С момента открытия нейтронных звезд в 1960-х годах ученые стремились ответить на очень важный вопрос: насколько массивными могут быть нейтронные звезды? В отличие от черных дыр, эти звезды не могут иметь произвольную массу. И вот астрофизикам из университета им. Гёте удалось вычислить верхний предел максимальной массы нейтронных звезд.
Имея радиус около 12 километров, и массу, которая может быть вдвое больше, чем у , нейтронные звезды входят в число самых плотных объектов во Вселенной, создавая гравитационные поля, сравнимые по мощности с полями, генерируемыми . Большинство нейтронных звезд имеют массу примерно в 1,4 раза больше, чем у Солнца, однако также известны примеры, такие как пульсар PSR J0348 + 0432, имеющий 2,01 массы Солнца.
Плотность этих звезд огромна, она примерно такова, как если бы Гималаи были сжаты до размеров пивной кружки. Однако есть основания полагать, что нейтронная звезда с максимальной массой сожмется до черной дыры, если бы будет добавлен хотя бы один нейтрон.
Вместе со своими учениками Элиасом Мостом и Лукасом Вейхом, профессор Лучиано Реццолла, физик, старший научный сотрудник Франкфуртского института перспективных исследований (FIAS) и профессор теоретической астрофизики в университете имени Гёте во Франкфурте, в настоящее время решили проблему, которая оставалась без ответа в течение 40 лет. Их вывод таков: с вероятностью до нескольких процентов максимальная масса невращающихся не может превышать 2,16 массы Солнца.
Основой для этого результата был подход «универсальных отношений», разработанный во Франкфурте несколько лет назад. Существование «универсальных отношений» подразумевает, что практически все нейтронные звезды «похожи друг на друга», что означает, что их свойства могут быть выражены в терминах безразмерных величин. Исследователи объединили эти «универсальные отношения» с данными о гравитационных волнах и электромагнитном излучении, полученными во время наблюдения в прошлом году двух нейтронных звезд в рамках эксперимента . Это значительно упрощает расчеты, поскольку делает их независимыми от уравнения состояния. Это уравнение является теоретической моделью, используемой для описания плотной материи внутри звезды, которая предоставляет информацию о ее составе на разных глубинах. Поэтому такая универсальная связь сыграла существенную роль в определении новой максимальной массы.
Полученный результат — хороший пример взаимодействия теоретических и экспериментальных исследований. «Прелесть теоретических исследований заключается в том, что она позволяет нам делать прогнозы. Теория, однако, отчаянно нуждается в экспериментах, чтобы сузить некоторые из ее неопределенностей», — говорит профессор Реццолла. «Поэтому весьма примечательно, что наблюдение единственного столкновения нейтронных звезд, произошедшее в миллионах световых лет от нас, в сочетании с универсальными отношениями, открытыми в нашей теоретической работе, позволило нам решить загадку, по поводу которой было так много спекуляций в прошлом».
Результаты были опубликованы в виде письма в астрофизическом журнале (Astrophysical Journal) . Всего несколько дней спустя исследовательские группы из США и Японии подтвердили полученные выводы, несмотря на то, что до сих пор придерживались разных и независимых подходов.
27 декабря 2004 года, всплеск гамма-лучей, прибывших в нашу солнечную систему от SGR 1806-20 (изображено в представлении художника). Взрыв был настолько мощным, что воздействовал на атмосферу Земли на расстоянии свыше 50 000 световых лет
Нейтронная звезда - космическое тело, являющийся одним из возможных результатов эволюции , состоящий, в основном, из нейтронной сердцевины, покрытой сравнительно тонкой (∼1 км) корой вещества в виде тяжёлых атомных ядер и электронов. Массы нейтронных звёзд сравнимы с массой , но типичный радиус нейтронное звезды составляет лишь 10-20 километров. Поэтому средняя плотность вещества такого объекта в несколько раз превышает плотность атомного ядра (которая для тяжёлых ядер составляет в среднем 2,8·10 17 кг/м³). Дальнейшему гравитационному сжатию нейтронной звезды препятствует давление ядерной материи, возникающее за счёт взаимодействия нейтронов.
