Neutronstjerne

En neutronstjerne  er et kosmisk legeme , som er et af de mulige resultater af stjernernes udvikling , der hovedsageligt består af en neutronkerne dækket af en relativt tynd (ca. 1 km) skorpe af stof i form af tunge atomkerner og elektroner .

Masserne af neutronstjerner er sammenlignelige med Solens masse , men den typiske radius for en neutronstjerne er kun 10-20 kilometer . Derfor er den gennemsnitlige tæthed af stoffet i et sådant objekt flere gange højere end tætheden af ​​atomkernen (som for tunge kerner i gennemsnit er 2,8⋅10 17 kg/m³). Yderligere gravitationskompression af en neutronstjerne forhindres af trykket fra nukleart stof , som opstår på grund af neutronernes interaktion.

Mange neutronstjerner har ekstremt høje aksiale rotationshastigheder, op til flere hundrede omdrejninger i sekundet. Ifølge moderne koncepter opstår neutronstjerner som følge af udbrud af supernovaer .

Formation

Enhver hovedsekvensstjerne med en begyndelsesmasse større end 8 gange Solens ( M ⊙ ) kan udvikle sig til en neutronstjerne i evolutionsprocessen. Efterhånden som stjernen udvikler sig, brænder al brint i dens indre ud, og stjernen stiger ned fra hovedsekvensen . I nogen tid er energifrigivelsen i en stjerne sikret ved syntesen af ​​tungere kerner fra heliumkerner , men denne syntese ender, efter at alle de lettere kerner bliver til kerner med et atomnummer tæt på jernets atomnummer - grundstofferne med højeste nuklear bindingsenergi.

Når alt det nukleare brændsel i kernen er brugt op, holdes kernen kun fra gravitationssammentrækning af trykket fra den degenererede elektrongas .

Med yderligere komprimering af de ydre lag af stjernen, hvor termonukleære fusionsreaktioner stadig er i gang, efterhånden som de lette kerner brænder ud, øges komprimeringen af ​​stjernens kerne, og massen af ​​stjernens kerne begynder at overskride Chandrasekhar-grænsen . Trykket af den degenererede elektrongas bliver utilstrækkeligt til at opretholde hydrostatisk ligevægt, og kernen begynder hurtigt at kondensere, hvilket resulterer i, at dens temperatur stiger over 5⋅10 9  K . Ved sådanne temperaturer sker fotodissociation af jernkerner til alfapartikler under påvirkning af hård gammastråling. Med en efterfølgende stigning i temperaturen smelter elektroner og protoner sammen til neutroner i processen med elektronindfangning . I overensstemmelse med loven om bevarelse af leptonladning dannes der i dette tilfælde en kraftig strøm af elektronneutrinoer .

Når stjernens tæthed når en nuklear tæthed på 4⋅10 17  kg/m 3 , stopper trykket fra den degenererede neutronideal Fermi-Dirac-gas sammentrækningen. Faldet af stjernens ydre skal på neutronkernen stopper, og den kastes væk fra stjernens kerne af en neutrinoflux, da skalmaterialet ved meget høje temperaturer i den kollapsende skal bliver uigennemsigtigt for neutrinoer, og stjernen bliver til en supernova. Efter spredningen af ​​den ydre skal fra stjernen forbliver en stjernerest - en neutronstjerne.

Hvis massen af ​​denne rest overstiger 3 M ⊙ , så fortsætter sammenbruddet af stjernen, og et sort hul opstår [1] .

Da kernen af ​​en massiv stjerne trækker sig sammen under en Type II supernova , Type Ib supernova eller Type Ic supernovaeksplosion og kollapser til en neutronstjerne, bevarer den det meste af sin oprindelige vinkelmomentum . Men da radius af stjerneresten er mange gange mindre end moderstjernes radius, falder restens inertimoment kraftigt, og i overensstemmelse med loven om bevarelse af vinkelmomentum får neutronstjernen en meget høj vinkelhastighed, som gradvist aftager over meget lang tid. Neutronstjerner kendes med rotationsperioder fra 1,4 ms til 30 ms.

Den høje tæthed af en neutronstjerne ved små størrelser skyldes dens meget høje acceleration af frit fald på overfladen med typiske værdier fra 10 12 til 10 13 m/s 2 , hvilket er mere end 10 11 gange større end på jordens overflade [ 2] . Med så høj tyngdekraft har neutronstjerner flugthastigheder fra 100.000 km/s til 150.000 km/s, dvs. en tredjedel til halvdelen af ​​lysets hastighed . Tyngdekraften af ​​en neutronstjerne accelererer stof, der falder på den, til enorme hastigheder. Kraften af ​​dets påvirkning er sandsynligvis tilstrækkelig til at ødelægge atomerne i det faldende stof og kan gøre dette stof til neutroner.

