Stea neutronică

O stea neutronică  este un corp cosmic , care este unul dintre posibilele rezultate ale evoluției stelelor , constând în principal dintr-un nucleu de neutroni acoperit cu o crustă de materie relativ subțire (aproximativ 1 km) sub formă de nuclee atomice grele și electroni .

Masele stelelor neutronice sunt comparabile cu masa Soarelui , dar raza tipică a unei stele neutronice este de numai 10-20 de kilometri . Prin urmare, densitatea medie a substanței unui astfel de obiect este de câteva ori mai mare decât densitatea nucleului atomic (care pentru nucleele grele este în medie de 2,8⋅10 17 kg/m³). Comprimarea gravitațională suplimentară a unei stele neutronice este împiedicată de presiunea materiei nucleare , care apare din cauza interacțiunii neutronilor.

Multe stele neutronice au viteze de rotație axiale extrem de ridicate, de până la câteva sute de rotații pe secundă. Conform conceptelor moderne, stelele neutronice apar ca urmare a izbucnirilor de supernove .

Formare

Orice stea din secvența principală cu o masă inițială mai mare de 8 ori mai mare decât cea a Soarelui ( M ⊙ ) poate evolua într-o stea neutronică în procesul de evoluție. Pe măsură ce steaua evoluează, tot hidrogenul din interiorul său arde și steaua coboară din secvența principală . De ceva timp, eliberarea de energie într-o stea este asigurată de sinteza nucleelor ​​mai grele din nucleele de heliu , dar această sinteză se termină după ce toate nucleele mai ușoare se transformă în nuclee cu un număr atomic apropiat de numărul atomic al fierului - elementele cu cea mai mare energie nucleară de legare.

Când tot combustibilul nuclear din miez a fost consumat, miezul este împiedicat doar de contracția gravitațională prin presiunea gazului de electroni degenerat .

Odată cu compresia suplimentară a straturilor exterioare ale stelei, unde reacțiile de fuziune termonucleară sunt încă în desfășurare, pe măsură ce nucleele ușoare se ard, compresia nucleului stelei crește, iar masa nucleului stelei începe să depășească limita Chandrasekhar . Presiunea gazului electron degenerat devine insuficientă pentru a menține echilibrul hidrostatic, iar miezul începe să se condenseze rapid, drept urmare temperatura acestuia crește peste 5⋅10 9  K . La astfel de temperaturi, fotodisociarea nucleelor ​​de fier în particule alfa are loc sub acțiunea radiației gamma dure. Odată cu o creștere ulterioară a temperaturii, electronii și protonii fuzionează în neutroni în procesul de captare a electronilor . În conformitate cu legea conservării sarcinii leptonului , în acest caz se formează un flux puternic de neutrini electronici .

Când densitatea stelei atinge o densitate nucleară de 4⋅10 17  kg/m 3 , presiunea gazului ideal de neutroni degenerați Fermi-Dirac oprește contracția. Căderea învelișului exterior al stelei pe miezul de neutroni se oprește și este aruncat departe de miezul stelei de un flux de neutrini, deoarece la temperaturi foarte ridicate în învelișul care se prăbușește, materialul învelișului devine opac pentru neutrini și steaua se transformă într-o supernovă. După împrăștierea învelișului exterior de pe stea, rămâne o rămășiță stelară - o stea neutronică.

Dacă masa acestei rămășițe depășește 3 M ⊙ , atunci prăbușirea stelei continuă și apare o gaură neagră [1] .

Pe măsură ce nucleul unei stele masive se contractă în timpul exploziei unei supernove de tip II , supernove de tip Ib sau de tip Ic și se prăbușește într-o stea neutronică, ea își păstrează cea mai mare parte a momentului unghiular original . Dar, deoarece raza rămășiței stelei este de multe ori mai mică decât raza stelei părinte, momentul de inerție al rămășiței scade brusc și, în conformitate cu legea conservării momentului unghiular, steaua neutronică capătă un viteză unghiulară mare de rotație, care scade treptat pe o perioadă foarte lungă de timp. Stelele neutronice sunt cunoscute cu perioade de rotație de la 1,4 ms la 30 ms.

