Neutronitähti

Neutronitähti  on kosminen kappale , joka on yksi tähtien evoluution mahdollisista tuloksista ja koostuu pääasiassa neutroniytimestä , joka on peitetty suhteellisen ohuella (noin 1 km) ainekuorella raskaiden atomiytimien ja elektronien muodossa .

Neutronitähtien massat ovat verrattavissa Auringon massaan , mutta tyypillinen neutronitähden säde on vain 10-20 kilometriä . Siksi tällaisen esineen aineen keskimääräinen tiheys on useita kertoja suurempi kuin atomiytimen tiheys (joka raskailla ytimillä on keskimäärin 2,8⋅10 17 kg/m³). Neutronitähden painovoiman puristuminen edelleen estyy ydinaineen paineella , joka syntyy neutronien vuorovaikutuksesta.

Monilla neutronitähdillä on erittäin korkea aksiaalinen pyörimisnopeus, jopa useita satoja kierroksia sekunnissa. Nykyaikaisten käsitysten mukaan neutronitähdet syntyvät supernovapurkausten seurauksena .

Muodostelu

Mikä tahansa pääsarjan tähti , jonka alkumassa on suurempi kuin 8 kertaa Auringon ( M ⊙ ), voi kehittyä neutronitähdeksi evoluution aikana. Kun tähti kehittyy, kaikki sen sisällä oleva vety palaa ja tähti laskeutuu pääsarjasta . Jonkin aikaa energian vapautuminen tähdessä varmistetaan raskaampien ytimien synteesillä heliumytimistä , mutta tämä synteesi päättyy, kun kaikki kevyemmät ytimet muuttuvat ytimiksi, joiden atomiluku on lähellä raudan atomilukua - alkuaineet, joilla on korkein ydinvoimaa sitova energia.

Kun kaikki ytimessä oleva ydinpolttoaine on käytetty loppuun, ydintä ei enää voi supistua painovoiman vaikutuksesta supistumasta vain rappeutuneen elektronikaasun paineella .

Kun tähden ulompia kerroksia puristetaan edelleen, joissa lämpöydinfuusioreaktiot ovat edelleen käynnissä, kun valoytimet palavat loppuun, tähden ytimen puristus lisääntyy ja tähden ytimen massa alkaa ylittää Chandrasekhar-rajan . Degeneroituneen elektronikaasun paine ei riitä ylläpitämään hydrostaattista tasapainoa ja ydin alkaa nopeasti tiivistyä, minkä seurauksena sen lämpötila nousee yli 5⋅10 9  K . Tällaisissa lämpötiloissa rautaytimien fotodissosiaatio alfahiukkasiksi tapahtuu kovan gammasäteilyn vaikutuksesta. Myöhemmin lämpötilan noustessa elektronit ja protonit sulautuvat neutroneiksi elektronien sieppausprosessissa . Leptonin varauksen säilymislain mukaisesti muodostuu tässä tapauksessa voimakas elektronineutriinojen virta .

Kun tähden tiheys saavuttaa ydintiheyden 4⋅10 17  kg/m 3 , degeneroituneen neutroniideaalisen Fermi-Dirac-kaasun paine pysäyttää supistumisen. Tähden ulkokuoren putoaminen neutronin ytimeen pysähtyy, ja se heitetään pois tähden ytimestä neutrinovuon vaikutuksesta, koska romahtavan kuoren erittäin korkeissa lämpötiloissa kuorimateriaali muuttuu neutriinoille läpinäkymättömäksi, ja tähti muuttuu supernovaksi. Ulkokuoren sironnan jälkeen tähdestä jää jäljelle tähtijäännös - neutronitähti.

Jos tämän jäännöksen massa ylittää 3 M ⊙ , tähden romahtaminen jatkuu ja musta aukko ilmestyy [1] .

Kun massiivisen tähden ydin supistuu tyypin II supernovan , tyypin Ib supernovan tai tyypin Ic supernovaräjähdyksen aikana ja romahtaa neutronitähdeksi, se säilyttää suurimman osan alkuperäisestä kulmaliikemäärästään . Mutta koska tähden jäännöksen säde on monta kertaa pienempi kuin emotähden säde, jäännöksen hitausmomentti pienenee jyrkästi, ja liikemäärän säilymislain mukaisesti neutronitähti saa erittäin suuri pyörimiskulmanopeus, joka pienenee vähitellen hyvin pitkän ajan kuluessa. Neutronitähdet tunnetaan, joiden kiertoaika on 1,4 ms - 30 ms.

