Neutroncsillag

A neutroncsillag  egy kozmikus test , amely a csillagok evolúciójának egyik lehetséges eredménye , főként egy neutronmagból áll , amelyet egy viszonylag vékony (körülbelül 1 km-es) anyagkéreg borít, nehéz atommagok és elektronok formájában .

A neutroncsillagok tömege összemérhető a Nap tömegével , de a neutroncsillagok tipikus sugara mindössze 10-20 kilométer . Ezért egy ilyen tárgy anyagának átlagos sűrűsége többszöröse az atommag sűrűségének (ami nehéz atommagok esetén átlagosan 2,8⋅10 17 kg/m³). A neutroncsillag további gravitációs összenyomódását megakadályozza a nukleáris anyag nyomása , amely a neutronok kölcsönhatása miatt keletkezik.

Sok neutroncsillag rendkívül magas tengelyirányú forgási sebességgel rendelkezik, akár több száz fordulat/másodperc is lehet. A modern elképzelések szerint a neutroncsillagok szupernóva -kitörések eredményeként keletkeznek .

Formáció

Bármely fősorozatú csillag , amelynek kezdeti tömege nagyobb, mint a Napé ( M ⊙ ) neutroncsillaggá fejlődhet az evolúció során. Ahogy a csillag fejlődik, a belsejében lévő összes hidrogén kiég, és a csillag leszáll a fő sorozatból . A csillagokban az energiafelszabadulást egy ideig a nehezebb magok héliummagokból történő szintézise biztosítja , de ez a szintézis akkor fejeződik be, amikor az összes könnyebb atommag a vas rendszámához közeli atomszámú magokká alakul - az ilyen elemek legmagasabb nukleáris megkötő energia.

Amikor a magban lévő összes nukleáris üzemanyagot elhasználták, a magot csak a degenerált elektrongáz nyomása tartja meg a gravitációs összehúzódástól .

A csillag külső rétegeinek további összenyomásával, ahol a termonukleáris fúziós reakciók még folynak, ahogy a könnyű atommagok kiégnek, a csillag magjának összenyomódása növekszik, és a csillag magjának tömege kezd meghaladni a Chandrasekhar határértéket . A degenerált elektrongáz nyomása nem lesz elegendő a hidrosztatikus egyensúly fenntartásához, a mag pedig gyors kondenzációnak indul, aminek következtében hőmérséklete 5⋅10 9  K fölé emelkedik . Ilyen hőmérsékleten kemény gamma-sugárzás hatására a vasmagok alfa-részecskékké fotodisszociálódnak . A hőmérséklet ezt követő emelkedésével az elektronok és a protonok neutronokká egyesülnek az elektronbefogás folyamatában . A lepton töltés megmaradásának törvénye szerint ebben az esetben egy erőteljes elektronneutrínó-folyam képződik .

Amikor a csillag sűrűsége eléri a 4⋅10 17  kg/m 3 magsűrűséget , a degenerált neutron ideális Fermi-Dirac gáz nyomása leállítja az összehúzódást. A csillag külső héjának leesése a neutronmagra megáll, és egy neutrínó fluxus kidobja a csillag magjából, mivel az összeomló héjban nagyon magas hőmérsékleten a héj anyaga átlátszatlanná válik a neutrínók számára, ill. a csillag szupernóvává változik. A külső héjnak a csillagról való szétszóródása után egy csillagmaradvány marad - egy neutroncsillag.

Ha ennek a maradéknak a tömege meghaladja a 3 M⊙ - t , akkor a csillag összeomlása folytatódik, és megjelenik egy fekete lyuk [1] .

Ahogy egy hatalmas csillag magja összehúzódik a II. típusú szupernóva , az Ib típusú szupernóva vagy az Ic típusú szupernóva robbanása során, és neutroncsillaggá omlik össze, megőrzi eredeti szögimpulzusának nagy részét . De mivel a csillag maradványának sugara sokszor kisebb, mint az anyacsillag sugara, a maradék tehetetlenségi nyomatéka meredeken csökken, és a szögimpulzus megmaradásának törvényének megfelelően a neutroncsillag nagyon nagy forgási szögsebesség, amely nagyon hosszú idő alatt fokozatosan csökken. A neutroncsillagok 1,4 ms és 30 ms közötti forgási periódussal ismertek.