Многие нейтронные звёзды обладают чрезвычайно высокой скоростью вращения, - до тысячи оборотов в секунду. Нейтронные звёзды возникают в результате вспышек звёзд.
Массы большинства нейтронных звёзд с надёжно измеренными массами составляют 1,3-1,5 массы Солнца, что близко к значению предела Чандрасекара. Теоретически же допустимы нейтронные звёзды с массами от 0,1 до примерно 2,5 солнечных масс, однако значение верхней предельной массы в настоящее время известно весьма неточно. Самые массивные нейтронные звёзды из известных - Vela X-1 (имеет массу не менее 1,88±0,13 солнечных масс на уровне 1σ, что соответствует уровню значимости α≈34 %), PSR J1614-2230ruen (с оценкой массы 1,97±0,04 солнечных), и PSR J0348+0432ruen (с оценкой массы 2,01±0,04 солнечных). Гравитация в нейтронных звёздах уравновешивается давлением вырожденного нейтронного газа, максимальное значение массы нейтронной звезды задаётся пределом Оппенгеймера-Волкова, численное значение которого зависит от (пока ещё плохо известного) уравнения состояния вещества в ядре звезды. Существуют теоретические предпосылки к тому, что при ещё большем увеличении плотности возможно перерождение нейтронных звезд в кварковые.
Строение нейтронной звезды.
Магнитное поле на поверхности нейтронных звёзд достигает значения 10 12 -10 13 Гс (для сравнения - у Земли около 1 Гс), именно процессы в магнитосферах нейтронных звёзд ответственны за радиоизлучение пульсаров. Начиная с 1990-х годов, некоторые нейтронные звёзды отождествлены как магнетары - звёзды, обладающие магнитными полями порядка 10 14 Гс и выше. Такие магнитные поля (превышающие «критическое» значение 4,414·10 13 Гс, при котором энергия взаимодействия электрона с магнитным полем превышает его энергию покоя mec²) привносят качественно новую физику, так как становятся существенны специфические релятивистские эффекты, поляризация физического вакуума и т. д.
К 2012 году открыто около 2000 нейтронных звёзд. Порядка 90% из них - одиночные. Всего же в нашей могут существовать 10 8 -10 9 нейтронных звёзд, то есть где-то по одной на тысячу обычных звёзд. Для нейтронных звёзд характерна высокая скорость движения (как правило, сотни км/с). В результате аккреции вещества облака нейтронная звезда может быть в этом ситуации видна с в разных спектральных диапазонах, включая оптический, на который приходится около 0,003% излучаемой энергии (соответствует 10 звёздной величине).
Гравитационное отклонение света (из-за релятивистского отклонения света видно более половины поверхности)
Нейтронные звёзды - одни из немногих классов космических объектов, которые были теоретически предсказаны до открытия наблюдателями.
В 1933 году астрономы Вальтер Бааде и Фриц Цвикки предположили, что нейтронная звёзда может образоваться в результате взрыва сверхновой. Теоретические расчёты того времени показали, что излучение нейтронной звёзды слишком слабое, и ее невозможно обнаружить. Интерес к нейтронным звёздам усилился в 1960-х гг., когда начала развиваться рентгеновская астрономия, так как теория предсказывала, что максимум их теплового излучения приходится на область мягкого рентгена. Однако неожиданно они были открыты в радионаблюдениях. В 1967 году Джоселин Белл, аспирант Э. Хьюиша, открыла объекты, излучающие регулярные импульсы радиоволн. Этот феномен был объяснён узкой направленностью радиолуча от быстро вращающегося объекта - своеобразный «космический раиомаяк». Но любая обычная звёзда разрушилась бы при столь высокой скорости вращения. На роль таких маяков были пригодны только нейтронные звёзды. Пульсар PSR B1919+21 считается первой открытой нейтронной звездой.
