Οι αστροφυσικοί έχουν αποσαφηνίσει τη μέγιστη μάζα των άστρων νετρονίων. Λευκός νάνος, αστέρι νετρονίων, μαύρη τρύπα

Είχαν προβλεφθεί στις αρχές της δεκαετίας του '30. ΧΧ αιώνα Ο Σοβιετικός φυσικός L. D. Landau, οι αστρονόμοι V. Baade και F. Zwicky. Το 1967, ανακαλύφθηκαν πάλσαρ, τα οποία μέχρι το 1977 ταυτίστηκαν τελικά με αστέρια νετρονίων.

Τα αστέρια νετρονίων σχηματίζονται ως αποτέλεσμα μιας έκρηξης σουπερνόβα στο τελευταίο στάδιο της εξέλιξης ενός αστέρα μεγάλης μάζας.

Εάν η μάζα του υπολείμματος σουπερνόβα (δηλαδή, ό,τι απομένει μετά την εκτίναξη του κελύφους) είναι μεγαλύτερη από 1,4 Μ☉ , αλλά λιγότερο από 2,5 Μ☉, τότε η συμπίεσή του συνεχίζεται μετά την έκρηξη έως ότου η πυκνότητα φτάσει σε πυρηνικές τιμές. Αυτό θα οδηγήσει στο γεγονός ότι τα ηλεκτρόνια θα "πιεστούν" στους πυρήνες και θα σχηματιστεί μια ουσία που αποτελείται μόνο από νετρόνια. Εμφανίζεται ένα αστέρι νετρονίων.

Οι ακτίνες των άστρων νετρονίων, όπως και οι ακτίνες των λευκών νάνων, μειώνονται με την αύξηση της μάζας. Άρα, ένα αστέρι νετρονίων με μάζα 1,4 Μ☉ (η ελάχιστη μάζα ενός αστέρα νετρονίων) έχει ακτίνα 100-200 km και με μάζα 2,5 Μ☉ (μέγιστη μάζα) - μόνο 10-12 km. Υλικό από τον ιστότοπο

Μια σχηματική τομή ενός αστέρα νετρονίων φαίνεται στο Σχήμα 86. Τα εξωτερικά στρώματα του άστρου (Εικόνα 86, III) αποτελούνται από σίδηρο, σχηματίζοντας ένα σκληρό φλοιό. Σε βάθος περίπου 1 km, ξεκινά ένας στερεός φλοιός σιδήρου με πρόσμιξη νετρονίων (Εικ. 86), ο οποίος μετατρέπεται σε υγρό υπερρευστό και υπεραγώγιμο πυρήνα (Εικ. 86, I). Σε μάζες κοντά στο όριο (2,5-2,7 Μ☉), βαρύτερα στοιχειώδη σωματίδια (υπερόνια) εμφανίζονται στις κεντρικές περιοχές του αστέρα νετρονίων.

Πυκνότητα αστέρα νετρονίων

Η πυκνότητα της ύλης σε ένα αστέρι νετρονίων είναι συγκρίσιμη με την πυκνότητα της ύλης στον ατομικό πυρήνα: φτάνει τα 10 15 -10 18 kg/m 3. Σε τέτοιες πυκνότητες, η ανεξάρτητη ύπαρξη ηλεκτρονίων και πρωτονίων είναι αδύνατη και η ύλη του άστρου αποτελείται σχεδόν εξ ολοκλήρου από νετρόνια.

Εικόνες (φωτογραφίες, σχέδια)

Σε αυτή τη σελίδα υπάρχει υλικό για τα ακόλουθα θέματα:

Kevin Gill / flickr.com

Γερμανοί αστροφυσικοί έχουν αποσαφηνίσει τη μέγιστη δυνατή μάζα ενός αστέρα νετρονίων, με βάση τα αποτελέσματα των μετρήσεων των βαρυτικών κυμάτων και της ηλεκτρομαγνητικής ακτινοβολίας από. Αποδείχθηκε ότι η μάζα ενός αστέρα νετρονίων που δεν περιστρέφεται δεν μπορεί να είναι μεγαλύτερη από 2,16 ηλιακές μάζες, σύμφωνα με άρθρο που δημοσιεύτηκε στο Επιστολές Αστροφυσικού Περιοδικού.

Τα αστέρια νετρονίων είναι εξαιρετικά πυκνά συμπαγή αστέρια που σχηματίζονται κατά τις εκρήξεις σουπερνόβα. Η ακτίνα των άστρων νετρονίων δεν υπερβαίνει τις αρκετές δεκάδες χιλιόμετρα και η μάζα τους μπορεί να είναι συγκρίσιμη με τη μάζα του Ήλιου, η οποία οδηγεί σε τεράστια πυκνότητα αστρικής ύλης (περίπου 10 17 κιλά ανά κυβικό μέτρο). Ταυτόχρονα, η μάζα ενός αστέρα νετρονίων δεν μπορεί να υπερβεί ένα ορισμένο όριο - αντικείμενα με μεγάλες μάζες καταρρέουν σε μαύρες τρύπες υπό την επίδραση της δικής τους βαρύτητας.