A kis méretű neutroncsillagok nagy sűrűsége annak köszönhető, hogy nagyon nagy a szabadesés gyorsulása a felszínen , tipikus értékei 10 12 és 10 13 m/s 2 között mozognak , ami több mint 10 11 -szer nagyobb, mint a felszínen. a Föld felszíne [2] . Ilyen nagy gravitáció mellett a neutroncsillagok szökési sebessége 100 000 km/s és 150 000 km/s között van, vagyis a fénysebesség egyharmadával fele . A neutroncsillag gravitációja óriási sebességre gyorsítja fel a ráeső anyagot. Becsapódási ereje valószínűleg elegendő a lehulló anyag atomjainak elpusztításához, és ezt az anyagot neutronokká alakíthatja.

Általános információk

A megbízhatóan mért tömegű neutroncsillagok közül a legtöbb tömege 1,3 és 1,5 naptömeg között van , ami közel áll a Chandrasekhar határértékéhez . Elméletileg a 0,1–2,16 [3] naptömegű neutroncsillagok elfogadhatók. A legnagyobb tömegű ismert neutroncsillagok a Vela X-1 (tömegük 1σ szinten legalább 1,88 ± 0,13 naptömeg , ami α≈34%-os szignifikanciaszintnek felel meg) [4] , PSR J1614–2230 (becsült tömeg: 1,97±0,04 napenergia) [5] [6] [7] , PSR J0348+0432 (becsült tömeg: 2,01±0,04 napenergia) és végül PSR J0740+6620 (tömegbecsléssel a különböző adatok szerint) 2.14 vagy 2.17 napenergia). A neutroncsillagok gravitációs összehúzódását a degenerált neutrongáz nyomása akadályozza . A neutroncsillag tömegének maximális értékét az Oppenheimer-Volkov határérték adja , amely jelenleg nem ismert, mivel az anyag halmazállapot-egyenlete a nukleáris sűrűségnél továbbra is kevéssé ismert. Vannak olyan elméleti feltételezések, amelyek szerint a magsűrűség feletti sűrűség még nagyobb növekedése esetén lehetséges az anyag átmenete neutroncsillagokból kvarkcsillagokká [8] .

A neutroncsillagok felszínén a mágneses tér eléri a 10 12 -10 13 gauss értéket (összehasonlításképpen a Földön kb. 1 gauss). A neutroncsillagok magnetoszférájában zajló folyamatok felelősek a pulzárok rádiósugárzásáért . Az 1990-es évek óta egyes neutroncsillagokat magnetárok közé soroltak  – olyan csillagok, amelyek mágneses mezője 10 14 G vagy annál nagyobb.

Ha a mágneses térerősség meghaladja a 4,414⋅10 13 G „kritikus” értéket, amelynél az elektron mágneses momentumának a mágneses térrel való kölcsönhatási energiája meghaladja a nyugalmi energiáját m e c ², fajlagos relativisztikus hatások válnak jelentőssé, a fizikai vákuum polarizációja stb.

2015-re több mint 2500 neutroncsillagot fedeztek fel. Körülbelül 90%-uk egycsillag, a többi több csillagrendszer része.

Összességében a mi Galaxisunkban a becslések szerint 10 8-10 9 neutroncsillag lehet , körülbelül egy neutroncsillag ezer közönséges csillagra.

A neutroncsillagokat saját mozgásuk nagy sebessége jellemzi (általában több száz km/s). A csillagközi gáznak a neutroncsillagok felszínére történő felhalmozódása következtében a Földről egy neutroncsillag figyelhető meg különböző spektrális tartományokban, beleértve az optikait is, ami a csillag által kibocsátott teljes energia körülbelül 0,003%-át teszi ki (megfelel 10 abszolút csillagmagasság ) [9] .