Взаимодействие нейтронной звездой с окрружающим веществом определяют два основных параметра и, как следствие, их наблюдаемые проявления: период (скорость) вращения и величина магнитного поля. Со временем звезда расходует свою вращательную энергию, и её вращение замедляется. Магнитное поле также ослабевает. По этой причине нейтронная звезда за время своей жизни может менять свой тип. Ниже представлена номенклатура нейтронных звёзд в порядке убывания скорости вращения, согласно монографии В.М. Липунова. Поскольку теория магнитосфер пульсаров все еще в состоянии в развитии, существуют альтернативные теоретические модели.
Сильные магнитные поля и малый период вращения. В простейшей модели магнитосферы, магнитное поле вращается твердотельно, то есть с той же угловой скоростью, что и тело нейтронной звезды. На определённом радиусе линейная скорость вращения поля приближается к скорости света. Этот радиус называется «радиусом светового цилиндра». За этим радиусом обычное дипольное поле существовать не может, поэтому линии напряжённости поля в этом месте обрываются. Заряженные частицы, двигающиеся вдоль силовых линий магнитного поля, через такие обрывы могут покидать нейтронную звезду и улетать в межзвездное пространство. Нейтронная звезда данного типа «эжектирует» (от фр. éjecter - извергать, выталкивать) релятивистские заряженные частицы, которые излучают в радиодиапазоне. Эжекторы наблюдаются как радиопульсары.
Пропеллер
Скорость вращения уже недостаточна для эжекции частиц, поэтому такая звезда не может быть радиопульсаром. Однако скорость вращения всё ещё велика, и захваченная магнитным полем окружающая нейтронную звезду материя не может упасть, то есть аккреция вещества не происходит. Нейтронные звёзды данного типа практически не имеют наблюдаемых проявлений и изучены плохо.
Аккретор (рентгеновский пульсар)
Скорость вращения снижается до такого уровня, что веществу теперь ничего не препятсвует падать на такую нейтронную звезду. Падая вещество уже будучи в состоянии плазмы движется по линиям магнитного поля и ударяется о твёрдую поверхность тела нейтронной звезды в районе ее полюсов, разогреваясь до десятков миллионов градусов. Вещество, нагретое до столь высоких температур, ярко светится в рентгеновском диапазоне. Область, в которой происходит столкновение падающего вещества с поверхностью тела нейтронной звезды, очень мала - всего около 100 метров. Это горячее пятно из-за вращения звезды периодически пропадает из вида, что наблюются регулярные пульсации рентген-излучения. Такие объекты и называются рентгеновскими пульсарами.
Георотатор
Скорость вращения таких нейтронных звёзд мала и не препятствует аккреции. Но размеры магнитосферы таковы, что плазма останавливается магнитным полем раньше, чем она будет захвачена гравитацией. Подобный механизм рабатает в магнитосфере Земли, из-за чего данный тип нейтронных звезд и получил своё название.
Магнетар
Нейтронная звезда, обладающая исключительно сильным магнитным полем (до 10 11 Тл). Теоретически существование магнетаров было предсказано в 1992 году, а первое свидетельство их реального существования получено в 1998 году при наблюдении мощной вспышки гамма- и рентгеновского излучения от источника SGR 1900+14 в созвездии Орла. Время жизни магнетаров составляет около 1 000 000 лет. У магнетаров сильнейшее магнитное поле во .
Магнетары являются малоизученным типом нейтронных звёзд по причине того, что немногие находятся достаточно близко к Земле. Магнетары в диаметре насчитывают около 20-30 км, однако массы большинства превышают массу Солнца. Магнетар настолько сжат, что горошина его материи весила бы более 100 миллионов тонн. Большинство из известных магнетаров вращаются очень быстро, как минимум несколько оборотов вокруг оси в секунду. Наблюдаются в гамма-излучении, близком к рентгеновскому, радиоизлучение не испускает. Жизненный цикл магнетара достаточно короток. Их сильные магнитные поля исчезают по прошествии примерно 10 000 лет, после чего их активность и излучение рентгеновских лучей прекращается. Согласно одному из предположений, в нашей галактике за всё время её существования могло сформироваться до 30 миллионов магнетаров. Магнетары образуются из массивных звёзд с начальной массой около 40 М☉.
