde, je zelo majhna - le približno 100 metrov. Zaradi vrtenja zvezde to vročo točko občasno zasenči telo zvezde, zato opazimo redne utripe rentgenskih žarkov. Takšni predmeti se imenujejo rentgenski pulsarji .

Georotator

Hitrost vrtenja takšnih nevtronskih zvezd je nizka in ne preprečuje akrecije. Toda velikost magnetosfere je taka, da plazmo ustavi magnetno polje, preden jo ujame gravitacija. Podoben mehanizem deluje v zemeljski magnetosferi , zato je ta vrsta nevtronskih zvezd dobila ime.

Ergostar

Теоретически возможная устойчивая разновидность нейтронной звезды, имеющая эргосферу [14] . Вероятно, эргозвезды возникают в процессе слияния нейтронных звёзд.

Примечания

  1. Bally, John; Reipurth, Bo. The Birth of Stars and Planets . — illustrated. — Cambridge University Press , 2006. — С. 207. — ISBN 978-0-521-80105-8 .
  2. Haensel, Paweł; Potekhin, Alexander Y.; Yakovlev, Dmitry G. Neutron Stars. — Springer, 2007. — ISBN 978-0-387-33543-8 .
  3. Дмитрий Трунин. Астрофизики уточнили предельную массу нейтронных звезд . nplus1.ru. Дата обращения: 18 января 2018.
  4. H. Quaintrell и др. The mass of the neutron star in Vela X-1 and tidally induced non-radial oscillations in GP Vel (англ.) // Astronomy and Astrophysics . — EDP Sciences , апрель 2003. — No. 401 . — P. 313—323 . — arXiv : astro-ph/0301243 .
  5. Demorest PB, Pennucci T., Ransom SM, Roberts MSE & Hessels JWT A two-solar-mass neutron star measured using Shapiro delay (англ.) // Nature. — 2010. — Vol. 467 . — P. 1081—1083 .
  6. Открыта самая тяжёлая из известных нейтронная звезда
  7. «Сверхтяжёлая» нейтронная звезда отрицает теорию «свободных» кварков . РИА Новости (29 октября 2010). Дата обращения: 30 октября 2010. Архивировано 16 октября 2012 года.
  8. Рождению странных звёзд помогает тёмная материя? Elementy.ru, 2010
  9. Е. Шиховцев Визит нейтронной звезды . 2013
  10. 1 2 3 4 5 6 УФН, 1999 .
  11. Мягкая или твёрдая? Спор о том, что находится внутри нейтронной звезды / Хабр
  12. В. М. Липунов. Астрофизика нейтронных звёзд. — Наука. — 1987. — С. 90.
  13. Бескин В. С., Истомин Я. Н., Филиппов А. А. Радиопульсары — поиски истины // Успехи физических наук . — Российская академия наук , 2013. — Т. 183 , № 10 . — С. 179—194 . — doi : 10.3367/UFNr.0183.201302e.0179 .
  14. arXiv.org Antonios Tsokaros, Milton Ruiz, Lunan Sun, Stuart L. Shapiro, Kōji Uryū 8 Jul 2019 Dynamically stable ergostars exist!

Литература

Ссылки