Sterne, deren Masse 1,5-3 mal größer ist als die der Sonne, werden ihre Kontraktion am Ende ihres Lebens auf der Bühne nicht stoppen können weißer Zwerg. Starke Gravitationskräfte werden sie auf eine solche Dichte komprimieren, dass es zu einer "Neutralisierung" der Materie kommt: Die Wechselwirkung von Elektronen mit Protonen führt dazu, dass fast die gesamte Masse des Sterns in Neutronen enthalten sein wird. Gebildet Neutronenstern. Die massereichsten Sterne können sich in Neutronen verwandeln, nachdem sie als Supernovae explodiert sind.

Neutronenstern-Konzept

Das Konzept der Neutronensterne ist nicht neu: Der erste Hinweis auf die Möglichkeit ihrer Existenz wurde 1934 von den talentierten Astronomen Fritz Zwicky und Walter Baarde aus Kalifornien gemacht. (Ein wenig früher, 1932, wurde die Möglichkeit der Existenz von Neutronensternen vom berühmten sowjetischen Wissenschaftler L. D. Landau vorhergesagt.) Ende der 1930er Jahre wurde es Gegenstand der Forschung anderer amerikanischer Wissenschaftler, Oppenheimer und Volkov. Das Interesse dieser Physiker an diesem Problem wurde durch den Wunsch verursacht, das Endstadium der Entwicklung eines massereichen, sich zusammenziehenden Sterns zu bestimmen. Da die Rolle und Bedeutung von Supernovae ungefähr zur gleichen Zeit enthüllt wurde, wurde vermutet, dass ein Neutronenstern der Überrest einer Supernova-Explosion sein könnte. Leider verlagerte sich mit dem Ausbruch des Zweiten Weltkriegs die Aufmerksamkeit der Wissenschaftler auf militärische Bedürfnisse und Detaillierte Studie diese neuen und der höchste Grad mysteriöse Objekte wurde suspendiert. Dann, in den 50er Jahren, wurde die Untersuchung von Neutronensternen rein theoretisch wieder aufgenommen, um festzustellen, ob sie für das Geburtsproblem relevant sind chemische Elemente in zentrale Regionen Sterne.
bleiben das einzige astrophysikalische Objekt, dessen Existenz und Eigenschaften lange vor ihrer Entdeckung vorhergesagt wurden.

In den frühen 1960er Jahren die Eröffnung Weltraumquellen Röntgenstrahlen waren sehr ermutigend für diejenigen, die Neutronensterne als mögliche Quellen für himmlische Röntgenstrahlen in Betracht gezogen haben. Bis Ende 1967 wurde entdeckt neue Klasse Himmelsobjekte - Pulsare, die Wissenschaftler in Verwirrung brachten. Diese Entdeckung war die größte wichtige Veranstaltung bei der Erforschung von Neutronensternen, da es erneut die Frage nach dem Ursprung der kosmischen Röntgenstrahlung aufwarf. Apropos Neutronensterne, es sollte bedacht werden, dass ihre physikalische Eigenschaften theoretisch begründet und höchst hypothetisch, da Physische Verfassung die in diesen Körpern vorhanden sind, können in Laborexperimenten nicht reproduziert werden.

Eigenschaften von Neutronensternen

Von entscheidender Bedeutung sind dabei die Eigenschaften von Neutronensternen Gravitationskräfte. Nach verschiedenen Schätzungen betragen die Durchmesser von Neutronensternen 10-200 km. Und das unbedeutend Raumkonzepte Das Volumen ist mit einer solchen Menge an Substanz "gestopft", dass es sein kann göttlicher Körper, ähnlich der Sonne, mit einem Durchmesser von etwa 1,5 Millionen km und in der Masse fast eine Drittelmillion Mal schwerer als die Erde! Die natürliche Folge einer solchen Konzentration von Materie ist unglaublich Hohe Dichte Neutronenstern. Tatsächlich erweist es sich als so dicht, dass es sogar fest sein kann. Die Schwerkraft eines Neutronensterns ist so groß, dass ein Mensch dort etwa eine Million Tonnen wiegen würde. Berechnungen zeigen, dass Neutronensterne stark magnetisiert sind. Schätzungen zufolge kann das Magnetfeld eines Neutronensterns 1 Million km erreichen. Millionen Gauss, während es auf der Erde 1 Gauss ist. Radius des Neutronensterns etwa 15 km werden genommen, und die Masse beträgt etwa 0,6 - 0,7 Sonnenmassen. äußere Schicht ist eine Magnetosphäre aus verdünntem Elektron und Kernplasma, die von einem starken Magnetfeld eines Sterns durchdrungen wird. Hier werden Funksignale geboren, die sind Kennzeichen Pulsare. Ultraschnelle geladene Teilchen, die sich in Spiralen entlang des Magneten bewegen Kraftlinien, Anlass geben andere Art Strahlung. Teilweise tritt Strahlung im Funkbereich auf elektromagnetisches Spektrum, in anderen - Strahlung bei hohen Frequenzen.