Σύμφωνα με διάφορες εκτιμήσεις, το ανώτατο όριο για τη μάζα ενός άστρου νετρονίων βρίσκεται στην περιοχή από δύο έως τρεις ηλιακές μάζες και εξαρτάται από την εξίσωση της κατάστασης της ύλης, καθώς και από την ταχύτητα περιστροφής του άστρου. Ανάλογα με την πυκνότητα και τη μάζα του αστεριού, οι επιστήμονες διακρίνουν πολλούς διαφορετικούς τύπους αστεριών· ένα σχηματικό διάγραμμα φαίνεται στο σχήμα. Πρώτον, τα μη περιστρεφόμενα αστέρια δεν μπορούν να έχουν μάζα μεγαλύτερη από το M TOV (λευκή περιοχή). Δεύτερον, όταν ένα αστέρι περιστρέφεται με σταθερή ταχύτητα, η μάζα του μπορεί να είναι είτε μικρότερη από M TOV (ανοιχτό πράσινο περιοχή) είτε μεγαλύτερη (ανοιχτό πράσινο), αλλά και πάλι δεν πρέπει να υπερβαίνει ένα άλλο όριο, το M max. Τέλος, ένα αστέρι νετρονίων με μεταβλητό ρυθμό περιστροφής θα μπορούσε θεωρητικά να έχει αυθαίρετη μάζα (κόκκινες περιοχές διαφορετικής φωτεινότητας). Ωστόσο, θα πρέπει πάντα να θυμάστε ότι η πυκνότητα των περιστρεφόμενων αστεριών δεν μπορεί να είναι μεγαλύτερη από μια ορισμένη τιμή, διαφορετικά το αστέρι θα εξακολουθήσει να καταρρέει σε μια μαύρη τρύπα (η κατακόρυφη γραμμή στο διάγραμμα διαχωρίζει τις σταθερές λύσεις από τις ασταθείς).

Διάγραμμα διαφορετικών τύπων αστέρων νετρονίων με βάση τη μάζα και την πυκνότητά τους. Ο σταυρός σημειώνει τις παραμέτρους του αντικειμένου που σχηματίστηκε μετά τη συγχώνευση των αστεριών του δυαδικού συστήματος, οι διακεκομμένες γραμμές υποδεικνύουν μία από τις δύο επιλογές για την εξέλιξη του αντικειμένου

Οι L. Rezzolla et al. / The Astrophysical Journal

Μια ομάδα αστροφυσικών με επικεφαλής τον Luciano Rezzolla έθεσε νέα, πιο ακριβή όρια στη μέγιστη δυνατή μάζα ενός μη περιστρεφόμενου αστέρα νετρονίων, του M TOV. Στην εργασία τους, οι επιστήμονες χρησιμοποίησαν δεδομένα από προηγούμενες μελέτες για διεργασίες που συνέβησαν σε ένα σύστημα δύο συγχωνευόμενων αστέρων νετρονίων και οδήγησαν στην εκπομπή βαρυτικών (γεγονός GW170817) και ηλεκτρομαγνητικών (GRB 170817A) κυμάτων. Η ταυτόχρονη καταγραφή αυτών των κυμάτων αποδείχθηκε ένα πολύ σημαντικό γεγονός για την επιστήμη· μπορείτε να διαβάσετε περισσότερα γι' αυτό στο δικό μας και στο υλικό.

Από προηγούμενες εργασίες αστροφυσικών, προκύπτει ότι μετά τη συγχώνευση άστρων νετρονίων, σχηματίστηκε ένα υπερμεγέθη αστέρι νετρονίων (δηλαδή, η μάζα του είναι M > M max), το οποίο στη συνέχεια αναπτύχθηκε σύμφωνα με ένα από τα δύο πιθανά σενάρια και μετά από μια σύντομη περίοδο του χρόνου μετατράπηκε σε μαύρη τρύπα (διακεκομμένες γραμμές στο διάγραμμα). Η παρατήρηση της ηλεκτρομαγνητικής συνιστώσας της ακτινοβολίας του άστρου δείχνει το πρώτο σενάριο, στο οποίο η βαρυονική μάζα του άστρου παραμένει ουσιαστικά σταθερή και η βαρυτική μάζα μειώνεται σχετικά αργά λόγω της εκπομπής βαρυτικών κυμάτων. Από την άλλη πλευρά, η έκρηξη ακτίνων γάμμα από το σύστημα έφτασε σχεδόν ταυτόχρονα με τα βαρυτικά κύματα (μόλις 1,7 δευτερόλεπτα αργότερα), πράγμα που σημαίνει ότι το σημείο μετατροπής σε μαύρη τρύπα θα πρέπει να βρίσκεται κοντά στο M max.

Επομένως, εάν ανιχνεύσουμε την εξέλιξη ενός υπερμεγέθους αστέρα νετρονίων πίσω στην αρχική κατάσταση, οι παράμετροι του οποίου υπολογίστηκαν με καλή ακρίβεια σε προηγούμενες εργασίες, μπορούμε να βρούμε την τιμή του M max που μας ενδιαφέρει. Γνωρίζοντας το M max, δεν είναι δύσκολο να βρούμε το M TOV, αφού αυτές οι δύο μάζες σχετίζονται με τη σχέση M max ≈ 1,2 M TOV. Σε αυτό το άρθρο, οι αστροφυσικοί πραγματοποίησαν τέτοιους υπολογισμούς χρησιμοποιώντας τις λεγόμενες «καθολικές σχέσεις», οι οποίες σχετίζονται με τις παραμέτρους των αστέρων νετρονίων διαφορετικών μαζών και δεν εξαρτώνται από τον τύπο της εξίσωσης της κατάστασης της ύλης τους. Οι συγγραφείς τονίζουν ότι οι υπολογισμοί τους χρησιμοποιούν μόνο απλές υποθέσεις και δεν βασίζονται σε αριθμητικές προσομοιώσεις. Το τελικό αποτέλεσμα για τη μέγιστη δυνατή μάζα ήταν μεταξύ 2,01 και 2,16 ηλιακών μαζών. Ένα κατώτερο όριο γι' αυτό είχε προηγουμένως ληφθεί από παρατηρήσεις τεράστιων πάλσαρ σε δυαδικά συστήματα - με απλά λόγια, η μέγιστη μάζα δεν μπορεί να είναι μικρότερη από 2,01 ηλιακές μάζες, αφού οι αστρονόμοι έχουν πράγματι παρατηρήσει αστέρια νετρονίων με τόσο μεγάλη μάζα.