Épület

Egy neutroncsillagban hagyományosan öt réteget lehet megkülönböztetni: légkör, külső kéreg, belső kéreg, külső mag és belső mag.

A neutroncsillag atmoszférája egy nagyon vékony plazmaréteg (forró csillagoknál több tíz centimétertől a hidegnél milliméterig), amelyben a neutroncsillagok hősugárzása képződik [10] .

A külső kéreg magokból és elektronokból áll, és több száz méter vastag. A neutroncsillag forró külső kérgének egy vékony (néhány méternél nem nagyobb) felszínközeli rétegében az elektrongáz nem degenerált állapotban van, a mélyebb rétegekben az elektrongáz degenerálódik, a mélység növekedésével degenerálódik. relativistává és ultrarelativistává válik [10] .

A belső kéreg elektronokból, szabad neutronokból és neutronfelesleggel rendelkező atommagokból áll. A mélység növekedésével a szabad neutronok aránya növekszik, míg az atommagok aránya csökken. A belső kéreg vastagsága elérheti a több kilométert is [10] .

A külső mag neutronokból áll, amelyek kis (több százalékos) proton- és elektronkeverékkel rendelkeznek. Kis tömegű neutroncsillagok esetében a külső mag a csillag középpontjáig terjedhet [10] .

A hatalmas neutroncsillagoknak is van belső magjuk. Sugárja több kilométert is elérhet, a mag közepén a sűrűség 10-15-szörösével haladhatja meg az atommagok sűrűségét. A belső mag anyagának összetétele és állapotegyenlete nem ismert pontosan. Számos hipotézis létezik, amelyek közül a három legvalószínűbb: 1) egy kvark atommag, amelyben a neutronok felfelé és lefelé kvarkjaikká bomlanak; 2) barionok hiperonmagja , beleértve a furcsa kvarkokat is; és 3) a kaon mag, amely két-kvark mezonokból áll, beleértve a furcsa (anti)kvarkokat. Jelenleg azonban lehetetlen e hipotézisek bármelyikét sem megerősíteni, sem cáfolni [10] [11] .

Neutroncsillagok hűtése

Amikor egy neutroncsillag szupernóva-robbanás következtében megszületik, hőmérséklete nagyon magas - körülbelül 10 11 K (azaz 4 nagyságrenddel magasabb, mint a Nap középpontjának hőmérséklete), de nagyon gyorsan leesik a neutrínó hűtése miatt . Néhány perc alatt a hőmérséklet 10 11 -ről 10 9 K-re, egy hónap múlva pedig 10 8 K-re csökken. Ezután a neutrínó fényessége meredeken csökken (nagyon függ a hőmérséklettől), és a fotonok hatására sokkal lassabban megy végbe a lehűlés a felszínről érkező (hő)sugárzás. Az ismert neutroncsillagok felszíni hőmérséklete, amelyre vonatkozóan ezt mérték, 10 5-10 6 K nagyságrendű (bár a mag láthatóan sokkal melegebb) [10] .

Felfedezési előzmények

A neutroncsillagok azon kevés kozmikus objektumok egyike , amelyeket elméletileg a megfigyelők felfedezése előtt megjósoltak.

Először a híres szovjet tudós, Lev Landau fogalmazta meg azt a gondolatot, hogy a megnövekedett sűrűségű csillagok léteznek még a neutron felfedezése előtt, Chadwick által 1932. február elején . Tehát „A csillagok elméletéről” című cikkében , amelyet 1931 februárjában írt, de ismeretlen okokból megkésve, csak 1932. február 29-én - több mint egy évvel később - ezt írja: „Arra számítunk, hogy mindez [a kvantummechanika törvényei] akkor nyilvánulnak meg, amikor az anyag sűrűsége olyan nagyra nő, hogy az atommagok szorosan érintkeznek, és egyetlen óriásmagot alkotnak.

1933 decemberében , az Amerikai Fizikai Társaság kongresszusán (1933. december 15-16.) Walter Baade és Fritz Zwicky csillagászok elkészítették az első szigorú előrejelzést a neutroncsillagok létezésére vonatkozóan. Különösen azt javasolták ésszerűen, hogy egy szupernóva-robbanás során neutroncsillag keletkezhet . Az elméleti számítások azt mutatták, hogy az optikai tartományban lévő neutroncsillagok sugárzása túl gyenge ahhoz, hogy az akkori optikai csillagászati ​​műszerekkel kimutatható legyen.

