La densități suficient de mari, echilibrul stelei începe să se destrame proces de neutronizare materie stelară. După cum se știe, în timpul dezintegrarii b - a unui nucleu, o parte din energie este transportată de un electron, iar restul este un neutrin. Această energie totală determină energia superioară a b - -degradării. În cazul în care energia Fermi depășește energia superioară a dezintegrarii b -, atunci procesul opus dezintegrarii b - devine foarte probabil: nucleul absoarbe un electron (captură de electroni). Ca urmare a unei secvențe de astfel de procese, concentrația de electroni în stea scade, iar presiunea gazului de electroni degenerat, care menține steaua în echilibru, scade și ea. Acest lucru duce la o contracție gravitațională suplimentară a stelei și, odată cu aceasta, la o creștere suplimentară a energiei medii și maxime a gazului de electroni degenerat - crește probabilitatea captării electronilor de către nuclee. În cele din urmă, neutronii se pot acumula atât de mult încât steaua va consta în principal din neutroni. Se numesc astfel de stele neutroni. O stea neutronică nu poate fi compusă numai din neutroni, deoarece presiunea gazului de electroni este necesară pentru a preveni ca neutronii să devină protoni. O stea neutronică conține un mic amestec (aproximativ 1¸2%) de electroni și protoni. Datorită faptului că neutronii nu experimentează repulsie coulombiană, densitatea medie a materiei din interiorul unei stele neutronice este foarte mare - aproximativ aceeași ca în nucleele atomice. La această densitate, raza unei stele neutronice cu o masă de ordinul soarelui este de aproximativ 10 km. Calculele teoretice pe modele arată că limita superioară a masei unei stele neutronice este determinată de formula de estimare M pr "( 2-3)M Q .
Calculele arată că explozia unei supernove cu M ~ 25M Q lasă un nucleu dens de neutroni (stea de neutroni) cu o masă de ~ 1,6M Q . În stelele cu o masă reziduală M > 1,4M Q care nu au atins stadiul de supernovă, presiunea gazului de electroni degenerat nu este, de asemenea, în măsură să echilibreze forțele gravitaționale, iar steaua se micșorează la starea 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 urmare a reacției ( p + e - ®n + n e) după ejectarea neutrinilor se formează neutroni, care ocupă 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 Q
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. În plus, 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 reduse 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 ale 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 - 3M Q 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. LA magn ~ 10 12 gauss.
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, se înregistrează 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 model al mecanismului de emisie radio al unui pulsar, propus pentru prima dată de Gold, este prezentat în Fig. 9.6.
Orez. 9.6. Model Pulsar.
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 binare. 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 conducă la o scădere a vitezei de rotație a stelei neutronice. S-a găsit și acest 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 1,4M Q și o rază de 16 km este prezentată în fig. 9.7 .
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.
O stea neutronică este un corp care se rotește foarte rapid după o explozie. Cu un diametru de 20 de kilometri, acest corp are o masă comparabilă cu cea a soarelui; un gram de stea neutronică ar cântări peste 500 de milioane de tone pe pământ! O astfel de densitate uriașă apare din indentarea electronilor în nuclee, din care se combină cu protoni și formează neutroni. De fapt, stelele neutronice sunt foarte asemănătoare ca proprietăți, inclusiv densitate și compoziție, cu nucleele atomice, dar există o diferență semnificativă: în nuclei, nucleonii sunt atrași de interacțiune puternică, iar în stele, prin forță.
Ce este
Pentru a înțelege care sunt aceste obiecte misterioase, vă recomandăm insistent să vă referiți la discursurile lui Serghei Borisovici Popov Serghei Borisovici Popov Astrofizician și popularizator al științei, doctor în științe fizice și matematice, cercetător principal al Institutului Astronomic de Stat numit după V.I. PC. Sternberg. Laureat al Fundației Dynasty (2015). Laureat al premiului de stat „Pentru fidelitate față de știință” ca cel mai bun divulgator al anului 2015
Compoziția stelelor neutronice
Compoziția acestor obiecte (din motive evidente) a fost studiată până acum doar în teorie și calcule matematice. Cu toate acestea, se cunosc deja multe. După cum sugerează și numele, ele constau în principal din neutroni dens.