Προηγουμένως, είχαμε γράψει για το πώς οι αστροφυσικοί χρησιμοποίησαν προσομοιώσεις υπολογιστή για να υπολογίσουν τη μάζα και την ακτίνα των άστρων νετρονίων, η συγχώνευση των οποίων οδήγησε στα γεγονότα GW170817 και GRB 170817A.

Ντμίτρι Τρούνιν

Το απομεινάρι του σουπερνόβα Corma-A, που έχει ένα αστέρι νετρονίων στο κέντρο του

Τα αστέρια νετρονίων είναι τα υπολείμματα άστρων μεγάλης μάζας που έχουν φτάσει στο τέλος της εξελικτικής τους διαδρομής στο χρόνο και στο χώρο.

Αυτά τα ενδιαφέροντα αντικείμενα γεννιούνται από κάποτε τεράστιους γίγαντες που είναι τέσσερις έως οκτώ φορές μεγαλύτεροι από τον Ήλιο μας. Αυτό συμβαίνει σε μια έκρηξη σουπερνόβα.

Μετά από μια τέτοια έκρηξη, τα εξωτερικά στρώματα ρίχνονται στο διάστημα, ο πυρήνας παραμένει, αλλά δεν είναι πλέον σε θέση να υποστηρίξει την πυρηνική σύντηξη. Χωρίς εξωτερική πίεση από τα υπερκείμενα στρώματα, καταρρέει και συστέλλεται καταστροφικά.

Παρά τη μικρή τους διάμετρο - περίπου 20 km, τα αστέρια νετρονίων μπορούν να καυχηθούν 1,5 φορές μεγαλύτερη μάζα από τον Ήλιο μας. Έτσι, είναι απίστευτα πυκνά.

Μια μικρή κουταλιά αστρικής ύλης στη Γη θα ζύγιζε περίπου εκατό εκατομμύρια τόνους. Σε αυτό, πρωτόνια και ηλεκτρόνια συνδυάζονται για να σχηματίσουν νετρόνια - μια διαδικασία που ονομάζεται ουδετεροποίηση.

Χημική ένωση

Η σύνθεσή τους είναι άγνωστη· υποτίθεται ότι μπορεί να αποτελούνται από ένα υπερρευστό υγρό νετρονίων. Έχουν εξαιρετικά ισχυρή βαρυτική έλξη, πολύ μεγαλύτερη από αυτή της Γης ή ακόμα και του Ήλιου. Αυτή η βαρυτική δύναμη είναι ιδιαίτερα εντυπωσιακή επειδή είναι μικρό σε μέγεθος.
Όλα περιστρέφονται γύρω από έναν άξονα. Κατά τη συμπίεση διατηρείται η γωνιακή ορμή περιστροφής και λόγω της μείωσης του μεγέθους αυξάνεται η ταχύτητα περιστροφής.

Λόγω της τεράστιας ταχύτητας περιστροφής, η εξωτερική επιφάνεια, που είναι ένας συμπαγής «φλοιός», συμβαίνουν περιοδικά ρωγμές και «σεισμοί», που επιβραδύνουν την ταχύτητα περιστροφής και απορρίπτουν «υπερβολική» ενέργεια στο διάστημα.

Οι συγκλονιστικές πιέσεις που υπάρχουν στον πυρήνα μπορεί να είναι παρόμοιες με αυτές που υπήρχαν την εποχή της μεγάλης έκρηξης, αλλά δυστυχώς δεν μπορούν να προσομοιωθούν στη Γη. Επομένως, αυτά τα αντικείμενα είναι ιδανικά φυσικά εργαστήρια όπου μπορούμε να παρατηρήσουμε ενέργειες που δεν είναι διαθέσιμες στη Γη.

Ράδιο πάλσαρ

Τα ραδιοούλσαρ ανακαλύφθηκαν στα τέλη του 1967 από την πτυχιούχο φοιτήτρια Jocelyn Bell Burnell ως ραδιοφωνικές πηγές που πάλλονται σε σταθερή συχνότητα.
Η ακτινοβολία που εκπέμπεται από το αστέρι είναι ορατή ως παλλόμενη πηγή ακτινοβολίας ή πάλσαρ.

Σχηματική αναπαράσταση της περιστροφής ενός αστέρα νετρονίων

Τα ραδιόφωνα πάλσαρ (ή απλά πάλσαρ) είναι περιστρεφόμενα αστέρια νετρονίων των οποίων οι πίδακες σωματιδίων κινούνται σχεδόν με την ταχύτητα του φωτός, όπως μια περιστρεφόμενη δέσμη φάρου.

Αφού περιστρέφονται συνεχώς για αρκετά εκατομμύρια χρόνια, τα πάλσαρ χάνουν την ενέργειά τους και γίνονται κανονικοί αστέρες νετρονίων. Μόνο περίπου 1.000 πάλσαρ είναι γνωστά σήμερα, αν και μπορεί να υπάρχουν εκατοντάδες από αυτά στον γαλαξία.