A neutroncsillagok iránti érdeklődés megnőtt az 1960 -as években, amikor a röntgencsillagászat kezdett fejlődni , mivel az elmélet azt jósolta, hogy hősugárzásuk a lágy röntgentartományban érte el a csúcsot. A rádiós megfigyelések során azonban váratlanul felfedezték őket . 1967 -ben Jocelyn Bell , E. Hewish végzős hallgatója olyan tárgyakat fedezett fel , amelyek szabályos rádióimpulzusokat bocsátanak ki. Ezt a jelenséget egy gyorsan forgó űrobjektum - egyfajta "kozmikus rádiójeladó" - rádiósugár szűk irányával magyarázták. De minden közönséges csillag összeesne a centrifugális erőktől ilyen nagy forgási sebesség mellett. Csak a neutroncsillagok voltak alkalmasak az ilyen "űrjelzők" szerepére. A PSR B1919+21 pulzár az első felfedezett neutroncsillag.

A neutroncsillagok osztályozása

A neutroncsillag és a környező anyag kölcsönhatását két fő paraméter és ennek következtében megfigyelhető megnyilvánulásaik határozzák meg: a forgási periódus (sebesség) és a mágneses tér nagysága. Idővel a csillag elhasználja forgási energiáját, és forgása lelassul. A mágneses tér is gyengül. Emiatt egy neutroncsillag élete során megváltoztathatja típusát. Az alábbiakban a neutroncsillagok nómenklatúrája a forgási sebesség csökkenő sorrendjében található V. M. Lipunov [12] monográfiája szerint . Mivel a pulzáros magnetoszférák elmélete még fejlesztés alatt áll, léteznek alternatív elméleti modellek (lásd a legutóbbi áttekintést [13] és az ott található hivatkozásokat).

Kidobó ( rádió pulzár )

Erős mágneses mezők és rövid forgási idő. A magnetoszféra legegyszerűbb modelljében a mágneses tér mereven, azaz a neutroncsillag testével megegyező szögsebességgel forog . Egy bizonyos sugárnál a mező lineáris forgási sebessége megközelíti a fénysebességet . Ezt a sugarat "a fényhenger sugarának" nevezik. Ezen a sugáron túl a szokásos dipólus mágneses tér nem létezhet, ezért a térerősség vonalak ezen a ponton megszakadnak. A mágneses erővonalak mentén mozgó töltött részecskék az ilyen sziklákon keresztül elhagyhatják a neutroncsillagot, és elrepülhetnek a csillagközi térbe. Egy ilyen típusú neutroncsillag „kilövell” (az angol eject  szóból – kidobni, kinyomni) relativisztikus töltésű részecskéket, amelyek a rádió hatótávolságában sugároznak ki . A kilökőket rádiópulzárként figyeljük meg .  

"Propeller"

A forgási sebesség már nem elegendő a részecskék kilökésére, így egy ilyen csillag nem lehet rádiópulzár . A forgási sebesség azonban továbbra is nagy, és a neutroncsillagot körülvevő mágneses tér által felfogott anyag nem tud a felszínre esni, vagyis az anyag nem akkumulálódik . Az ilyen típusú neutroncsillagok gyakorlatilag megfigyelhetetlenek és kevéssé tanulmányozottak.

Accretor ( X-ray pulsar )

A forgási sebesség annyira lecsökken, hogy most már semmi sem akadályozza meg, hogy az anyag egy ilyen neutroncsillagra essen. A leesés során az anyag, már plazmaállapotban, a mágneses tér vonalai mentén mozog, és a pólusai tartományában a neutroncsillag testének felületét éri, miközben akár több tízmillió fokot is felmelegít. Az ilyen magas hőmérsékletre felmelegített anyag fényesen világít a lágy röntgensugárzás tartományában . A terület mérete, amelyben a beeső anyag a neutroncsillag testének felületével ütközik, nagyon kicsi - csak körülbelül 100 méter. Ezt a forró pontot a csillagtest a csillag forgása miatt időszakonként elhomályosítja, így rendszeres röntgenpulzálások figyelhetők meg. Az ilyen objektumokat röntgenpulzároknak nevezzük .