Толчки, образованные на поверхности магнетара, вызывают огромные колебания в звезде; колебания магнитного поля, которые сопровождают их, часто приводят к огромным выбросам гамма-излучения, которые были зафиксированы на Земле в 1979, 1998 и 2004 годах.
По состоянию на май 2007 года было известно двенадцать магнетаров, и ещё три кандидата ожидали подтверждения. Примеры известных магнетаров:
SGR 1806-20, расположенный на расстоянии 50 000 световых лет от Земли на противоположной стороне нашей галактики Млечный Путь в созвездии Стрельца.
SGR 1900+14, отдалённый на 20 000 световых лет, находящийся в созвездии Орла. После длительного периода низких эмиссионных выбросов (существенные взрывы только в 1979 и 1993) активизировался в мае-августе 1998, и взрыв, обнаруженный 27 августа 1998 г., имел достаточную силу, чтобы заставить выключить космический аппарат NEAR Shoemaker в целях предотвращения ущерба. 29 мая 2008 года телескоп НАСА «Спитцер» обнаружил кольца материи вокруг этого магнетара. Считается, что это кольцо образовалось при взрыве, наблюдавшемся в 1998 году.
1E 1048.1-5937 - аномальный рентгеновский пульсар, расположенный в 9000 световых лет в созвездии Киль. Звезда, из которой сформировался магнетар, имела массу в 30-40 раз больше, чем у Солнца.
Полный список приведён в каталоге магнетаров.
По состоянию на сентябрь 2008, ESO сообщает об идентификации объекта, который изначально считали магнетаром, SWIFT J195509+261406; первоначально он был выявлен по гамма-всплескам (GRB 070610)
Были предсказаны в начале 30-х гг. XX в. советским физиком Л. Д. Ландау, астрономами В. Бааде и Ф. Цвикки. В 1967 г. были открыты пульсары, которые к 1977 г. были окончательно отождествлены с нейтронными звёздами.
Нейтронные звёзды обра-зовываются в результате взрыва сверхновой на последней стадии эволюции звезды большой массы.
Если масса остатка сверхновой (т. е. то, что остаётся пос-ле сброса оболочки) больше 1,4 M ☉ , но меньше 2,5 M ☉ , то сжатие его продолжается и после взрыва до тех пор, пока плотность не достигнет ядерных значений. Это приведёт к то-му, что электроны будут «вдавлены» в ядра, и образуется ве-щество, состоящее из одних нейтронов. Возникает нейтронная звезда.
Радиусы нейтронных звёзд, как и радиусы белых карли-ков, уменьшаются при увеличении массы. Так, нейтронная звезда массой 1,4 M ☉ (минимальная масса нейтронной звезды) имеет радиус 100—200 км, а при массе 2,5 M ☉ (максималь-ная масса) — всего 10—12 км. Материал с сайта
Схематический разрез нейтрон-ной звезды показан на рисунке 86. Наружные слои звезды (рис. 86, III) состоят из железа, образующего твёрдую ко-ру. На глубине примерно 1 км начинается твёрдая кора из железа с примесью нейтронов (рис. 86), которая перехо-дит в жидкое сверхтекучее и сверхпроводящее ядро (рис. 86, I). При массах, близких к предельным (2,5—2,7 M ☉), в центральных областях нейтронной звезды появля-ются более тяжёлые элементарные частицы (гипероны).
Плотность нейтронной звезды
Плотность вещества в нейтронной звезде сравнима с плот-ностью вещества в атомном ядре: она достигает 10 15 —10 18 кг/м 3 . При таких плотностях самостоятельное существование элек-тронов и протонов невозможно, и вещество звезды состоит практически из одних нейтронов.
Картинки (фото, рисунки)
На этой странице материал по темам:
Нейтронная звезда
Neutron star
Нейтронная звезда
– сверхплотная звезда, образующаяся в результате взрыва Сверхновой. Вещество
нейтронной звезды состоит в основном из нейтронов.