Ραδιόφωνο πάλσαρ στο νεφέλωμα του Καβουριού

Μερικά αστέρια νετρονίων εκπέμπουν ακτίνες Χ. Το διάσημο νεφέλωμα του Καβουριού είναι ένα καλό παράδειγμα τέτοιου αντικειμένου, που σχηματίστηκε κατά τη διάρκεια μιας έκρηξης σουπερνόβα. Αυτή η έκρηξη σουπερνόβα παρατηρήθηκε το 1054 μ.Χ.

Άνεμος από το Pulsar, βίντεο με τηλεσκόπιο Chandra

Ένα ραδιοπάλσαρ στο Νεφέλωμα του Καβουριού που φωτογραφήθηκε από το διαστημικό τηλεσκόπιο Hubble μέσω ενός φίλτρου 547 nm (πράσινο φως) από τις 7 Αυγούστου 2000 έως τις 17 Απριλίου 2001.

Magnetars

Τα αστέρια νετρονίων έχουν μαγνητικό πεδίο εκατομμύρια φορές ισχυρότερο από το ισχυρότερο μαγνητικό πεδίο που παράγεται στη Γη. Είναι επίσης γνωστά ως μαγνητάρια.

Πλανήτες γύρω από αστέρια νετρονίων

Σήμερα γνωρίζουμε ότι τέσσερις έχουν πλανήτες. Όταν βρίσκεται σε δυαδικό σύστημα, είναι δυνατό να μετρηθεί η μάζα του. Από αυτά τα δυαδικά ραδιοφωνικά ή ακτίνες Χ, οι μετρούμενες μάζες των αστεριών νετρονίων ήταν περίπου 1,4 φορές η μάζα του Ήλιου.

Διπλά συστήματα

Ένας εντελώς διαφορετικός τύπος πάλσαρ παρατηρείται σε ορισμένα δυαδικά αρχεία ακτίνων Χ. Σε αυτές τις περιπτώσεις, το αστέρι νετρονίων και το συνηθισμένο σχηματίζουν ένα δυαδικό σύστημα. Ένα ισχυρό βαρυτικό πεδίο έλκει υλικό από ένα συνηθισμένο αστέρι. Το υλικό που πέφτει πάνω του κατά τη διάρκεια της διαδικασίας προσαύξησης θερμαίνεται τόσο πολύ που παράγει ακτίνες Χ. Οι παλμικές ακτίνες Χ είναι ορατές όταν τα καυτά σημεία στο περιστρεφόμενο πάλσαρ περνούν από τη γραμμή όρασης από τη Γη.

Για δυαδικά συστήματα που περιέχουν ένα άγνωστο αντικείμενο, αυτές οι πληροφορίες βοηθούν να διακρίνουμε αν πρόκειται για αστέρι νετρονίων ή, για παράδειγμα, για μαύρη τρύπα, επειδή οι μαύρες τρύπες είναι πολύ πιο μαζικές.

Το τελικό προϊόν της αστρικής εξέλιξης ονομάζεται αστέρια νετρονίων. Το μέγεθος και το βάρος τους είναι απλά εκπληκτικά! Έχει μέγεθος έως και 20 km σε διάμετρο, αλλά ζυγίζει όσο . Η πυκνότητα της ύλης σε ένα αστέρι νετρονίων είναι πολλές φορές μεγαλύτερη από την πυκνότητα ενός ατομικού πυρήνα. Τα αστέρια νετρονίων εμφανίζονται κατά τις εκρήξεις σουπερνόβα.

Τα περισσότερα γνωστά αστέρια νετρονίων ζυγίζουν περίπου 1,44 ηλιακές μάζεςκαι είναι ίσο με το όριο μάζας Chandrasekhar. Αλλά θεωρητικά είναι πιθανό να έχουν έως και 2,5 μάζα. Το βαρύτερο που έχει ανακαλυφθεί μέχρι σήμερα ζυγίζει 1,88 ηλιακές μάζες, και ονομάζεται Vele X-1, και το δεύτερο με μάζα 1,97 ηλιακές μάζες είναι το PSR J1614-2230. Με περαιτέρω αύξηση της πυκνότητας, το αστέρι μετατρέπεται σε κουάρκ.

Το μαγνητικό πεδίο των άστρων νετρονίων είναι πολύ ισχυρό και φτάνει τους 10,12 βαθμούς G, το πεδίο της Γης είναι 1G. Από το 1990, ορισμένα αστέρια νετρονίων έχουν αναγνωριστεί ως μαγνήτες - πρόκειται για αστέρια των οποίων τα μαγνητικά πεδία υπερβαίνουν κατά πολύ τις 10 έως 14 μοίρες του Gauss. Σε τέτοια κρίσιμα μαγνητικά πεδία, εμφανίζονται αλλαγές στη φυσική, σχετικιστικά φαινόμενα (κάμψη του φωτός από ένα μαγνητικό πεδίο) και πόλωση του φυσικού κενού. Τα αστέρια νετρονίων προβλέφθηκαν και στη συνέχεια ανακαλύφθηκαν.

Οι πρώτες υποθέσεις έγιναν από τους Walter Baade και Fritz Zwicky το 1933, έκαναν την υπόθεση ότι τα αστέρια νετρονίων γεννιούνται ως αποτέλεσμα μιας έκρηξης σουπερνόβα. Σύμφωνα με υπολογισμούς, η ακτινοβολία από αυτά τα αστέρια είναι πολύ μικρή, είναι απλά αδύνατο να ανιχνευθεί. Αλλά το 1967, η μεταπτυχιακή φοιτήτρια του Huish, Jocelyn Bell, ανακάλυψε το , το οποίο εξέπεμπε κανονικούς ραδιοπαλμούς.