Georotator

Az ilyen neutroncsillagok forgási sebessége alacsony, és nem akadályozza meg az akkréciót. De a magnetoszféra méretei olyanok, hogy a plazmát a mágneses tér leállítja, mielőtt a gravitáció befogná. Hasonló mechanizmus működik a Föld magnetoszférájában is, ezért kapták az ilyen típusú neutroncsillagok a nevét.

Ergostar

Ergoszférával rendelkező neutroncsillag elméletileg lehetséges stabil változata [14] . Valószínűleg az ergostatárok a neutroncsillagok egyesülése során keletkeznek.

Jegyzetek

  1. ↑ Bally, John; Repurth, Bo. Csillagok és bolygók születése . — illusztrálva. - Cambridge University Press , 2006. - S. 207. - ISBN 978-0-521-80105-8 .
  2. ↑ Haensel, Pawel; Potekhin, Alexander Y.; Jakovlev, Dmitrij G. Neutroncsillagok. - Springer, 2007. - ISBN 978-0-387-33543-8 .
  3. ↑ Dmitrij Trunin. Az asztrofizikusok finomították a neutroncsillagok korlátozó tömegét . nplus1.ru. Letöltve: 2018. január 18. Az eredetiből archiválva : 2019. március 25.
  4. ↑ H. Quaintrell és munkatársai : A Vela X-1 neutroncsillag tömege és az árapály által kiváltott nem sugárirányú oszcillációk a GP Velben  // Astronomy and Astrophysics  . - EDP Sciences , 2003. április. - Nem. 401 . - P. 313-323 . - arXiv : astro-ph/0301243 .
  5. ↑ Demorest PB, Pennucci T., Ransom SM, Roberts MSE & Hessels JWT Egy két naptömegű neutroncsillag Shapiro-késleltetéssel mérve   // ​​Nature . - 2010. - 20. évf. 467 . - P. 1081-1083 .
  6. ↑ A legnehezebb ismert neutroncsillagot fedezték fel
  7. ↑ A "szupernehéz" neutroncsillag tagadja a "szabad" kvarkok elméletét . RIA Novosti (2010. október 29.). Letöltve: 2010. október 30. Az eredetiből archiválva : 2012. október 16..
  8. ↑ Segíti a sötét anyag furcsa csillagok születését? Archivált 2011. november 18-án a Wayback Machine Elementy.ru webhelyen, 2010
  9. ↑ E. Shikhovtsev Egy neutroncsillag látogatása 2014. február 23-i archív másolat a Wayback Machine -nél . 2013
  10. ↑ 1 2 3 4 5 6 UFN, 1999 .
  11. ↑ Lágy vagy kemény? A vita arról, hogy mi van a neutroncsillag belsejében / Sudo Null IT News Letöltve: 2019. március 25. Az eredetiből archiválva : 2019. március 25.
  12. ↑ V. M. Lipunov. A neutroncsillagok asztrofizikája. - A tudomány. - 1987. - S. 90.
  13. ↑ Beskin V.S., Istomin Ya.N., Filippov A.A. Rádiópulzárok - az igazság keresése  // Uspekhi fizicheskikh nauk . - Orosz Tudományos Akadémia , 2013. - T. 183 , 10. sz . - S. 179-194 . - doi : 10.3367/UFNr.0183.201302e.0179 .
  14. ↑ arXiv.org Antonios Tsokaros, Milton Ruiz, Lunan Sun, Stuart L. Shapiro, Kōji Uryū 2019. július 8. Léteznek dinamikusan stabil ergostarok! Archiválva : 2019. augusztus 11. a Wayback Machine -nél

Irodalom

Linkek

  Ugrás a Wikidata elemre  Szótárak és enciklopédiák