Atmosfera unei stele neutronice are o grosime de doar câțiva centimetri, dar toată radiația sa termică este concentrată în ea. În spatele atmosferei se află o crustă compusă din ioni și electroni dens. În mijloc se află nucleul, care este format din neutroni. Mai aproape de centru se atinge densitatea maximă a materiei, care este de 15 ori mai mare decât cea nucleară. Stelele neutronice sunt cele mai dense obiecte din univers. Dacă încercați să creșteți și mai mult densitatea materiei, aceasta se va prăbuși într-o gaură neagră sau se va forma o stea cuarc.
Acum aceste obiecte sunt studiate prin calcularea modelelor matematice complexe pe supercalculatoare.
Un câmp magnetic
Stelele neutronice au viteze de rotație de până la 1000 de rotații pe secundă. În acest caz, plasma conductoare electric și materia nucleară generează câmpuri magnetice de mărimi gigantice.
De exemplu, câmpul magnetic al Pământului este -1 gauss, al unei stele neutronice - 10.000.000.000.000 gauss. Cel mai puternic câmp creat de om va fi de miliarde de ori mai slab.
Tipuri de stele neutronice
Pulsari
Acesta este un nume generic pentru toate stelele neutronice. Pulsarii au o perioadă de rotație bine definită, care nu se modifică pentru o perioadă foarte lungă de timp. Datorită acestei proprietăți, ele sunt numite „faruri ale universului”
Particulele zboară prin poli într-un flux îngust la viteze foarte mari, devenind o sursă de emisie radio. Datorită nepotrivirii axelor de rotație, direcția fluxului se schimbă constant, creând un efect de far. Și, ca orice far, pulsarii au propria lor frecvență de semnal, prin care poate fi identificat.
Practic, toate stelele neutronice descoperite există în sisteme de raze X duble sau ca pulsari unici.
magnetare
Când se naște o stea neutronică care se învârte foarte rapid, rotația și convecția combinate creează un câmp magnetic enorm. Acest lucru se întâmplă din cauza procesului de „dinam activ”. Acest câmp depășește câmpurile pulsarilor obișnuiți de zeci de mii de ori. Acțiunea dinamului se termină în 10 - 20 de secunde, iar atmosfera stelei se răcește, dar câmpul magnetic are timp să reapară în această perioadă. Este instabil, iar o schimbare rapidă a structurii sale generează eliberarea unei cantități gigantice de energie. Se pare că câmpul magnetic al stelei o sfâșie. Există aproximativ o duzină de candidați pentru rolul magnetarilor în galaxia noastră. Apariția sa este posibilă de la o stea care depășește de cel puțin 8 ori masa Soarelui nostru. Dimensiunile lor sunt de aproximativ 15 km în diametru, cu o masă de aproximativ o masă solară. Dar o confirmare suficientă a existenței magnetarilor nu a fost încă primită.
pulsari cu raze X.
Ele sunt considerate a fi o altă fază a vieții unui magnetar și emit exclusiv în intervalul de raze X. Radiațiile apar ca urmare a exploziilor care au o anumită perioadă.
Unele stele neutronice apar în sisteme binare sau dobândesc un însoțitor prin captarea acestuia în câmpul gravitațional. Un astfel de însoțitor își va da substanța unui vecin agresiv. Dacă însoțitorul unei stele neutronice nu este mai mică decât Soarele în masă, atunci sunt posibile fenomene interesante - explozii. Acestea sunt flash-uri cu raze X, care durează secunde sau minute. Dar sunt capabili să mărească luminozitatea unei stele până la 100 de mii solare. Hidrogenul și heliul transferate de la însoțitor sunt depuse pe suprafața bursterului. Când stratul devine foarte dens și fierbinte, începe o reacție termonucleară. Puterea unei astfel de explozii este incredibilă: pe fiecare centimetru pătrat al unei stele se eliberează putere, echivalentă cu explozia întregului potențial nuclear al pământului.
În prezența unui însoțitor uriaș, materia se pierde sub forma unui vânt stelar, iar steaua cu neutroni o atrage prin gravitația sa. Particulele zboară de-a lungul liniilor de forță către polii magnetici. Dacă axa magnetică și axa de rotație nu coincid, luminozitatea stelei va fi variabilă. Se dovedește un pulsar cu raze X.
pulsari de milisecunde.