Нейтронная звезда имеет ядерную плотность (10 14 -10 15
г/см 3) и типичный радиус 10-20 км. Дальнейшему гравитационному
сжатию нейтронной звезды препятствует давление ядерной материи, возникающее
за счёт взаимодействия нейтронов. Это давление вырожденного существенно
более плотного нейтронного газа в состоянии удерживать от гравитационного
коллапса массы вплоть до 3M.
Таким образом, масса нейтронной звезды меняется в пределах (1.4-3)M.
Рис. 1. Сечение нейтронной звезды массой 1.5M
и радиусом R = 16 км. Указана плотность ρ в г/см 3 в различных
частях звезды.
Нейтрино, образующиеся в момент коллапса сверхновой,
быстро охлаждают нейтронную звезду. Её температура по оценкам падает с 10 11
до 10 9 К за время около 100 с. Дальше темп остывания уменьшается.
Однако он высок по космическим масштабам. Уменьшение температуры с 10 9
до 10 8 К происходит за 100 лет и до 10 6 К – за миллион
лет.
Известно ≈ 1200 объектов, которые относят к нейтронным звёздам.
Около 1000 из них расположены в пределах нашей галактики. Структура нейтронной
звезды массой 1.5M
и радиусом 16 км показана на рис. 1: I – тонкий внешний слой из плотно упакованных
атомов. Область II представляет собой кристаллическую решётку атомных ядер
и вырожденных электронов. Область III – твёрдый слой из атомных ядер, перенасыщенных
нейтронами. IV – жидкое ядро, состоящее в основном из вырожденных нейтронов.
Область V образует адронную сердцевину нейтронной звезды. Она, помимо нуклонов,
может содержать пионы и гипероны. В этой части нейтронной звезды возможен
переход нейтронной жидкости в твёрдое кристаллическое состояние, появление
пионного конденсата, образование кварк-глюонной и гиперонной плазмы. Отдельные
детали строения нейтронной звезды в настоящее время уточняются.
Обнаружить нейтронные звёзды оптическими методами сложно из-за
малого размера и низкой светимости. В 1967 г.
Э. Хьюиш и
Дж. Белл
(Кембриджский университет) открыли космические источники периодического
радиоизлучения – пульсары. Периоды повторения радиоимпульсов пульсаров строго
постоянны и для большинства пульсаров лежат в интервале от 10 -2
до нескольких секунд. Пульсары – это вращающиеся нейтронные звёзды. Только
компактные объекты, имеющие свойства нейтронных звёзд, могут сохранять форму,
не разрушаясь при таких скоростях вращения. Сохранение углового момента
и магнитного поля при коллапсе сверхновой и образовании нейтронной звезды
приводит к рождению быстро вращающихся пульсаров с очень сильным магнитным
полем 10 10 –10 14 Гс. Магнитное поле вращается вместе
с нейтронной звездой, однако, ось этого поля не совпадает с осью вращения
звезды. При таком вращении радиоизлучение звезды скользит по Земле как луч
маяка. Каждый раз, когда луч пересекает Землю и попадает на земного наблюдателя,
радиотелескоп фиксирует короткий импульс радиоизлучения. Частота его повторения
соответствует периоду вращения нейтронной звезды. Излучение нейтронной звезды
возникает за счёт того, что заряженные частицы (электроны) с поверхности
звезды двигаются вовне по силовым линиям магнитного поля, испуская электромагнитные
волны. Таков механизм радиоизлучения пульсара, впервые предложенный
С момента зарождения Вселенной прошло уже более десятка миллиарда лет, в течение которых происходит звездная эволюция , осуществляется изменение состава космического пространства. Одни космические объекты исчезают, а на их месте появляются другие. Этот процесс происходит постоянно, однако из-за огромных временных промежутков, мы в состоянии наблюдать только один единственный кадр колоссальной и увлекательной мультисессии.
Мы видим Вселенную во всей красе, наблюдая жизнь звезд, этапы эволюции и момент предсмертной агонии. Смерть звезды – это всегда грандиозное и яркое событие. Чем крупнее и массивнее звезда, тем масштабнее катаклизм.