Neutronitähden suuri tiheys pienissä koossa johtuu sen erittäin suuresta vapaan pudotuksen kiihtyvyydestä pinnalla tyypillisten arvojen välillä 10 12 - 10 13 m/s 2 , mikä on yli 10 11 kertaa suurempi kuin pinnalla. Maan pinta [2] . Näin suurella painovoimalla neutronitähtien pakonopeudet vaihtelevat 100 000 km/s - 150 000 km/s, eli kolmasosasta puoleen valon nopeudesta . Neutronitähden painovoima kiihdyttää sille putoavaa ainetta valtaviin nopeuksiin. Sen törmäysvoima todennäköisesti riittää tuhoamaan putoavan aineen atomit ja voi muuttaa tämän aineen neutroneiksi.

Yleistä tietoa

Neutronitähdistä, joilla on luotettavasti mitattu massa, useimpien massa on 1,3–1,5 auringon massaa , mikä on lähellä Chandrasekharin raja-arvoa . Teoreettisesti neutronitähdet, joiden massa on 0,1 - noin 2,16 [3] auringon massat, ovat hyväksyttäviä. Massiivisimmat tunnetut neutronitähdet ovat Vela X-1 (sen massa on vähintään 1,88 ± 0,13 auringon massaa 1σ- tasolla , mikä vastaa α≈34 % :n merkitsevyystasoa [4] , PSR J1614–2230 (massaarviolla 1,97±0,04 aurinkoa) [5] [6] [7] , PSR J0348+0432 (massaarviolla 2,01±0,04 aurinkoa) ja lopuksi PSR J0740+6620 (massaarvioineen erilaisten mukaan lähteet 2.14 tai 2.17 aurinko). Neutronitähtien painovoiman supistumista estää rappeutuneen neutronikaasun paine . Neutronitähden massan maksimiarvo saadaan Oppenheimer-Volkov-rajasta , jota ei tällä hetkellä tunneta, koska aineen tilayhtälö ydintiheyksissä on edelleen huonosti ymmärretty. On olemassa teoreettisia oletuksia, joiden mukaan aineen siirtyminen neutronitähdistä kvarkkitähdiksi on mahdollista, kun tiheys kasvaa vielä enemmän kuin ydintiheys [8] .

Magneettikenttä neutronitähtien pinnalla saavuttaa arvon 10 12 -10 13 gauss (vertailun vuoksi maapallolla on noin 1 gauss). Neutronitähtien magnetosfäärissä tapahtuvat prosessit ovat vastuussa pulsarien radiosäteilystä . 1990-luvulta lähtien jotkut neutronitähdet on luokiteltu magnetaariksi  - tähdiksi, joiden magneettikenttä on luokkaa 10 14 G tai suurempi.

Kun magneettikentän voimakkuus ylittää "kriittisen" arvon 4,414⋅10 13 G, jossa elektronin magneettisen momentin vuorovaikutusenergia magneettikentän kanssa ylittää sen lepoenergian m e c ², erityisrelativistiset vaikutukset tulevat merkittäviksi, fyysisen tyhjiön polarisaatio jne.

Vuoteen 2015 mennessä on löydetty yli 2500 neutronitähteä. Noin 90% niistä on yksittäisiä tähtiä, loput ovat osa monitähtijärjestelmää.

Kaiken kaikkiaan galaksissamme voi arvioiden mukaan olla 10 8 - 10 9 neutronitähteä, noin yksi neutronitähti tuhatta tavallista tähteä kohti.

Neutronitähdille on ominaista niiden oman liikkeen suuri nopeus (yleensä satoja km/s). Neutronitähden pintaan kertyvän tähtienvälisen kaasun seurauksena neutronitähti voidaan havaita maasta eri spektrialueilla, mukaan lukien optinen, mikä muodostaa noin 0,003 % tähden emittoimasta kokonaisenergiasta (vastaa 10 absoluuttista tähtien magnitudia ) [9] .

Rakennus

Neutronitähdessä voidaan tavanomaisesti erottaa viisi kerrosta: ilmakehä, ulkokuori, sisäkuori, ulkoydin ja sisäydin.