De asemenea, sunt asociate cu sisteme binare și au cele mai scurte perioade (mai puțin de 30 de milisecunde). Contrar așteptărilor, nu sunt cei mai tineri, ci destul de bătrâni. O stea neutronică veche și lentă absoarbe materia unui companion gigant. Căzând pe suprafața invadatorului, materia îi conferă energie de rotație, iar rotația stelei crește. Treptat, însoțitorul se va transforma în, pierzând în masă.
Exoplanete lângă stelele neutronice
A fost foarte ușor să găsești un sistem planetar lângă pulsarul PSR 1257 + 12, la 1000 de ani lumină distanță de Soare. În apropierea stelei se află trei planete cu mase de 0,2, 4,3 și 3,6 mase Pământului cu perioade de revoluție de 25, 67 și 98 de zile. Mai târziu, a fost găsită o altă planetă cu masa lui Saturn și o perioadă de revoluție de 170 de ani. Este cunoscut și un pulsar cu o planetă puțin mai masivă decât Jupiter.
De fapt, este paradoxal că în apropierea pulsarului există planete. O stea neutronică se naște ca urmare a exploziei unei supernove și își pierde cea mai mare parte din masă. Restul nu mai are suficientă gravitație pentru a susține sateliții. Probabil, planetele găsite s-au format după cataclism.
Cercetare
Numărul de stele neutronice cunoscute este de aproximativ 1200. Dintre acestea, 1000 sunt considerate pulsari radio, iar restul sunt identificate ca surse de raze X. Este imposibil să studiezi aceste obiecte trimițându-le vreun aparat. În navele Pioneer, mesajele erau trimise ființelor simțitoare. Iar locația sistemului nostru solar este indicată exact cu o orientare către pulsarii cei mai apropiați de Pământ. De la Soare, liniile arată direcțiile către acești pulsari și distanțele până la aceștia. Iar discontinuitatea liniei indică perioada de circulație a acestora.
Cel mai apropiat vecin cu neutroni se află la 450 de ani lumină distanță. Acesta este un sistem binar - o stea neutronică și o pitică albă, perioada de pulsație a acestuia este de 5,75 milisecunde.
Cu greu este posibil să fii aproape de o stea neutronică și să rămâi în viață. Se poate doar fantezi despre acest subiect. Și cum se poate imagina mărimile temperaturii, câmpului magnetic și presiunii care depășesc limitele rațiunii? Dar pulsarii ne vor ajuta în continuare în dezvoltarea spațiului interstelar. Orice, chiar și cea mai îndepărtată călătorie galactică, nu va fi dezastruoasă dacă funcționează faruri stabile, vizibile în toate colțurile Universului.
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.
Informatii generale
Dintre stelele neutronice cu mase măsurate în mod fiabil, majoritatea 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 se caracterizează prin 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 nedegenerat, 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, nucleul exterior se poate extinde până în centrul stelei.
Stelele cu neutroni masivi au și 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 fotonului radiația (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
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.
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.
Stelele a căror masă este de 1,5-3 ori mai mare decât cea a Soarelui nu își vor putea opri contracția în stadiul de pitică albă la sfârșitul vieții. Forțele gravitaționale puternice le vor comprima până la o astfel de densitate încât va avea loc „neutralizarea” materiei: interacțiunea electronilor cu protonii va duce la faptul că aproape întreaga masă a stelei va fi conținută în neutroni. Se formează o stea neutronică. Cele mai masive stele pot deveni stele neutronice după ce explodează ca supernove.