Нейтронная звезда является ярким примером такой эволюции, живым памятником былого звездного могущества. В этом и заключается весь парадокс. На месте массивной звезды, размеры и масса которой в десятки и сотни раз превышают аналогичные параметры нашего Солнца, возникает крошечное небесное тело диаметром в пару десятков километров. Такое превращение не происходит в один момент. Образование нейтронных звезд — результат длинного эволюционного пути развития космического монстра, растянутого в пространстве и во времени.
Физика нейтронных звезд
Подобные объекты немногочисленны во Вселенной, как может показаться на первый взгляд. Как правило, нейтронная звезда может быть одна на тысячу звезд. Секрет такого небольшого числа заключается в уникальности эволюционных процессов, которые предшествуют рождению нейтронных звезд. Все звезды по-разному проживают свою жизнь. По-разному выглядит и финал звездной драмы. Масштабы действа определяются массой звезды. Чем больше масса космического тела, чем массивнее звезда, тем выше вероятность того что ее смерть будет быстрой и яркой.
Постоянно увеличившиеся силы гравитации приводят к трансформации звездного вещества в тепловую энергию. Этот процесс невольно сопровождается колоссальным выбросом – взрывом Сверхновой. Результатом такого катаклизма становится новый космический объект – нейтронная звезда.
Проще говоря, звездная материя перестает быть топливом, термоядерные реакции утрачивают свою интенсивность и не в состоянии поддерживать в недрах массивного тела необходимые температуры. Выходом из создавшегося состояния становится коллапс — обрушение звездного газа на центральную часть звезды.
Все это приводит к мгновенному высвобождению энергии, разбрасывающей внешние слои звездной материи во все стороны. На месте звезды возникает расширяющаяся туманность. Такая трансформация может произойти с любой звездой, однако при этом результаты коллапса могут быть разными.
Если масса космического объекта невелика, к примеру, мы имеем дело с желтым карликом вроде Солнца , на месте вспышки остается белый карлик . В том случае, если масса космического монстра превышает солнечную массу в десятки раз, в результате обрушения мы наблюдаем вспышку Сверхновой. На месте былого звездного величия образуется нейтронная звезда. Сверхмассивные звезды, масса которых в сотни раз больше массы Солнца, завершают свой жизненный цикл, нейтронная звезда является промежуточным этапом. Продолжающееся гравитационное сжатие приводит к тому, что жизнь нейтронной звезды завершается появлением черной дыры.
В результате коллапса от звезды остается только ядро, продолжающееся сжиматься. В связи с этим, характерной особенностью нейтронных звезд являются высокая плотность и огромная масса при мизерных размерах. Так масса нейтронной звезды диаметром 20 км. в 1,5-3 раза больше массы нашей звезды. Происходит уплотнение или нейтронизация электронов и протонов в нейтроны. Соответственно, при уменьшении объема и размеров, стремительно увеличивается плотность и масса звездного вещества.
Состав нейтронных звезд
Точная информация о составе нейтронных звезд отсутствует. На сегодняшний день ученые-астрофизики при изучении подобных объектов пользуются рабочей моделью, предложенной физиками – ядерщиками.
Предположительно, звездное вещество в результате коллапса трансформируется в нейтронную, сверхтекучую жидкость. Этому способствует огромное гравитационное притяжение, оказывающее постоянное давление на вещество. Такая «ядерная жидкая субстанция» называется вырожденный газ и в 1000 раз плотнее воды. Атомы вырожденного газа состоят из ядра и электронов, вращающихся вокруг него. При нейтронизации внутреннее пространство атомов под воздействием сил гравитации исчезает. Электроны сливаются с ядром, образуя нейтроны. Устойчивость сверхплотной субстанции придает внутренняя гравитация. В противном случае неизбежно началась бы цепная реакция, сопровождающаяся ядерным взрывом.