Generel information

Blandt neutronstjerner med pålideligt målte masser har de fleste en masse mellem 1,3 og 1,5 solmasser , hvilket er tæt på værdien af ​​Chandrasekhar-grænsen . Teoretisk set er neutronstjerner med masser fra 0,1 til omkring 2,16 [3] solmasser acceptable. De mest massive kendte neutronstjerner er Vela X-1 (den har en masse på mindst 1,88 ± 0,13 solmasser på 1σ- niveauet , hvilket svarer til et signifikansniveau på α≈34%) [4] , PSR J1614–2230 (med masseestimat 1,97±0,04 sol) [5] [6] [7] , PSR J0348+0432 (med masseestimat 2,01±0,04 sol) og endelig PSR J0740+6620 (med masseestimat ifølge div. kilder 2.14 eller 2.17 sol). Neutronstjernernes gravitationssammentrækning hindres af trykket fra den degenererede neutrongas . Den maksimale værdi af massen af ​​en neutronstjerne er givet af Oppenheimer-Volkov-grænsen , som i øjeblikket er ukendt, da ligningen for stoffets tilstand ved nukleare tætheder stadig er dårligt forstået. Der er teoretiske antagelser om, at med en endnu større stigning i tætheden over nuklear tæthed, er overgangen af ​​stof fra neutronstjerner til kvarkstjerner mulig [8] .

Det magnetiske felt på overfladen af ​​neutronstjerner når en værdi på 10 12 -10 13 gauss (til sammenligning har Jorden omkring 1 gauss). Det er processerne i neutronstjernernes magnetosfære, der er ansvarlige for radioemissionen af ​​pulsarer . Siden 1990'erne er nogle neutronstjerner blevet klassificeret som magnetarer  - stjerner med et magnetfelt i størrelsesordenen 10 14 G og højere.

Når magnetfeltstyrken overstiger den "kritiske" værdi på 4,414⋅10 13 G, hvor energien af ​​interaktion af elektronens magnetiske moment med magnetfeltet overstiger dens hvileenergi m e c ², bliver specifikke relativistiske effekter betydelige, polariseringen af ​​det fysiske vakuum osv.

I 2015 er mere end 2500 neutronstjerner blevet opdaget. Omkring 90% af dem er enkeltstjerner, resten er en del af flere stjernesystemer.

Alt i alt kan der i vores galakse ifølge estimater være 10 8 -10 9 neutronstjerner, cirka én neutronstjerne pr. tusinde almindelige stjerner.

Neutronstjerner er karakteriseret ved en høj hastighed af deres egen bevægelse (normalt hundredvis af km/s). Som et resultat af tilvækst af interstellar gas på overfladen af ​​en neutronstjerne, kan en neutronstjerne observeres fra Jorden i forskellige spektralområder, herunder optiske, som tegner sig for omkring 0,003 % af den samlede energi, der udsendes af stjernen (svarende til 10 absolut stjernestørrelse ) [9] .

Bygning

Fem lag kan konventionelt skelnes i en neutronstjerne: atmosfære, ydre skorpe, indre skorpe, ydre kerne og indre kerne.

Atmosfæren i en neutronstjerne er et meget tyndt lag plasma (fra titusvis af centimeter for varme stjerner til millimeter for kolde), hvori den termiske stråling fra en neutronstjerne dannes [10] .

Den ydre skorpe er sammensat af kerner og elektroner og er flere hundrede meter tyk. I et tyndt (ikke mere end et par meter) overfladenært lag af den varme ydre skorpe af en neutronstjerne er elektrongassen i en ikke-degenereret tilstand, i dybere lag er elektrongassen degenereret, med stigende dybde dens degeneration bliver relativistisk og ultrarelativistisk [10] .

Den indre skorpe består af elektroner, frie neutroner og atomkerner med et overskud af neutroner. Når dybden øges, øges andelen af ​​frie neutroner, mens andelen af ​​atomkerner falder. Tykkelsen af ​​den indre skorpe kan nå flere kilometer [10] .

Den ydre kerne består af neutroner med en lille blanding (flere procent) af protoner og elektroner. For neutronstjerner med lav masse kan den ydre kerne strække sig til stjernens centrum [10] .

Massive neutronstjerner har også en indre kerne. Dens radius kan nå flere kilometer, tætheden i midten af ​​kernen kan overstige tætheden af ​​atomkerner med 10-15 gange. Sammensætningen og tilstandsligningen for stoffet i den indre kerne er ikke kendt med sikkerhed. Der er flere hypoteser, hvoraf de tre mest sandsynlige er: 1) en kvarkkerne , hvor neutroner henfalder til deres konstituerende op- og nedkvarker; 2) en hyperonkerne af baryoner, inklusive mærkelige kvarker; og 3) kaon -kernen, bestående af to-kvark mesoner, herunder mærkelige (anti)kvarker. Det er dog i øjeblikket umuligt at bekræfte eller afkræfte nogen af ​​disse hypoteser [10] [11] .