Conceptul de stele neutronice nu este nou: prima presupunere cu privire la posibilitatea existenței lor a fost făcută de talentații astronomi Fritz Zwicky și Walter Baarde din California în 1934 (oarecum mai devreme, în 1932, posibilitatea existenței stelelor neutronice a fost prezisă de celebrul om de știință sovietic L. D. Landau.) La sfârșitul anilor 1930, a devenit subiect de cercetare de către alți oameni de știință americani Oppenheimer și Volkov. Interesul acestor fizicieni pentru această problemă a fost cauzat de dorința de a determina stadiul final al evoluției unei stele masive care se contractă. Deoarece rolul și semnificația supernovelor au fost dezvăluite cam în același timp, s-a sugerat că o stea neutronică ar putea fi rămășița unei explozii de supernovă. Din păcate, odată cu izbucnirea celui de-al Doilea Război Mondial, atenția oamenilor de știință s-a îndreptat către nevoile militare și un studiu detaliat al acestor obiecte noi și extrem de misterioase a fost suspendat. Apoi, în anii '50, studiul stelelor neutronice a fost reluat pur teoretic pentru a stabili dacă acestea sunt relevante pentru problema producerii elementelor chimice în regiunile centrale ale stelelor. Stelele neutronice rămân singurul obiect astrofizic a cărui existență și proprietăți au fost prezise cu mult înainte de descoperirea lor.
La începutul anilor 1960, descoperirea surselor cosmice de raze X i-a încurajat foarte mult pe cei care considerau stelele neutronice drept posibile surse de raze X cerești. Până la sfârșitul anului 1967, a fost descoperită o nouă clasă de obiecte cerești, pulsarii, care i-a derutat pe oamenii de știință. Această descoperire a fost cea mai importantă dezvoltare în studiul stelelor neutronice, deoarece a ridicat din nou problema originii razelor X cosmice.
Apropo de stele neutronice, trebuie avut în vedere faptul că caracteristicile lor fizice au fost stabilite teoretic și sunt foarte ipotetice, întrucât condițiile fizice care există în aceste corpuri nu pot fi reproduse în experimente de laborator.
Forțele gravitaționale joacă un rol decisiv în proprietățile stelelor neutronice. Potrivit diverselor estimări, diametrele stelelor neutronice sunt de 10-200 km. Și acest volum, nesemnificativ după conceptele spațiale, este „umplut” cu o asemenea cantitate de materie care poate alcătui un corp ceresc asemănător Soarelui, cu un diametru de aproximativ 1,5 milioane km, și în masă aproape o treime de milion. de ori mai greu decât Pământul! O consecință naturală a acestei concentrații de materie este densitatea incredibil de mare a unei stele neutronice. De fapt, se dovedește a fi atât de dens încât poate fi chiar solid. Gravitația unei stele neutronice este atât de mare încât o persoană ar cântări aproximativ un milion de tone acolo. Calculele arată că stelele neutronice sunt foarte magnetizate. Potrivit estimărilor, câmpul magnetic al unei stele neutronice poate atinge 1 milion de gauss, în timp ce pe Pământ este de 1 gauss. Se presupune că raza unei stele neutronice este de aproximativ 15 km, iar masa este de aproximativ 0,6 - 0,7 mase solare. Stratul exterior este o magnetosferă formată din electroni rarefiați și plasmă nucleară, care este pătrunsă de un câmp magnetic puternic al stelei. De aici provin semnalele radio care sunt semnul distinctiv al pulsarilor. Particulele încărcate ultrarapide, care se deplasează în spirale de-a lungul liniilor de câmp magnetic, dau naștere la diferite tipuri de radiații. În unele cazuri, radiațiile apar în domeniul radio al spectrului electromagnetic, în altele, radiații la frecvențe înalte. Aproape imediat sub magnetosferă, densitatea materiei ajunge la 1 t/cm 3 , care este de 100.000 de ori mai mare decât densitatea fierului.
Următorul strat exterior are caracteristicile unui metal. Acesta este un strat de materie „superdură” sub formă cristalină. Cristalele constau din nuclee de atomi cu mase atomice de 26 39 și 58 - 133. Aceste cristale sunt extrem de mici: pentru a acoperi o distanță de 1 cm, trebuie să aliniați aproximativ 10 miliarde de cristale într-o linie. Densitatea în acest strat este de peste 1 milion de ori mai mare decât în stratul exterior sau, în caz contrar, de 400 de miliarde de ori mai mare decât densitatea fierului. Deplasându-ne mai departe spre centrul stelei, traversăm al treilea strat. Include o regiune de nuclee grele precum cadmiul, dar este și bogată în neutroni și electroni. Densitatea celui de-al treilea strat este de 1.000 de ori mai mare decât cea precedentă.