Τέτοιες ωθήσεις ελήφθησαν ως αποτέλεσμα της ταχείας περιστροφής του αντικειμένου, αλλά τα συνηθισμένα αστέρια απλά θα πετούσαν μακριά από μια τόσο ισχυρή περιστροφή, και ως εκ τούτου αποφάσισαν ότι ήταν αστέρια νετρονίων.

Πάλσαρ σε φθίνουσα σειρά ταχύτητας περιστροφής:

Ο εκτοξευτής είναι ένα ραδιόφωνο πάλσαρ. Χαμηλή ταχύτητα περιστροφής και ισχυρό μαγνητικό πεδίο. Ένα τέτοιο πάλσαρ έχει μαγνητικό πεδίο και το αστέρι περιστρέφεται μαζί με την ίδια γωνιακή ταχύτητα. Σε μια ορισμένη στιγμή, η γραμμική ταχύτητα του πεδίου φτάνει την ταχύτητα του φωτός και αρχίζει να την υπερβαίνει. Επιπλέον, το δίπολο πεδίο δεν μπορεί να υπάρχει και οι γραμμές έντασης πεδίου σπάνε. Κινούμενοι κατά μήκος αυτών των γραμμών, τα φορτισμένα σωματίδια φτάνουν σε έναν γκρεμό και αποσπώνται, έτσι εγκαταλείπουν το αστέρι νετρονίων και μπορούν να πετάξουν μακριά σε οποιαδήποτε απόσταση μέχρι το άπειρο. Επομένως, αυτά τα πάλσαρ ονομάζονται εκτοξευτές (να δίνουν, να εκτινάσσονται) - ραδιοπάλσαρ.

Προπέλα, δεν έχει πλέον την ίδια ταχύτητα περιστροφής με τον εκτοξευτήρα για να επιταχύνει τα σωματίδια σε ταχύτητα μετά το φως, επομένως δεν μπορεί να είναι ραδιοπάλσαρ. Αλλά η ταχύτητα περιστροφής του είναι ακόμα πολύ υψηλή, η ύλη που συλλαμβάνεται από το μαγνητικό πεδίο δεν μπορεί ακόμη να πέσει πάνω στο αστέρι, δηλαδή, δεν συμβαίνει συσσώρευση. Τέτοια αστέρια έχουν μελετηθεί πολύ κακώς, γιατί είναι σχεδόν αδύνατο να τα παρατηρήσουμε.

Το accretor είναι ένα πάλσαρ ακτίνων Χ. Το αστέρι δεν περιστρέφεται πλέον τόσο γρήγορα και η ύλη αρχίζει να πέφτει πάνω στο αστέρι, πέφτοντας κατά μήκος της γραμμής του μαγνητικού πεδίου. Όταν πέφτει σε μια στερεή επιφάνεια κοντά στον πόλο, η ουσία θερμαίνεται έως και δεκάδες εκατομμύρια βαθμούς, με αποτέλεσμα την ακτινοβολία ακτίνων Χ. Οι παλμοί συμβαίνουν ως αποτέλεσμα του γεγονότος ότι το αστέρι εξακολουθεί να περιστρέφεται, και δεδομένου ότι η περιοχή της πτώσης της ύλης είναι μόνο περίπου 100 μέτρα, αυτό το σημείο εξαφανίζεται περιοδικά από το οπτικό πεδίο.

Στις 27 Δεκεμβρίου 2004, μια έκρηξη ακτίνων γάμμα έφτασε στο ηλιακό μας σύστημα από το SGR 1806-20 (απεικονίζεται σε εντύπωση καλλιτέχνη). Η έκρηξη ήταν τόσο ισχυρή που επηρέασε την ατμόσφαιρα της Γης σε απόσταση άνω των 50.000 ετών φωτός

Ένα αστέρι νετρονίων είναι ένα κοσμικό σώμα, το οποίο είναι ένα από τα πιθανά αποτελέσματα της εξέλιξης, που αποτελείται κυρίως από έναν πυρήνα νετρονίων που καλύπτεται από ένα σχετικά λεπτό (~1 km) φλοιό ύλης με τη μορφή βαρέων ατομικών πυρήνων και ηλεκτρονίων. Οι μάζες των αστεριών νετρονίων είναι συγκρίσιμες με αυτές του , αλλά η τυπική ακτίνα ενός αστέρα νετρονίων είναι μόνο 10-20 χιλιόμετρα. Επομένως, η μέση πυκνότητα της ουσίας ενός τέτοιου αντικειμένου είναι αρκετές φορές μεγαλύτερη από την πυκνότητα του ατομικού πυρήνα (που για τους βαρείς πυρήνες είναι κατά μέσο όρο 2,8·10 17 kg/m³). Η περαιτέρω βαρυτική συμπίεση του αστέρα νετρονίων αποτρέπεται από την πίεση της πυρηνικής ύλης που προκύπτει λόγω της αλληλεπίδρασης των νετρονίων.

Πολλά αστέρια νετρονίων έχουν εξαιρετικά υψηλές ταχύτητες περιστροφής, έως και χίλιες στροφές ανά δευτερόλεπτο. Τα αστέρια νετρονίων προκύπτουν από αστρικές εκρήξεις.