Чем ближе к внешнему краю звезды, тем меньше температура и давление. В результате сложных процессов происходит «остывание» нейтронной субстанции, из которой интенсивно выделяются ядра железа. Коллапс и последующий взрыв является фабрикой планетарного железа, которое распространяется в космическом пространстве, становясь строительным материалом при формировании планет.
Именно вспышкам сверхновых Земля обязана тем, что в ее строении и структуре присутствуют частицы космического железа.
Условно рассматривая строение нейтронной звезды в микроскоп, можно выделить в строении объекта пять слоёв:
- атмосфера объекта;
- внешняя кора;
- внутренние слои;
- внешнее ядро;
- внутреннее ядро нейтронной звезды.
Атмосфера нейтронной звезды имеет толщину всего несколько сантиметров и является самым тонким слоем. По своему составу – это слой плазмы, отвечающий за тепловое облучение звезды. Далее идет внешняя кора, которая имеет толщину в несколько сот метров. Между внешней корой и внутренними слоями — царство вырожденного электронного газа. Чем глубже к центру звезды, тем быстрее этот газ становится релятивистским. Другими словами, внутри звезды происходящие процессы связаны с уменьшением доли атомных ядер. При этом количество свободных нейтронов увеличивается. Внутренние области нейтронной звезды представляют собой внешнее ядро, где нейтроны продолжают соседствовать с электронами и протонами. Толщина этого слоя субстанции составляет несколько километров, при этом плотность материи в десятки раз выше, чем плотность атомного ядра.
Весь этот атомарный супчик существует благодаря колоссальным температурам. В момент вспышки Сверхновой, температура нейтронной звезды составляет 1011К. В этот период новый небесный объект обладает максимальной светимостью. Сразу после взрыва наступает этап стремительного остывания, температура за несколько минут падает до отметки 109К. Впоследствии процесс остывания замедляется. Несмотря на то, что температура звезды все еще велика, светимость объекта снижается. Звезда продолжает светиться только за счет теплового и инфракрасного излучения.
Классификация нейтронных звезд
Такой специфический состав звездно-ядерной субстанции обуславливает высокую ядерную плотность нейтронной звезды 1014-1015 г/см³, при этом средний размер образовавшегося объекта составляет не менее 10 и не более 20 км. Дальнейшее увеличение плотности стабилизируется силами взаимодействия нейтронов. Другими словами, вырожденный звездный газ находится в состоянии равновесия, удерживая звезду от очередного коллапса.
Довольно сложная природа таких космических объектов, какими являются нейтронные звезды, стала причиной последующей классификации, которая объясняет их поведение и существование на просторах Вселенной. Основными параметрами, на основании которых осуществляется классификация, являются период вращения звезды и масштабы магнитного поля. В процессе своего существования нейтронная звезда утрачивает энергию вращения, уменьшается и магнитное поле объекта. Соответственно, небесное тело переходит из одного состояния в другое, среди которых наиболее характерными выделяются следующие типы:
- Радиопульсары (эжекторы) представляют собой объекты, которые имеют малый период вращения, однако сила магнитного поля у них остается достаточно большой. Заряженные частицы, совершая движение вдоль силовых полей, в местах обрыва покидают оболочку звезды. Небесное тело данного типа эжектирует, периодически наполняя Вселенную радиоимпульсами, фиксируемыми в радиочастотном диапазоне;
- Нейтронная звезда – пропеллер. В данном случае у объекта крайне малая скорость вращения, однако, магнитное поле не обладает достаточной силой, чтобы притягивать из окружающего пространства элементы материи. Звезда не излучает импульсов, не происходит в данном случае и аккреция (падение космической материи);
- Рентгеновский пульсар (аккретор). Такие объекты имеют малую скорость вращения, но ввиду сильного магнитного поля звезда интенсивно поглощает материал из космического пространства. В результате в местах падения звездной материи на поверхности нейтронной звезды скапливается плазма, разогретая до миллионов градусов. Эти точки на поверхности небесного тела становятся источниками пульсирующего теплового, рентгеновского излучения. С появлением мощных радиотелескопов, способных заглянуть в глубину космоса в инфракрасном и рентгеновском диапазоне, стало возможным быстрее выявлять довольно много обычных рентгеновских пульсаров;
- Георотатор – объект, который имеет малую скорость вращения, при этом на поверхности звезды в результате аккреции происходит скапливание звездной материи. Сильное магнитное поле препятствует образованию в поверхностном слое плазмы, и звезда постепенно набирает свою массу.