Pătrunzând mai adânc în steaua neutronică, ajungem la al patrulea strat, în timp ce densitatea crește ușor cu un factor de aproximativ cinci. Cu toate acestea, la o astfel de densitate, nucleele nu își mai pot menține integritatea fizică: se descompun în neutroni, protoni și electroni. Cea mai mare parte a materiei este sub formă de neutroni. Există 8 neutroni pentru fiecare electron și proton. Acest strat, în esență, poate fi considerat ca un lichid neutronic „poluat” de electroni și protoni.
Sub acest strat se află nucleul unei stele neutronice. Aici densitatea este de aproximativ 1,5 ori mai mare decât în stratul de deasupra. Și totuși, chiar și această mică creștere a densității face ca particulele din miez să se miște mult mai repede decât în orice alt strat. Energia cinetică a mișcării neutronilor amestecați cu o cantitate mică de protoni și electroni este atât de mare încât apar constant ciocniri inelastice ale particulelor. În procesele de coliziune se nasc toate particulele și rezonanțe cunoscute în fizica nucleară, dintre care sunt mai mult de o mie. După toate probabilitățile, există un număr mare de particule necunoscute încă.
Temperaturile stelelor neutronice sunt relativ ridicate. Acest lucru este de așteptat, având în vedere modul în care apar. În primii 10.100 de mii de ani de existență a unei stele, temperatura nucleului scade la câteva sute de milioane de grade. Urmează apoi o nouă fază, când temperatura nucleului stelei scade încet din cauza emisiei de radiații electromagnetice.
Stelele cu o masă de 1,5-3 ori mai mare decât cea a Soarelui nu își vor putea opri contracția în stadiul de pitică albă la sfârșitul vieții. Forțe gravitaționale puternice le vor comprima până la o astfel de densitate încât are loc „neutralizarea” materiei: interacțiunea electronilor cu protonii va duce la faptul că aproape întreaga masă a stelei va fi conținută în neutroni. Se formează o stea neutronică. Cel mai masiv stele se poate aplica la neutroni, după ce explodează ca supernove.
Conceptul de stele neutronice nu este nou.: prima sugestie despre posibilitatea existenței lor a fost făcută de talentații astronomi Fritz Zwicky și Walter Baarde din California în 1934. (Puțin mai devreme, în 1932, posibilitatea existenței stelelor neutronice a fost prezisă de celebrul om de știință sovietic L. D. Landau.) La sfârșitul anilor 1930, a devenit subiectul cercetărilor altor oameni de știință americani Oppenheimer și Volkov. Interesul acestor fizicieni pentru această problemă a fost cauzat de dorința de a determina stadiul final al evoluției unei stele masive care se contractă. Deoarece rolul și semnificația supernovelor au fost dezvăluite cam în același timp, s-a sugerat că o stea neutronică ar putea fi rămășița unei explozii de supernovă. Din păcate, odată cu izbucnirea celui de-al Doilea Război Mondial, atenția oamenilor de știință s-a îndreptat către nevoile militare și un studiu detaliat al acestor obiecte noi și extrem de misterioase a fost suspendat. Apoi, în anii '50, studiul stelelor neutronice a fost reluat pur teoretic pentru a stabili dacă acestea sunt relevante pentru problema producerii elementelor chimice în regiunile centrale ale stelelor. Neutroni stele rămân singurul obiect astrofizic a cărui existență și proprietăți au fost prezise cu mult înainte de descoperirea lor.