Οι μάζες των περισσότερων αστεριών νετρονίων με αξιόπιστα μετρημένες μάζες είναι 1,3-1,5 ηλιακές μάζες, που είναι κοντά στο όριο Chandrasekhar. Θεωρητικά, αστέρια νετρονίων με μάζα από 0,1 έως περίπου 2,5 ηλιακές μάζες είναι αποδεκτά, αλλά η τιμή της ανώτερης οριακής μάζας είναι επί του παρόντος πολύ ανακριβώς γνωστή. Τα γνωστά αστέρια νετρονίων με τη μεγαλύτερη μάζα είναι το Vela X-1 (με μάζα τουλάχιστον 1,88±0,13 ηλιακές μάζες στο επίπεδο 1σ, που αντιστοιχεί σε επίπεδο σημαντικότητας α≈34%), PSR J1614-2230ruen (με εκτίμηση μάζας 1,97 ±0,04 ηλιακή), και PSR J0348+0432ruen (με εκτίμηση μάζας 2,01±0,04 ηλιακή). Η βαρύτητα στα αστέρια νετρονίων εξισορροπείται από την πίεση του εκφυλισμένου αερίου νετρονίων· η μέγιστη τιμή της μάζας ενός αστέρα νετρονίων ορίζεται από το όριο Oppenheimer-Volkoff, η αριθμητική τιμή του οποίου εξαρτάται από την (ακόμη ελάχιστα γνωστή) εξίσωση κατάστασης της ύλης στον πυρήνα του αστεριού. Υπάρχουν θεωρητικές υποθέσεις ότι με ακόμη μεγαλύτερη αύξηση της πυκνότητας, ο εκφυλισμός των άστρων νετρονίων σε κουάρκ είναι δυνατός.

Η δομή ενός αστέρα νετρονίων.

Το μαγνητικό πεδίο στην επιφάνεια των άστρων νετρονίων φτάνει την τιμή των 10 12 -10 13 G (για σύγκριση, η Γη έχει περίπου 1 G), είναι οι διεργασίες στις μαγνητόσφαιρες των αστέρων νετρονίων που είναι υπεύθυνες για την ραδιοεκπομπή των πάλσαρ . Από τη δεκαετία του 1990, ορισμένα αστέρια νετρονίων έχουν αναγνωριστεί ως μαγνήτες - αστέρια με μαγνητικά πεδία της τάξης των 10 14 G και άνω. Τέτοια μαγνητικά πεδία (που υπερβαίνουν την «κρίσιμη» τιμή των 4,414 10 13 G, στα οποία η ενέργεια αλληλεπίδρασης ενός ηλεκτρονίου με ένα μαγνητικό πεδίο υπερβαίνει την ενέργεια ηρεμίας mec²) εισάγουν ποιοτικά νέα φυσική, αφού ειδικά σχετικιστικά φαινόμενα, πόλωση του φυσικού κενού κ.λπ. γίνονται σημαντικά.

Μέχρι το 2012, είχαν ανακαλυφθεί περίπου 2000 αστέρια νετρονίων. Περίπου το 90% από αυτούς είναι ελεύθεροι. Συνολικά, 10 8 -10 9 αστέρια νετρονίων μπορούν να υπάρχουν στο δικό μας, δηλαδή περίπου ένα ανά χίλια κοινά αστέρια. Τα αστέρια νετρονίων χαρακτηρίζονται από υψηλή ταχύτητα (συνήθως εκατοντάδες km/s). Ως αποτέλεσμα της συσσώρευσης ύλης νέφους, το αστέρι νετρονίων μπορεί να είναι ορατό σε αυτήν την κατάσταση σε διαφορετικές φασματικές περιοχές, συμπεριλαμβανομένης της οπτικής, η οποία αντιπροσωπεύει περίπου το 0,003% της εκπεμπόμενης ενέργειας (που αντιστοιχεί στο μέγεθος 10).

Βαρυτική εκτροπή του φωτός (λόγω της σχετικιστικής εκτροπής του φωτός, περισσότερο από το ήμισυ της επιφάνειας είναι ορατή)

Τα αστέρια νετρονίων είναι μια από τις λίγες κατηγορίες κοσμικών αντικειμένων που είχαν θεωρητικά προβλεφθεί πριν από την ανακάλυψή τους από τους παρατηρητές.

Το 1933, οι αστρονόμοι Walter Baade και Fritz Zwicky πρότειναν ότι ένα αστέρι νετρονίων θα μπορούσε να σχηματιστεί ως αποτέλεσμα μιας έκρηξης σουπερνόβα. Οι θεωρητικοί υπολογισμοί εκείνη την εποχή έδειξαν ότι η ακτινοβολία από ένα αστέρι νετρονίων ήταν πολύ ασθενής για να ανιχνευθεί. Το ενδιαφέρον για τα αστέρια νετρονίων εντάθηκε τη δεκαετία του 1960, όταν άρχισε να αναπτύσσεται η αστρονομία των ακτίνων Χ, καθώς η θεωρία προέβλεπε ότι το μέγιστο θερμικής εκπομπής τους θα εμφανιζόταν στην περιοχή των μαλακών ακτίνων Χ. Ωστόσο, απροσδόκητα ανακαλύφθηκαν σε ραδιοφωνικές παρατηρήσεις. Το 1967, η Jocelyn Bell, μεταπτυχιακή φοιτήτρια του E. Huish, ανακάλυψε αντικείμενα που εκπέμπουν κανονικούς παλμούς ραδιοκυμάτων. Αυτό το φαινόμενο εξηγήθηκε από τη στενή κατευθυντικότητα της ακτίνας ραδιοφώνου από ένα ταχέως περιστρεφόμενο αντικείμενο - ένα είδος «κοσμικού ραδιοφάρου». Αλλά κάθε συνηθισμένο αστέρι θα κατέρρεε με τόσο υψηλή ταχύτητα περιστροφής. Μόνο τα αστέρια νετρονίων ήταν κατάλληλα για το ρόλο τέτοιων φάρων. Το πάλσαρ PSR B1919+21 πιστεύεται ότι είναι το πρώτο αστέρι νετρονίων που ανακαλύφθηκε.