Dichte eines Neutronensterns

Fast unmittelbar unter der Magnetosphäre erreicht die Materiedichte 1 t/cm3, was dem 100.000-fachen entspricht mehr Dichte Drüse. Die nächste äußere Schicht hat die Eigenschaften eines Metalls. Diese Schicht aus „superharter“ Materie liegt in kristalliner Form vor. Kristalle bestehen aus Atomkernen Atommasse 26 - 39 und 58 - 133. Diese Kristalle sind extrem klein: Um eine Strecke von 1 cm zurückzulegen, müssen Sie etwa 10 Milliarden Kristalle in einer Reihe aneinanderreihen. Die Dichte in dieser Schicht ist mehr als 1 Million Mal höher als in der äußeren Schicht oder andernfalls 400 Milliarden Mal höher als die Dichte von Eisen.
Wenn wir uns weiter in Richtung Zentrum des Sterns bewegen, überqueren wir die dritte Schicht. Es umfasst den Bereich schwere Kerne wie Cadmium, aber auch reich an Neutronen und Elektronen. Die Dichte der dritten Schicht ist 1.000-mal höher als die vorherige. Wenn wir tiefer in einen Neutronenstern eindringen, erreichen wir die vierte Schicht, während die Dichte leicht zunimmt - etwa um das Fünffache. Trotzdem können die Kerne bei einer solchen Dichte ihre physikalische Integrität nicht mehr bewahren: Sie zerfallen in Neutronen, Protonen und Elektronen. Großer Teil Materie liegt in Form von Neutronen vor. Auf jedes Elektron und Proton kommen 8 Neutronen. Diese Schicht kann im Wesentlichen als eine Neutronenflüssigkeit angesehen werden, die durch Elektronen und Protonen "verschmutzt" ist. Unter dieser Schicht befindet sich der Kern eines Neutronensterns. Hier ist die Dichte etwa 1,5 mal größer als in der darüber liegenden Schicht. Und doch bewirkt selbst diese kleine Zunahme der Dichte, dass sich die Partikel im Kern viel schneller bewegen als in jeder anderen Schicht. Kinetische Energie Die Bewegung von Neutronen, gemischt mit einer kleinen Menge Protonen und Elektronen, ist so groß, dass sie ständig vorhanden sind unelastische Stöße Partikel. In den Kollisionsprozessen sind alle bekannten in Kernphysik Teilchen und Resonanzen, von denen es mehr als tausend gibt. Aller Wahrscheinlichkeit nach gibt es das große Nummer Teilchen, die uns noch nicht bekannt sind.

Temperatur des Neutronensterns

Die Temperaturen von Neutronensternen sind vergleichsweise hoch. Dies ist zu erwarten, wenn man bedenkt, wie sie entstehen. Während der ersten 10 bis 100.000 Jahre der Existenz eines Sterns sinkt die Temperatur des Kerns auf mehrere hundert Millionen Grad. Dann kommt eine neue Phase, in der die Temperatur des Sternkerns aufgrund der Emission elektromagnetischer Strahlung langsam abnimmt.

Das Endprodukt der Sternentwicklung wird genannt Neutronensterne. Ihre Größe und ihr Gewicht sind einfach unglaublich! Mit einer Größe von bis zu 20 km im Durchmesser, aber einem Gewicht von etwa . Die Materiedichte in einem Neutronenstern ist um ein Vielfaches größer als die Dichte eines Atomkerns. Neutronensterne entstehen bei Supernova-Explosionen.

Die meisten bekannten Neutronensterne haben eine Masse von etwa 1,44 Sonnenmassen. und ist gleich der Chandrasekhar-Massengrenze. Es ist aber theoretisch möglich, dass sie bis zu 2,5 Massen haben können. Der schwerste bisher entdeckte hat ein Gewicht von 1,88 Sonnenmasse, und es heißt - Vele X-1 und das zweite mit einer Masse von 1,97 Solar - PSR J1614-2230. Bei weiterer Dichtezunahme verwandelt sich der Stern in einen Quarkstern.