Neutronitähden ilmakehä on hyvin ohut plasmakerros (kuumien tähtien kymmenistä senttimetreistä kylmien millimetreihin), johon muodostuu neutronitähden lämpösäteily [10] .

Ulkokuori koostuu ytimistä ja elektroneista ja on useita satoja metrejä paksu. Neutronitähden kuuman ulkokuoren ohuessa (enintään muutaman metrin) pinnanläheisessä kerroksessa elektronikaasu on rappeutumattomassa tilassa, syvissä kerroksissa elektronikaasu on rappeutunut, syvyyden kasvaessa sen rappeutuminen. muuttuu relativistiseksi ja ultrarelativistiseksi [10] .

Sisäkuori koostuu elektroneista, vapaista neutroneista ja atomiytimistä, joissa on ylimäärä neutroneja. Syvyyden kasvaessa vapaiden neutronien osuus kasvaa, kun taas atomiytimien osuus pienenee. Sisäkuoren paksuus voi olla useita kilometrejä [10] .

Ulkoydin koostuu neutroneista, joissa on pieni seos (useita prosentteja) protoneja ja elektroneja. Pienimassaisten neutronitähtien ulompi ydin voi ulottua tähden keskustaan ​​[10] .

Massiivisilla neutronitähdillä on myös sisäydin. Sen säde voi olla useita kilometrejä, tiheys ytimen keskustassa voi ylittää atomiytimien tiheyden 10-15 kertaa. Sisäytimen aineen koostumusta ja tilayhtälöä ei tunneta varmasti. On olemassa useita hypoteeseja, joista kolme todennäköisintä ovat: 1) kvarkkiydin , jossa neutronit hajoavat ainesosaan ylös ja alas kvarkeiksi; 2) baryonien hyperoniydin , mukaan lukien omituiset kvarkit; ja 3) kaon -ydin, joka koostuu kahdesta kvarkkimesonista, mukaan lukien outoja (anti)kvarkeja. Tällä hetkellä on kuitenkin mahdotonta vahvistaa tai kumota mitään näistä hypoteeseista [10] [11] .

Neutronitähtien jäähdytys

Kun neutronitähti syntyi supernovaräjähdyksen seurauksena, sen lämpötila on erittäin korkea - noin 10 11 K (eli 4 suuruusluokkaa korkeampi kuin Auringon keskustan lämpötila), mutta se on putoaa hyvin nopeasti neutriinojäähdytyksen vuoksi . Vain muutamassa minuutissa lämpötila laskee 10 11 :stä 10 9 K:iin ja kuukaudessa 10 8 K:iin. Sitten neutriinojen valoisuus laskee jyrkästi (riippuu hyvin paljon lämpötilasta) ja jäähtyminen tapahtuu paljon hitaammin fotonin vaikutuksesta. pinnan (lämpö)säteily. Tunnettujen neutronitähtien pintalämpötila, joille se on mitattu, on luokkaa 10 5 - 10 6 K (vaikka ydin on ilmeisesti paljon kuumempi) [10] .

Löytöhistoria

Neutronitähdet ovat yksi harvoista kosmisten esineiden luokista, jotka teoriassa ennustettiin ennen kuin tarkkailijat löysivät ne.

Kuuluisa neuvostotieteilijä Lev Landau ilmaisi ensimmäistä kertaa ajatuksen lisääntyneen tiheyden omaavien tähtien olemassaolosta jo ennen neutronin löytöä, jonka Chadwick teki helmikuun alussa 1932 . Joten artikkelissaan "Tähtien teoriasta" , joka on kirjoitettu helmikuussa 1931, mutta tuntemattomista syistä myöhässä julkaistu vasta 29. helmikuuta 1932 - yli vuotta myöhemmin, hän kirjoittaa: "Odotamme, että kaikki tämä [rikkomus kvanttimekaniikan lait] tulisi ilmetä, kun aineen tiheys kasvaa niin suureksi, että atomiytimet joutuvat läheiseen kosketukseen muodostaen yhden jättimäisen ytimen.