Η αλληλεπίδραση ενός αστέρα νετρονίων με τη γύρω ύλη καθορίζεται από δύο κύριες παραμέτρους και, κατά συνέπεια, τις παρατηρήσιμες εκδηλώσεις τους: την περίοδο (ταχύτητα) περιστροφής και το μέγεθος του μαγνητικού πεδίου. Με την πάροδο του χρόνου, το αστέρι καταναλώνει την περιστροφική του ενέργεια και η περιστροφή του επιβραδύνεται. Το μαγνητικό πεδίο εξασθενεί επίσης. Για το λόγο αυτό, ένα αστέρι νετρονίων μπορεί να αλλάξει τον τύπο του κατά τη διάρκεια της ζωής του. Παρακάτω είναι η ονοματολογία των άστρων νετρονίων σε φθίνουσα σειρά ταχύτητας περιστροφής, σύμφωνα με τη μονογραφία του V.M. Λιπούνοβα. Επειδή η θεωρία των μαγνητοσφαιρών πάλσαρ εξακολουθεί να εξελίσσεται, υπάρχουν εναλλακτικά θεωρητικά μοντέλα.

Ισχυρά μαγνητικά πεδία και σύντομη περίοδος περιστροφής. Στο απλούστερο μοντέλο της μαγνητόσφαιρας, το μαγνητικό πεδίο περιστρέφεται σταθερά, δηλαδή με την ίδια γωνιακή ταχύτητα με το σώμα του αστέρα νετρονίων. Σε μια ορισμένη ακτίνα, η γραμμική ταχύτητα περιστροφής του πεδίου πλησιάζει την ταχύτητα του φωτός. Αυτή η ακτίνα ονομάζεται «ακτίνα κυλίνδρου φωτός». Πέρα από αυτή την ακτίνα, ένα συνηθισμένο διπολικό πεδίο δεν μπορεί να υπάρξει, έτσι οι γραμμές έντασης πεδίου αποκόπτονται σε αυτό το σημείο. Τα φορτισμένα σωματίδια που κινούνται κατά μήκος των γραμμών του μαγνητικού πεδίου μπορούν να αφήσουν το αστέρι νετρονίων μέσα από τέτοιους βράχους και να πετάξουν στο διαστρικό διάστημα. Ένα αστέρι νετρονίων αυτού του τύπου "εκτοξεύει" (από το γαλλικό εκτοξευτήρα - για να εκτινάξει, να σπρώξει προς τα έξω) σχετικιστικά φορτισμένα σωματίδια που εκπέμπουν στην περιοχή ραδιοφώνου. Οι εκτοξευτές παρατηρούνται ως ραδιοπάλσαρ.

Προπέλα

Η ταχύτητα περιστροφής δεν είναι πλέον επαρκής για την εκτόξευση σωματιδίων, επομένως ένα τέτοιο αστέρι δεν μπορεί να είναι ραδιοπάλσαρ. Ωστόσο, η ταχύτητα περιστροφής εξακολουθεί να είναι υψηλή και η ύλη που περιβάλλει το αστέρι νετρονίων που συλλαμβάνεται από το μαγνητικό πεδίο δεν μπορεί να πέσει, δηλαδή δεν συμβαίνει συσσώρευση ύλης. Οι αστέρες νετρονίων αυτού του τύπου δεν έχουν ουσιαστικά παρατηρήσιμες εκδηλώσεις και δεν έχουν μελετηθεί ελάχιστα.

Accrector (πάλσαρ ακτίνων Χ)

Η ταχύτητα περιστροφής μειώνεται σε τέτοιο επίπεδο που τίποτα δεν εμποδίζει πλέον την ύλη να πέσει πάνω σε ένα τέτοιο αστέρι νετρονίων. Η ύλη που πέφτει, ήδη στην κατάσταση του πλάσματος, κινείται κατά μήκος των γραμμών του μαγνητικού πεδίου και χτυπά τη στερεά επιφάνεια του σώματος του αστέρα νετρονίων στην περιοχή των πόλων του, θερμαίνοντας μέχρι και δεκάδες εκατομμύρια βαθμούς. Η ύλη που θερμαίνεται σε τόσο υψηλές θερμοκρασίες λάμπει έντονα στην περιοχή των ακτίνων Χ. Η περιοχή στην οποία συμβαίνει η σύγκρουση της ύλης που πέφτει με την επιφάνεια του σώματος άστρων νετρονίων είναι πολύ μικρή - μόνο περίπου 100 μέτρα. Λόγω της περιστροφής του άστρου, αυτό το καυτό σημείο εξαφανίζεται περιοδικά από το οπτικό πεδίο και παρατηρούνται τακτικοί παλμοί ακτινοβολίας ακτίνων Χ. Τέτοια αντικείμενα ονομάζονται πάλσαρ ακτίνων Χ.