Как видно из существующей классификации, каждая из нейтронных звезд ведет себя по-разному. Отсюда вытекают и различные способы их обнаружения, и возможно, различна будет судьба этих небесных тел в будущем.
Парадоксы рождения нейтронных звезд
Первая версия о том, что нейтронные звезды — продукты взрыва Сверхновой, сегодня не является постулатом. Существует теория, что здесь может быть использован и другой механизм. В двойных звездных системах пищей для новых звезд становятся белые карлики. Звездное вещество постепенно перетекает из одного космического объекта на другой, увеличивая его массу до состояния критической. Другими словами, в будущем один из пары белый карлик – это нейтронная звезда.
Нередко одиночная нейтронная звезда, пребывая в тесном окружении звездных скоплений, обращает свое внимание на ближайшую соседку. Компаньонами нейтронных звезд могут стать любые звезды. Эти пары возникают довольно часто. Последствия такой дружбы зависят от массы компаньона. Если масса нового компаньона невелика, то украденное звездное вещество будет скапливаться вокруг в виде аккреционного диска. Этот процесс, сопровождаемый большим периодом вращения, приведет к тому, что звездный газ разогреется до температуры в миллион градусов. Нейтронная звезда вспыхнет потоком рентгеновского излучения, становясь рентгеновским пульсаром. У этого процесса есть два пути:
- звезда остается в космосе тусклым небесным телом;
- тело начинает излучать короткие рентгеновские вспышки (барстеры).
Во время рентгеновских вспышек яркость звезды стремительно увеличивается, делая такой объект в 100 тысяч раз ярче Солнца.
История изучения нейтронных звезд
Нейтронный звезды стали открытием второй половины XX века. Ранее обнаружить подобные объекты в нашей галактике и во Вселенной было технически невозможно. Тусклый свет и малые размеры таких небесных тел не позволяли их обнаружить с помощью оптических телескопов. Несмотря на отсутствие визуального контакта, существование подобных объектов в космосе предсказывали теоретически. Первая версия о существовании звезд с огромной плотностью появилась с подачи советского ученого Л. Ландау в 1932 году.
Через год, в 1933 году уже за океаном было сделано серьезное заявление о существовании звезд с необычным строением. Астрономы Фриц Цвикки и Вальтер Бааде выдвинули обоснованную теорию, что на месте вспышки Сверхновой обязательно остается нейтронная звезда.
В 60-е годы XX столетия обозначился прорыв в астрономических наблюдениях. Этому способствовало появление рентгеновских телескопов, способных выявлять в космосе источники мягкого рентгеновского излучения. Используя в наблюдениях теорию о существовании в космосе источников сильного теплового излучения, астрономы пришли к выводу, что мы имеем дело с новым типом звезд. Весомым дополнением теории о существовании нейтронных звезд стало открытие в 1967 году пульсаров. Американец Джоселин Белл с помощью своей радиоаппаратуры обнаружил поступающие из космоса радиосигналы. Источником радиоволн являлся стремительно вращающийся объект, который действовал подобно радиомаяку, посылая сигналы во все стороны.
Такой объект непременно имеет большую скорость вращения, что для обычной звезды стало бы фатальным. Первым пульсаром, который был открыт астрономами, является PSR В1919+21, находящийся на расстоянии 2283,12 св. года от нашей планеты. По мнению ученых, ближайшей нейтронной звездой к Земле является космический объект RX J1856.5-3754, расположенный в созвездии Южная Корона, который был открыт в 1992 году в обсерватории Чандра. Расстояние от Земли до ближайшей нейтронной звезды составляет 400 световых лет.
Если у вас возникли вопросы - оставляйте их в комментариях под статьей. Мы или наши посетители с радостью ответим на них