Joulukuussa 1933 American Physical Societyn konventissa (15.-16. joulukuuta 1933) tähtitieteilijät Walter Baade ja Fritz Zwicky tekivät ensimmäisen tarkan ennusteen neutronitähtien olemassaolosta. Erityisesti he ehdottivat kohtuudella, että neutronitähti voisi muodostua supernovaräjähdyksessä . Teoreettiset laskelmat osoittivat, että optisella alueella olevan neutronitähden säteily on liian heikkoa havaittavaksi sen ajan optisilla tähtitieteellisillä välineillä.

Kiinnostus neutronitähtiä kohtaan kasvoi 1960-luvulla, kun röntgentähtitiede alkoi kehittyä , koska teoria ennusti, että niiden lämpösäteily saavutti huippunsa pehmeällä röntgenalueella. Kuitenkin yllättäen ne löydettiin radiohavainnoista . Vuonna 1967 Jocelyn Bell , E. Hewishin jatko-opiskelija , löysi esineitä , jotka lähettävät säännöllisiä radiopulsseja. Tämä ilmiö selittyy radiosäteen kapealla suunnalla nopeasti pyörivästä avaruusobjektista - eräänlaisesta "kosmisesta radiomajakasta". Mutta mikä tahansa tavallinen tähti romahtaisi keskipakovoimista niin suurella pyörimisnopeudella. Vain neutronitähdet soveltuivat tällaisten "avaruusmajakoiden" rooliin. Pulsaria PSR B1919+21 pidetään ensimmäisenä löydettynä neutronitähtenä.

Neutronitähtien luokitus

Neutronitähden vuorovaikutusta ympäröivän aineen kanssa määrää kaksi pääparametria ja sen seurauksena niiden havaittavissa oleva ilmenemismuoto: pyörimisjakso (nopeus) ja magneettikentän suuruus. Ajan myötä tähti kuluttaa pyörimisenergiaansa ja sen pyöriminen hidastuu. Myös magneettikenttä heikkenee. Tästä syystä neutronitähti voi muuttaa tyyppiään elämänsä aikana. Alla on neutronitähtien nimistö pyörimisnopeuden mukaan laskevassa järjestyksessä V. M. Lipunovin monografian [12] mukaan . Koska pulsarimagnetosfäärien teoria on vielä kehitteillä, vaihtoehtoisia teoreettisia malleja on olemassa (katso tuore katsaus [13] ja viittaukset siellä).

Ejector ( radiopulsar )

Vahvat magneettikentät ja lyhyt pyörimisjakso. Magnetosfäärin yksinkertaisimmassa mallissa magneettikenttä pyörii jäykästi, eli samalla kulmanopeudella kuin neutronitähden kappale. Tietyllä säteellä kentän lineaarinen pyörimisnopeus lähestyy valon nopeutta . Tätä sädettä kutsutaan "valosylinterin säteeksi". Tämän säteen ulkopuolella tavallista dipolimagneettikenttää ei voi olla, joten kentänvoimakkuusviivat katkeavat tässä pisteessä. Magneettisia kenttälinjoja pitkin liikkuvat varautuneet hiukkaset voivat jättää neutronitähden tällaisten kallioiden läpi ja lentää pois tähtienväliseen avaruuteen. Tämän tyyppinen neutronitähti "poistaa" ( englannin sanasta eject  - spew, push out) relativistisia varautuneita hiukkasia, jotka säteilevät radioalueella . Ejektorit havaitaan radiopulsareina .  

"Potkuri"

Pyörimisnopeus ei enää riitä hiukkasten poistamiseen, joten tällainen tähti ei voi olla radiopulsari . Pyörimisnopeus on kuitenkin edelleen suuri, eikä neutronitähteä ympäröivän magneettikentän vangitsema aine voi pudota pintaan, eli aine ei keräänty . Tämän tyyppiset neutronitähdet ovat käytännössä havaitsemattomia ja huonosti tutkittuja.

Accretor ( X-ray pulsar )

Pyörimisnopeus pienenee niin paljon, että nyt mikään ei estä ainetta putoamasta tällaisen neutronitähden päälle. Pudotessaan aine, jo plasmatilassa, liikkuu magneettikentän linjoja pitkin ja osuu neutronitähden kappaleen pintaan sen napojen alueella kuumentaen samalla kymmeniin miljooniin asteisiin. Näin korkeisiin lämpötiloihin kuumennettu materiaali hehkuu kirkkaasti pehmeällä röntgenalueella . Sen alueen koko, jossa kohtaava aine törmää neutronitähden kappaleen pintaan, on hyvin pieni - vain noin 100 metriä. Tähtikappale peittää tämän kuuman pisteen ajoittain tähden pyörimisen vuoksi, joten havaitaan säännöllisiä röntgensäteiden pulsaatioita. Tällaisia ​​kohteita kutsutaan röntgenpulsareiksi .