Das Magnetfeld von Neutronensternen ist sehr stark und erreicht 10 hoch 12 G, das Feld der Erde ist 1 Gs. Seit 1990 wurden einige Neutronensterne als Magnetare identifiziert – das sind Sterne, in denen Magnetfelder weit über 10 bis 14 Gauß hinausgehen. Bei solch kritischen Magnetfeldern ändert sich auch die Physik, es treten relativistische Effekte auf (Lichtablenkung durch ein Magnetfeld) und Polarisation physikalisches Vakuum. Neutronensterne wurden vorhergesagt und dann entdeckt.

Die ersten Vorschläge wurden 1933 von Walter Baade und Fritz Zwicky gemacht. gingen sie davon aus, dass Neutronensterne als Folge einer Supernova-Explosion entstehen. Berechnungen zufolge ist die Strahlung dieser Sterne sehr gering, es ist einfach unmöglich, sie zu erkennen. Aber 1967 entdeckte die Hewish-Studentin Jocelyn Bell , das regelmäßige Radioimpulse aussendete.

Solche Impulse wurden durch schnelle erhalten Objektdrehung, aber gewöhnliche Sterne von einer so starken Rotation würden einfach auseinanderfliegen, und deshalb entschieden sie, dass sie Neutronensterne waren.

Pulsare in absteigender Reihenfolge der Rotationsgeschwindigkeit:

Der Auswerfer ist ein Radiopulsar. Niedrige Drehzahl und starkes Magnetfeld. Ein solcher Pulsar hat ein Magnetfeld und der Stern rotiert zusammen mit gleicher Winkelgeschwindigkeit. BEI bestimmten Augenblick Liniengeschwindigkeit Feld erreicht die Lichtgeschwindigkeit und beginnt sie zu überschreiten. Außerdem kann das Dipolfeld nicht existieren und die Linien der Feldstärke werden zerrissen. Wenn sich geladene Teilchen entlang dieser Linien bewegen, erreichen sie eine Klippe und brechen dort ab, sodass sie den Neutronenstern verlassen und in beliebiger Entfernung bis ins Unendliche davonfliegen können. Daher werden diese Pulsare als Ejektoren (verschenken, ausbrechen) bezeichnet - Radiopulsare.

Propeller, hat es nicht mehr eine solche Rotationsgeschwindigkeit wie ein Ejektor, um Teilchen auf Nachlichtgeschwindigkeit zu beschleunigen, also kann es kein Radiopulsar sein. Aber seine Rotationsgeschwindigkeit ist noch sehr hoch, die vom Magnetfeld eingefangene Materie kann noch nicht auf den Stern fallen, dh es findet keine Akkretion statt. Solche Sterne werden sehr schlecht untersucht, weil es fast unmöglich ist, sie zu beobachten.

Ein Akkretor ist ein Röntgenpulsar. Der Stern dreht sich nicht mehr so ​​schnell und die Materie beginnt auf den Stern zu fallen und entlang der Linie zu fallen Magnetfeld. Wenn die Substanz in der Nähe des Pols auf eine feste Oberfläche fällt, wird sie auf mehrere zehn Millionen Grad erhitzt, was zu einer Erwärmung führt Röntgenstrahlen. Pulsationen entstehen dadurch, dass sich der Stern noch dreht, und da der Bereich der fallenden Materie nur etwa 100 Meter beträgt, verschwindet dieser Fleck periodisch aus dem Blickfeld.

Sie wurden in den frühen 30er Jahren vorhergesagt. 20. Jahrhundert Sowjetischer Physiker L. D. Landau, Astronomen W. Baade und F. Zwicky. 1967 wurden Pulsare entdeckt, die 1977 endgültig mit Neutronensternen identifiziert wurden.

Neutronensterne entstehen als Ergebnis einer Supernova-Explosion im letzten Stadium der Entwicklung eines Sterns mit großer Masse.

Wenn die Masse des Supernova-Überrests (d. h. das, was nach dem Auswurf der Hülle übrig bleibt) größer als 1,4 ist M☉ aber weniger als 2,5 M☉ , dann wird seine Kompression nach der Explosion fortgesetzt, bis die Dichte nukleare Werte erreicht. Dies führt dazu, dass die Elektronen in die Kerne "gepresst" werden und eine Substanz entsteht, die nur aus Neutronen besteht. Ein Neutronenstern wird geboren.

Die Radien von Neutronensternen nehmen wie die Radien von Weißen Zwergen mit zunehmender Masse ab. Also ein Neutronenstern mit einer Masse von 1,4 M ☉ (Mindestgewicht Neutronenstern) hat einen Radius von 100-200 km und eine Masse von 2,5 M☉ (Höchstgewicht) - nur 10-12 km. Material von der Website

Einen schematischen Ausschnitt eines Neutronensterns zeigt Abbildung 86. Die äußeren Schichten des Sterns (Abbildung 86, III) bestehen aus Eisen, das eine feste Kruste bildet. In einer Tiefe von etwa 1 km beginnt eine feste Eisenkruste mit einer Beimischung von Neutronen (Abb. 86), die in einen flüssigen suprafluiden und supraleitenden Kern übergeht (Abb. 86, I). Bei grenznahen Massen (2,5–2,7 M☉), in den Zentralregionen eines Neutronensterns schwerer Elementarteilchen(Hyperone).