Georotator

Η ταχύτητα περιστροφής τέτοιων άστρων νετρονίων είναι χαμηλή και δεν εμποδίζει τη συσσώρευση. Αλλά το μέγεθος της μαγνητόσφαιρας είναι τέτοιο που το πλάσμα σταματά από το μαγνητικό πεδίο πριν συλληφθεί από τη βαρύτητα. Ένας παρόμοιος μηχανισμός λειτουργεί στη μαγνητόσφαιρα της Γης, γι' αυτό και πήρε το όνομά του αυτός ο τύπος αστέρα νετρονίων.

Magnetar

Ένα αστέρι νετρονίων με εξαιρετικά ισχυρό μαγνητικό πεδίο (έως 10 11 Τ). Η θεωρητική ύπαρξη των μαγνητάρ προβλέφθηκε το 1992 και η πρώτη απόδειξη της πραγματικής ύπαρξής τους αποκτήθηκε το 1998 όταν παρατηρήθηκε μια ισχυρή έκρηξη ακτινοβολίας ακτίνων γάμμα και ακτίνων Χ από την πηγή SGR 1900+14 στον αστερισμό Aquila. Η διάρκεια ζωής των μαγνητών είναι περίπου 1.000.000 χρόνια. Οι μαγνήτες έχουν το ισχυρότερο μαγνητικό πεδίο στο .

Οι μαγνήτες είναι ένας ελάχιστα μελετημένος τύπος αστέρα νετρονίων λόγω του γεγονότος ότι λίγοι είναι αρκετά κοντά στη Γη. Οι μαγνήτες έχουν διάμετρο περίπου 20-30 km, αλλά οι περισσότεροι έχουν μάζα μεγαλύτερη από τη μάζα του Ήλιου. Το magnetar είναι τόσο συμπιεσμένο που ένα μπιζέλι της ύλης του θα ζύγιζε περισσότερο από 100 εκατομμύρια τόνους. Τα περισσότερα από τα γνωστά μαγνητάρια περιστρέφονται πολύ γρήγορα, τουλάχιστον αρκετές περιστροφές γύρω από τον άξονά τους ανά δευτερόλεπτο. Παρατηρούμενη σε ακτινοβολία γάμμα κοντά στις ακτίνες Χ, δεν εκπέμπει ραδιοεκπομπές. Ο κύκλος ζωής ενός magnetar είναι αρκετά σύντομος. Τα ισχυρά μαγνητικά τους πεδία εξαφανίζονται μετά από περίπου 10.000 χρόνια, μετά από τα οποία η δραστηριότητά τους και η εκπομπή ακτίνων Χ παύουν. Σύμφωνα με μια υπόθεση, μέχρι και 30 εκατομμύρια μαγνήτες θα μπορούσαν να έχουν σχηματιστεί στον γαλαξία μας καθ' όλη τη διάρκεια της ύπαρξής του. Οι μαγνήτες σχηματίζονται από τεράστια αστέρια με αρχική μάζα περίπου 40 M☉.

Οι κραδασμοί που δημιουργούνται στην επιφάνεια του μαγνητάρι προκαλούν τεράστιες δονήσεις στο αστέρι. Οι διακυμάνσεις στο μαγνητικό πεδίο που τις συνοδεύουν συχνά οδηγούν σε τεράστιες εκρήξεις ακτινοβολίας γάμμα, οι οποίες καταγράφηκαν στη Γη το 1979, το 1998 και το 2004.

Από τον Μάιο του 2007, δώδεκα μαγνητάρια ήταν γνωστά, με τρεις ακόμη υποψήφιους να αναμένουν επιβεβαίωση. Παραδείγματα γνωστών μαγνητών:

SGR 1806-20, που βρίσκεται 50.000 έτη φωτός από τη Γη στην αντίθετη πλευρά του Γαλαξία μας στον αστερισμό του Τοξότη.
SGR 1900+14, 20.000 έτη φωτός μακριά, που βρίσκεται στον αστερισμό Aquila. Μετά από μια μακρά περίοδο χαμηλών εκπομπών (σημαντικές εκρήξεις μόνο το 1979 και το 1993), άρχισε να λειτουργεί τον Μάιο-Αύγουστο 1998 και η έκρηξη που εντοπίστηκε στις 27 Αυγούστου 1998 ήταν αρκετά ισχυρή για να αναγκάσει το διαστημόπλοιο NEAR Shoemaker να κλείσει σε αποτρέψτε τη ζημιά. Στις 29 Μαΐου 2008, το τηλεσκόπιο Spitzer της NASA ανακάλυψε δακτυλίους ύλης γύρω από αυτό το μαγνητάρι. Πιστεύεται ότι αυτός ο δακτύλιος σχηματίστηκε από μια έκρηξη που παρατηρήθηκε το 1998.
Το 1E 1048.1-5937 είναι ένα ανώμαλο πάλσαρ ακτίνων Χ που βρίσκεται 9000 έτη φωτός μακριά στον αστερισμό Carina. Το αστέρι από το οποίο σχηματίστηκε το magnetar είχε μάζα 30-40 φορές μεγαλύτερη από αυτή του Ήλιου.
Μια πλήρης λίστα δίνεται στον κατάλογο magnetar.

Από τον Σεπτέμβριο του 2008, η ESO αναφέρει την αναγνώριση ενός αντικειμένου που αρχικά θεωρούνταν μαγνητάρι, το SWIFT J195509+261406. αναγνωρίστηκε αρχικά από εκρήξεις ακτίνων γάμμα (GRB 070610)