Densitatea mare a unei stele neutronice la dimensiuni mici se datorează accelerației sale foarte mari de cădere liberă la suprafață, cu valori tipice cuprinse între 10 12 și 10 13 m/s 2 , care este de peste 10 11 ori mai mare decât pe suprafață. suprafața Pământului [2] . Cu o gravitație atât de mare, stelele neutronice au viteze de evacuare cuprinse între 100.000 km/s și 150.000 km/s, adică o treime până la jumătate din viteza luminii . Gravitația unei stele neutronice accelerează materia care cade pe ea la viteze enorme. Forța impactului său este probabil suficientă pentru a distruge atomii materiei care căde și poate transforma această materie în neutroni.

Informații generale

Dintre stelele neutronice cu mase măsurate în mod fiabil, cele mai multe au o masă între 1,3 și 1,5 mase solare , care este aproape de valoarea limitei Chandrasekhar . Teoretic, stele cu neutroni cu mase de la 0,1 la aproximativ 2,16 [3] 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%) [4] , PSR J1614–2230 (cu masa estimată 1,97±0,04 solar) [5] [6] [7] , PSR J0348+0432 (cu masa estimată 2,01±0,04 solar) și, în final, PSR J0740+6620 (cu masa estimată conform diverselor surse 2.14 sau 2.17 solare). Contracția gravitațională a stelelor neutronice este împiedicată de presiunea gazului neutron degenerat . Valoarea maximă a masei unei stele neutronice este dată de limita Oppenheimer-Volkov , care este în prezent necunoscută, deoarece ecuația de stare a materiei la densitățile nucleare rămâne prost înțeleasă. Există presupuneri teoretice că, cu o creștere și mai mare a densității peste densitatea nucleară, este posibilă tranziția materiei de la stele neutronice la stele cuarci [8] .

Câmpul magnetic de pe suprafața stelelor neutronice atinge o valoare de 10 12 -10 13 gauss (pentru comparație, Pământul are aproximativ 1 gauss). Procesele din magnetosfera stelelor neutronice sunt responsabile pentru emisia radio a pulsarilor . Din anii 1990, unele stele neutronice au fost clasificate drept magnetare  - stele cu un câmp magnetic de ordinul 10 14 G și mai mare.

Când intensitatea câmpului magnetic depășește valoarea „critică” de 4,414⋅10 13 G, la care energia de interacțiune a momentului magnetic al electronului cu câmpul magnetic depășește energia sa de repaus m e c ², efectele relativiste specifice devin semnificative, polarizarea vidului fizic etc.

Până în 2015, au fost descoperite peste 2500 de stele neutronice. Aproximativ 90% dintre ele sunt stele unice, restul fac parte din mai multe sisteme stelare.

Per total, în Galaxia noastră, conform estimărilor, ar putea exista 10 8 -10 9 stele neutronice, aproximativ o stea neutronică la o mie de stele obișnuite.

Stelele neutronice se caracterizează printr-o viteză mare a propriei mișcări (de obicei sute de km/s). Ca urmare a acumulării de gaz interstelar pe suprafața unei stele neutronice, o stea neutronică poate fi observată de pe Pământ în diferite domenii spectrale, inclusiv optice, care reprezintă aproximativ 0,003% din energia totală emisă de stea (corespunzător cu 10 magnitudine stelară absolută ) [9] .

Clădire

În mod convențional, într-o stea neutronică pot fi distinse cinci straturi: atmosferă, 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 care se formează radiația termică a unei stele neutronice [10] .

Scoarta exterioară este compusă din nuclee și electroni și are o grosime de câteva sute de metri. Într-un strat subțire (nu mai mult de câțiva metri) aproape de suprafață al scoarței exterioare fierbinți a unei stele neutronice, gazul de electroni se află într-o stare nedegenerată, în straturile mai adânci gazul de electroni este degenerat, cu adâncimea crescândă degenerarea sa. devine relativist și ultrarelativist [10] .