Afkøling af neutronstjerner

På tidspunktet for fødslen af ​​en neutronstjerne som følge af en supernovaeksplosion er dens temperatur meget høj - omkring 10 11 K (det vil sige 4 størrelsesordener højere end temperaturen i Solens centrum), men det falder meget hurtigt på grund af neutrino afkøling . På få minutter falder temperaturen fra 10 11 til 10 9 K, og i løbet af en måned til 10 8 K. Så falder neutrino-lysstyrken kraftigt (det afhænger meget af temperaturen), og afkøling sker meget langsommere på grund af foton (termisk) stråling fra overfladen. Overfladetemperaturen på kendte neutronstjerner, som den er blevet målt for, er i størrelsesordenen 10 5 -10 6 K (selvom kernen tilsyneladende er meget varmere) [10] .

Opdagelseshistorie

Neutronstjerner er en af ​​de få klasser af kosmiske objekter , der teoretisk blev forudsagt forud for opdagelse af observatører.

For første gang blev ideen om eksistensen af ​​stjerner med øget tæthed, selv før opdagelsen af ​​neutronen, gjort af Chadwick i begyndelsen af ​​februar 1932, udtrykt af den berømte sovjetiske videnskabsmand Lev Landau . Så i sin artikel "On the Theory of Stars" , skrevet i februar 1931, men af ​​ukendte årsager forsinket først offentliggjort den 29. februar 1932 - mere end et år senere, skriver han: "Vi forventer, at alt dette [krænkelse af kvantemekanikkens love] skulle vise sig, når stoffets tæthed bliver så stor, at atomkernerne kommer i tæt kontakt og danner én kæmpe kerne.

I december 1933 lavede astronomerne Walter Baade og Fritz Zwicky den første strenge forudsigelse af eksistensen af ​​neutronstjerner ved American Physical Societys konvent (15.-16. december 1933) . Især foreslog de med rimelighed, at en neutronstjerne kunne dannes i en supernovaeksplosion . Teoretiske beregninger viste, at strålingen fra en neutronstjerne i det optiske område er for svag til at kunne detekteres ved hjælp af datidens optiske astronomiske instrumenter.

Interessen for neutronstjerner steg i 1960'erne, da røntgenastronomi begyndte at udvikle sig , da teorien forudsagde, at deres termiske stråling toppede i det bløde røntgenområde. Men uventet blev de opdaget i radioobservationer . I 1967 opdagede Jocelyn Bell , E. Hewish 's kandidatstuderende , genstande , der udsender regelmæssige radioimpulser. Dette fænomen blev forklaret med den snævre retning af radiostrålen fra et hurtigt roterende rumobjekt - en slags "kosmisk radiofyr". Men enhver almindelig stjerne ville kollapse fra centrifugalkræfter ved så høj en rotationshastighed. Kun neutronstjerner var egnede til rollen som sådanne "rumbeacons". Pulsaren PSR B1919+21 betragtes som den første opdagede neutronstjerne.

Klassificering af neutronstjerner

En neutronstjernes interaktion med det omgivende stof bestemmes af to hovedparametre og som følge heraf deres observerbare manifestationer: rotationsperioden (hastigheden) og magnetfeltets størrelse. Over tid bruger stjernen sin rotationsenergi, og dens rotation bliver langsommere. Magnetfeltet svækkes også. Af denne grund kan en neutronstjerne ændre sin type i løbet af sin levetid. Nedenfor er nomenklaturen af ​​neutronstjerner i faldende rækkefølge af rotationshastighed, ifølge monografien af ​​V. M. Lipunov [12] . Da teorien om pulsarmagnetosfærer stadig er under udvikling, findes der alternative teoretiske modeller (se nylig gennemgang [13] og referencer der).

Ejektor ( radiopulsar )

Stærke magnetfelter og kort rotationsperiode. I den simpleste model af magnetosfæren roterer magnetfeltet stift, det vil sige med samme vinkelhastighed som en neutronstjernes krop. Ved en vis radius nærmer feltets lineære rotationshastighed sig lysets hastighed . Denne radius kaldes "lyscylinderens radius". Ud over denne radius kan det sædvanlige dipolmagnetiske felt ikke eksistere, så feltstyrkelinjerne brækker af på dette tidspunkt. Ladede partikler, der bevæger sig langs magnetfeltlinjer, kan efterlade en neutronstjerne gennem sådanne klipper og flyve væk ind i det interstellare rum. En neutronstjerne af denne type "udsender" (fra engelsk eject  - at spy, push out) relativistisk ladede partikler, der udstråler i radioområdet . Ejektorer observeres som radiopulsarer .  