La începutul anilor 1960, descoperirea surselor cosmice de raze X a dat mari speranțe celor care au luat în considerare neutroni stele ca posibile surse de raze X cereşti. Până la sfârșitul anului 1967 a fost descoperită o nouă clasă de obiecte cerești, pulsarii, care a derutat oamenii de știință. Această descoperire a fost cea mai importantă dezvoltare în studiul stelelor neutronice, deoarece a ridicat din nou problema originii razelor X cosmice. Apropo de stele neutronice, trebuie avut în vedere faptul că caracteristicile lor fizice au fost stabilite teoretic și sunt foarte ipotetice, întrucât condițiile fizice care există în aceste corpuri nu pot fi reproduse în experimente de laborator. Forțele gravitaționale joacă un rol decisiv în proprietățile stelelor neutronice. Potrivit diverselor estimări, diametrele stelelor neutronice sunt de 10-200 km. Iar acest volum, nesemnificativ după conceptele spațiale, este „umplut” cu o asemenea cantitate de materie care poate alcătui un corp ceresc asemănător Soarelui, cu un diametru de aproximativ 1,5 milioane km, și în masă aproape o treime de milion. de ori mai greu decât Pământul! O consecință naturală a acestei concentrații de materie este densitatea incredibil de mare a unei stele neutronice. De fapt, se dovedește a fi atât de dens încât poate fi chiar solid. Gravitația unei stele neutronice este atât de mare încât o persoană ar cântări aproximativ un milion de tone acolo.. Calculele arată că neutroni stele puternic magnetizat. Potrivit estimărilor, câmpul magnetic al unei stele neutronice poate atinge 1 milion de km. milion de gauss, în timp ce pe Pământ este de 1 gauss. Se presupune că raza unei stele neutronice este de aproximativ 15 km, iar masa este de aproximativ 0,6 - 0,7 mase solare. Stratul exterior este o magnetosferă formată din electroni rarefiați și plasmă nucleară, care este pătrunsă de un câmp magnetic puternic al stelei. De aici provin semnalele radio care sunt semnul distinctiv al pulsarilor. Particulele încărcate ultrarapide, care se deplasează în spirale de-a lungul liniilor de câmp magnetic, dau naștere la diferite tipuri de radiații. În unele cazuri, radiațiile apar în domeniul radio al spectrului electromagnetic, în altele - radiații la frecvențe înalte. Aproape imediat sub magnetosferă, densitatea materiei ajunge la 1 t/cm 3 , care este de 100.000 de ori mai mare decât densitatea fierului.
Următorul strat exterior are caracteristicile unui metal. Acest strat de materie „superdură” este sub formă cristalină. Cristalele constau din nuclee de atomi cu mase atomice 26 - 39 și 58 - 133. Aceste cristale sunt extrem de mici: pentru a acoperi o distanță de 1 cm, trebuie să aliniați aproximativ 10 miliarde de cristale într-o linie. Densitatea în acest strat este de peste 1 milion de ori mai mare decât în stratul exterior sau, în caz contrar, de 400 de miliarde de ori mai mare decât densitatea fierului. Deplasându-ne mai departe spre centrul stelei, traversăm al treilea strat. Include o regiune de nuclee grele precum cadmiul, dar este și bogată în neutroni și electroni. Densitatea celui de-al treilea strat este de 1.000 de ori mai mare decât cea precedentă. Pătrunzând mai adânc într-o stea neutronică, ajungem la al patrulea strat, în timp ce densitatea crește ușor - de aproximativ cinci ori. in orice caz la o asemenea densitate, nucleele nu-și mai pot menține integritatea fizică: se descompun în neutroni, protoni și electroni. Cea mai mare parte a materiei este sub formă de neutroni. Există 8 neutroni pentru fiecare electron și proton. Acest strat, în esență, poate fi considerat ca un lichid neutronic „poluat” de electroni și protoni. Sub acest strat se află nucleul unei stele neutronice. Aici densitatea este de aproximativ 1,5 ori mai mare decât în stratul de deasupra. Și totuși, chiar și această mică creștere a densității face ca particulele din miez să se miște mult mai repede decât în orice alt strat. Energia cinetică a mișcării neutronilor amestecați cu o cantitate mică de protoni și electroni este atât de mare încât apar constant ciocniri inelastice ale particulelor. În procesele de coliziune se nasc toate particulele si rezonantele cunoscute in fizica nucleara dintre care sunt mai mult de o mie. După toate probabilitățile, există un număr mare de particule necunoscute încă. Temperaturile stelelor neutronice sunt relativ ridicate. Acest lucru este de așteptat, având în vedere modul în care apar. În primii 10 - 100 de mii de ani de existență a unei stele, temperatura nucleului scade la câteva sute de milioane de grade. Urmează apoi o nouă fază, când temperatura nucleului stelei scade încet din cauza emisiei de radiații electromagnetice.