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 atinge câțiva kilometri [10] .

Miezul exterior este format din neutroni cu un mic amestec (câteva procente) de protoni și electroni. Pentru stelele neutronice cu masă mică, miezul exterior se poate extinde până în centrul stelei [10] .

Stelele cu neutroni masivi au, de asemenea, 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 substanței 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 descompun 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 [10] [11] .

Răcirea stelelor neutronice

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, iar 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. radiații (termice) de la suprafață. 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) [10] .

Istoricul descoperirilor

Stelele neutronice sunt una dintre puținele clase de obiecte cosmice 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 . Așadar, în articolul său „Despre teoria stelelor” , scris în februarie 1931, dar din motive necunoscute publicat cu întârziere abia la 29 februarie 1932 - mai mult de un an mai târziu, el scrie: „Ne așteptăm ca toate acestea [încălcarea legile mecanicii cuantice] ar trebui să se manifeste atunci când densitatea materiei devine atât de mare încât nucleele atomice intră în contact strâns, formând un nucleu gigant.

În decembrie 1933, la convenția Societății Americane de Fizică (15-16 decembrie 1933), astronomii Walter Baade și Fritz Zwicky au făcut prima predicție riguroasă a existenței stelelor neutronice. În special, ei au sugerat în mod rezonabil că o stea neutronică s-ar putea forma într-o explozie de supernovă . Calculele teoretice au arătat că radiația unei stele neutronice din domeniul optic este prea slabă pentru a fi detectată cu ajutorul instrumentelor optice astronomice ale vremii.

Interesul pentru stele cu neutroni a crescut în anii 1960, când astronomia cu raze X a început să se dezvolte , deoarece teoria a prezis că radiația lor termică a atins apogeul în regiunea moale de raze X. Cu toate acestea, în mod neașteptat, au fost descoperite în observații radio . În 1967, Jocelyn Bell , studentul absolvent al lui E. Hewish , a descoperit obiecte care emit impulsuri radio regulate. Acest fenomen a fost explicat prin direcția îngustă a fasciculului radio de la un obiect spațial care se rotește rapid - un fel de „radiofar cosmic”. Dar orice stea obișnuită s-ar prăbuși din cauza forțelor centrifuge la o viteză atât de mare de rotație. Doar stelele cu neutroni erau potrivite pentru rolul unor astfel de „balize spațiale”. Pulsarul PSR B1919+21 este considerat prima stea neutronică descoperită.

Clasificarea stelelor neutronice

Interacțiunea unei stele neutronice cu materia înconjurătoare este determinată de doi parametri principali și, drept consecință, de manifestările lor observabile: perioada (viteza) de rotație și mărimea câmpului magnetic. În timp, steaua își cheltuie energia de rotație, iar rotația sa încetinește. Câmpul magnetic slăbește și el. Din acest motiv, o stea neutronică își poate schimba tipul pe parcursul vieții sale. Mai jos este nomenclatorul stelelor neutronice în ordinea descrescătoare a vitezei de rotație, conform monografiei lui V. M. Lipunov [12] . Deoarece teoria magnetosferelor pulsare este încă în curs de dezvoltare, există modele teoretice alternative (a se vedea recenzia recentă [13] și referințele de acolo).

Ejector ( radio pulsar )

Câmpuri magnetice puternice și perioadă scurtă de rotație. În cel mai simplu model al magnetosferei, câmpul magnetic se rotește rigid, adică cu aceeași viteză unghiulară ca și corpul unei stele neutronice. La o anumită rază , viteza liniară de rotație a câmpului se apropie de viteza luminii . Această rază se numește „raza cilindrului ușor”. Dincolo de această rază, câmpul magnetic dipol obișnuit nu poate exista, așa că liniile de intensitate a câmpului se rup în acest punct. Particulele încărcate care se mișcă de-a lungul liniilor câmpului magnetic pot lăsa o stea neutronică prin astfel de stânci și zboară în spațiul interstelar. O stea neutronică de acest tip „ejectează” (din engleză eject  - a voma, a împinge) particule încărcate relativiste care radiază în domeniul radio . Ejectoarele sunt observate ca pulsari radio .  