"Propeller"

Rotationshastigheden er ikke længere tilstrækkelig til at udstøde partikler, så en sådan stjerne kan ikke være en radiopulsar . Rotationshastigheden er dog stadig høj, og stoffet, der fanges af magnetfeltet, der omgiver neutronstjernen, kan ikke falde til overfladen, det vil sige, at stoffet ikke ophobes . Neutronstjerner af denne type er praktisk talt uobserverbare og dårligt undersøgte.

Accretor ( X-ray pulsar )

Omdrejningshastigheden er reduceret så meget, at nu intet forhindrer stoffet i at falde ned på sådan en neutronstjerne. Når stoffet falder, bevæger det sig allerede i plasmatilstand langs magnetfeltets linjer og rammer overfladen af ​​en neutronstjernes krop i området af dens poler, mens den opvarmes til titusinder af millioner grader. Stof opvarmet til så høje temperaturer gløder klart i det bløde røntgenområde . Størrelsen af ​​det område, hvor det indfaldende stof kolliderer med overfladen af ​​en neutronstjernes krop, er meget lille - kun omkring 100 meter. Dette hot spot overskygges periodisk af stjernelegemet på grund af stjernens rotation, så der observeres regelmæssige røntgenpulseringer. Sådanne objekter kaldes røntgenpulsarer .

Georotator

Rotationshastigheden af ​​sådanne neutronstjerner er lav og forhindrer ikke tilvækst. Men magnetosfærens dimensioner er sådan, at plasmaet stoppes af magnetfeltet, før det fanges af tyngdekraften. En lignende mekanisme virker i Jordens magnetosfære , og derfor har denne type neutronstjerner fået sit navn.

Ergostar

En teoretisk mulig stabil variant af en neutronstjerne med en ergosfære [14] . Sandsynligvis opstår ergostjerner i færd med at fusionere neutronstjerner.

Noter

  1. ↑ Bally, John; Reipurth, Bo. Stjernernes og planeternes fødsel . — illustreret. - Cambridge University Press , 2006. - S. 207. - ISBN 978-0-521-80105-8 .
  2. ↑ Haensel, Pawel; Potekhin, Alexander Y.; Yakovlev, Dmitry G. Neutronstjerner. - Springer, 2007. - ISBN 978-0-387-33543-8 .
  3. ↑ Dmitry Trunin. Astrofysikere har forfinet den begrænsende masse af neutronstjerner . nplus1.ru. Hentet 18. januar 2018. Arkiveret fra originalen 25. marts 2019.
  4. ↑ H. Quaintrell et al. Neutronstjernens masse i Vela X-1 og tidevandsinducerede ikke-radiale oscillationer i GP Vel  // Astronomy and Astrophysics  . - EDP Sciences , april 2003. - Nej. 401 . - s. 313-323 . - arXiv : astro-ph/0301243 .
  5. ↑ Demorest PB, Pennucci T., Ransom SM, Roberts MSE & Hessels JWT En neutronstjerne med to solmasser målt ved hjælp af Shapiro-forsinkelse   // Nature . - 2010. - Bd. 467 . - S. 1081-1083 .
  6. ↑ Den tungeste kendte neutronstjerne opdaget
  7. ↑ "Supertung" neutronstjerne benægter teorien om "frie" kvarker . RIA Novosti (29. oktober 2010). Hentet 30. oktober 2010. Arkiveret fra originalen 16. oktober 2012.
  8. ↑ Hjælper mørkt stof fødslen af ​​mærkelige stjerner? Arkiveret 18. november 2011 på Wayback Machine Elementy.ru, 2010
  9. ↑ E. Shikhovtsev Besøg af en neutronstjerne Arkivkopi af 23. februar 2014 på Wayback Machine . 2013
  10. ↑ 1 2 3 4 5 6 UFN, 1999 .
  11. ↑ Blødt eller hårdt? Striden om, hvad der er inde i neutronstjernen / Sudo Null IT News Hentet 25. marts 2019. Arkiveret fra originalen 25. marts 2019.
  12. ↑ V. M. Lipunov. Astrofysik af neutronstjerner. - Videnskaben. - 1987. - S. 90.
  13. ↑ Beskin V.S., Istomin Ya.N., Filippov A.A. Radiopulsarer - søgen efter sandhed  // Uspekhi fizicheskikh nauk . - Det russiske videnskabsakademi , 2013. - T. 183 , nr. 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. juli 2019 Der findes dynamisk stabile ergostjerner! Arkiveret 11. august 2019 på Wayback Machine

Litteratur

Links

  Gå til Wikidata-elementet  Ordbøger og encyklopædier