Georotator

Tällaisten neutronitähtien pyörimisnopeus on alhainen, eikä se estä lisääntymistä. Mutta magnetosfäärin mitat ovat sellaiset, että magneettikenttä pysäyttää plasman ennen kuin painovoima vangitsee sen. Samanlainen mekanismi toimii Maan magnetosfäärissä , minkä vuoksi tämäntyyppiset neutronitähdet saivat nimensä.

Ergostar

Teoreettisesti mahdollinen stabiili muunnelma neutronitähdestä, jossa on ergosfääri [14] . Todennäköisesti ergostarit syntyvät neutronitähtien sulautumisprosessissa.

Muistiinpanot

  1. ↑ Bally, John; Repurth, Bo. Tähtien ja planeettojen synty . - kuvitettu. - Cambridge University Press , 2006. - S. 207. - ISBN 978-0-521-80105-8 .
  2. ↑ Haensel, Pawel; Potekhin, Aleksanteri Y.; Jakovlev, Dmitry G. Neutron Stars. - Springer, 2007. - ISBN 978-0-387-33543-8 .
  3. ↑ Dmitri Trunin. Astrofyysikot ovat tarkentaneet neutronitähtien rajoittavaa massaa . nplus1.ru. Haettu 18. tammikuuta 2018. Arkistoitu alkuperäisestä 25. maaliskuuta 2019.
  4. ↑ H. Quaintrell ym. Vela X-1:n neutronitähden massa ja vuoroveden aiheuttamat ei-radiaaliset värähtelyt GP Velissä  // Astronomy and Astrophysics  . - EDP Sciences , huhtikuu 2003. - Ei. 401 . - s. 313-323 . - arXiv : astro-ph/0301243 .
  5. ↑ Demorest PB, Pennucci T., Ransom SM, Roberts MSE & Hessels JWT Kahden aurinkomassan neutronitähti mitattuna Shapiro-viiveellä   // Nature . - 2010. - Vol. 467 . - s. 1081-1083 .
  6. ↑ Raskain tunnettu neutronitähti löydetty
  7. ↑ "Superraskas" neutronitähti kiistää "vapaiden" kvarkkien teorian . RIA Novosti (29. lokakuuta 2010). Haettu 30. lokakuuta 2010. Arkistoitu alkuperäisestä 16. lokakuuta 2012.
  8. ↑ Auttaako pimeä aine outojen tähtien syntyä? Arkistoitu 18. marraskuuta 2011 osoitteessa Wayback Machine Elementy.ru, 2010
  9. ↑ E. Shikhovtsev Vierailu neutronitähdellä Arkistokopio 23. helmikuuta 2014 Wayback Machinessa . 2013
  10. ↑ 1 2 3 4 5 6 UFN, 1999 .
  11. ↑ Pehmeä vai kova? Kiista siitä, mitä neutronitähden sisällä on / Sudo Null IT News Haettu 25. maaliskuuta 2019. Arkistoitu alkuperäisestä 25. maaliskuuta 2019.
  12. ↑ V. M. Lipunov. Neutronitähtien astrofysiikka. - Tiede. - 1987. - S. 90.
  13. ↑ Beskin V.S., Istomin Ya.N., Filippov A.A. Radiopulsarit - totuuden etsintä  // Uspekhi fizicheskikh nauk . - Venäjän tiedeakatemia , 2013. - T. 183 , nro 10 . - S. 179-194 . - doi : 10.3367/UFNr.0183.201302e.0179 .
  14. ↑ arXiv.org Antonios Tsokaros, Milton Ruiz, Lunan Sun, Stuart L. Shapiro, Kōji Uryū 8. heinäkuuta 2019 Dynaamisesti vakaat ergostarit ovat olemassa! Arkistoitu 11. elokuuta 2019 Wayback Machinessa

Kirjallisuus

Linkit

  Siirry Wikidata-kohteeseen  Sanakirjat ja tietosanakirjat