„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 la suprafață, adică materia nu se adună . Stelele neutronice de acest tip sunt practic neobservabile și slab 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 corpului unei stele neutronice în regiunea polilor săi, în timp ce se încălzește până la zeci de milioane de grade. Materia încălzită la temperaturi atât de ridicate strălucește puternic în intervalul moale de raze X. Dimensiunea regiunii în care materia incidentă se ciocnește cu suprafața corpului unei stele neutronice este foarte mică - doar aproximativ 100 de metri. Acest punct fierbinte este eclipsat periodic de corpul stelar din cauza rotației stelei, astfel încât se observă pulsații regulate de raze 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.

Ergostar

O varietate stabilă teoretic posibilă a unei stele neutronice cu o ergosferă [14] . Probabil, ergostarurile apar în procesul de fuziune a stelelor neutronice.

Note

  1. ↑ Bally, John; Reipurth, Bo. Nașterea stelelor și planetelor . — ilustrat. - Cambridge University Press , 2006. - S. 207. - ISBN 978-0-521-80105-8 .
  2. ↑ Haensel, Pawel; Potekhin, Alexander Y.; Yakovlev, Dmitri G. Stele neutronice. - Springer, 2007. - ISBN 978-0-387-33543-8 .
  3. ↑ Dmitri Trunin. Astrofizicienii au rafinat masa limitatoare a stelelor neutronice . nplus1.ru. Consultat la 18 ianuarie 2018. Arhivat din original la 25 martie 2019.
  4. ↑ H. Quaintrell și colab.. Masa stelei neutronice din Vela X-1 și oscilații non-radiale induse de maree în GP Vel  // Astronomy and Astrophysics  . - EDP Sciences , aprilie 2003. - Nr. 401 . - P. 313-323 . - arXiv : astro-ph/0301243 .
  5. ↑ Demorest PB, Pennucci T., Ransom SM, Roberts MSE & Hessels JWT O stea neutronică cu două mase solare măsurată folosind întârzierea Shapiro   // Nature . - 2010. - Vol. 467 . - P. 1081-1083 .
  6. ↑ Cea mai grea stea neutronică cunoscută descoperită
  7. ↑ Steaua de neutroni „supergrea” neagă teoria quarcilor „liberi” . RIA Novosti (29 octombrie 2010). Consultat la 30 octombrie 2010. Arhivat din original pe 16 octombrie 2012.
  8. ↑ Materia întunecată ajută la nașterea unor stele ciudate? Arhivat pe 18 noiembrie 2011 pe Wayback Machine Elementy.ru, 2010
  9. ↑ E. Shikhovtsev Vizita unei stele de neutroni Copie de arhivă din 23 februarie 2014 la Wayback Machine . 2013
  10. ↑ 1 2 3 4 5 6 UFN, 1999 .
  11. ↑ Moale sau tare? Disputa despre ceea ce se află în interiorul stelei neutronice / Sudo Null IT News Preluat la 25 martie 2019. Arhivat din original la 25 martie 2019.
  12. ↑ V. M. Lipunov. Astrofizica stelelor neutronice. - Știința. - 1987. - S. 90.
  13. ↑ Beskin V.S., Istomin Ya.N., Filippov A.A. Radio pulsars - the search for truth  // Uspekhi fizicheskikh nauk . - Academia Rusă de Științe , 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 iulie 2019 Ergostarurile stabile din punct de vedere dinamic există! Arhivat pe 11 august 2019 la Wayback Machine

Literatură

Link -uri

  Accesați articolul Wikidata  Dicționare și enciclopedii