Dichte eines Neutronensterns

Die Materiedichte in einem Neutronenstern ist vergleichbar mit der Materiedichte in Atomkern: es erreicht 10 15 -10 18 kg / m 3. Bei diesen Dichten unabhängige Existenz Elektronen und Protonen ist unmöglich, und die Materie des Sterns besteht praktisch nur aus Neutronen.

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Seit der Entdeckung von Neutronensternen in den 1960er Jahren haben Wissenschaftler versucht, sehr darauf zu antworten wichtige Frage: Wie massiv können Neutronensterne sein? Im Gegensatz zu Schwarzen Löchern können diese Sterne keine beliebige Masse haben. Und Astrophysiker von der Universität. Goethe konnte eine Obergrenze für die maximale Masse von Neutronensternen berechnen.

Mit einem Radius von etwa 12 Kilometern und einer Masse, die doppelt so groß sein kann wie , gehören Neutronensterne zu den dichtesten Objekten im Universum Gravitationsfelder, in der Leistung vergleichbar mit den Feldern, die von erzeugt werden. Die meisten Neutronensterne haben eine etwa 1,4-fache Sonnenmasse, es sind jedoch auch Beispiele bekannt, wie der Pulsar PSR J0348+0432 mit 2,01 Sonnenmassen.

Die Dichte dieser Sterne ist enorm, sie ist etwa so groß, als wäre der Himalaya auf die Größe eines Bierkrugs zusammengedrückt. Es gibt jedoch Grund zu der Annahme, dass der Neutronenstern mit der maximalen Masse zu einem Schwarzen Loch schrumpft, wenn auch nur ein Neutron hinzugefügt wird.

Zusammen mit seinen Studenten Elias Most und Lukas Weich, Prof. Luciano Rezzolla, Physiker, Senior wissenschaftlicher Mitarbeiter Das Frankfurt Institute for Advanced Study (FIAS) und Professor für Theoretische Astrophysik an der Goethe-Universität Frankfurt, haben nun ein seit 40 Jahren unbeantwortetes Problem gelöst. Ihre Schlussfolgerung lautet wie folgt: Mit einer Wahrscheinlichkeit von bis zu mehreren Prozent kann die maximale Masse der nicht rotierenden 2,16 Sonnenmassen nicht überschreiten.

Grundlage für dieses Ergebnis war der vor einigen Jahren in Frankfurt entwickelte „Universal Relations“-Ansatz. Die Existenz von "universellen Verhältnissen" impliziert, dass praktisch alle Neutronensterne "einander ähnlich" sind, was bedeutet, dass ihre Eigenschaften in Form von dimensionslosen Größen ausgedrückt werden können. Diese „universellen Zusammenhänge“ kombinierten die Forscher mit Daten weiter Gravitationswellen und elektromagnetische Strahlung bei der letztjährigen Beobachtung zweier Neutronensterne im Rahmen des Experiments gewonnen. Dies vereinfacht die Berechnungen erheblich, da es sie unabhängig von der Zustandsgleichung macht. Diese Gleichung ist theoretisches Modell, bezeichnet die dichte Materie im Innern eines Sterns, die Aufschluss über seine Zusammensetzung in verschiedenen Tiefen gibt. Daher spielte eine solche universelle Verbindung essentielle Rolle bei der Bestimmung der neuen Höchstmasse.

Das erhaltene Ergebnis ist gutes Beispiel Interaktion zwischen Theorie und Experimentelle Studien. "Charme theoretische Forschung ist, dass es uns ermöglicht, Vorhersagen zu treffen. Die Theorie benötigt jedoch dringend Experimente, um einige ihrer Unsicherheiten einzugrenzen“, sagt Professor Rezzolla. „Es ist daher ziemlich bemerkenswert, dass die Beobachtung einer einzelnen Neutronensternkollision, die Millionen von Lichtjahren entfernt stattfand, kombiniert mit den universellen Zusammenhängen, die in unserem entdeckt wurden theoretische Arbeit ermöglichte es uns, ein Rätsel zu lösen, über das in der Vergangenheit so viel spekuliert wurde."

Die Ergebnisse wurden als Brief an veröffentlicht Astrophysikalische Zeitschrift (Astrophysical Journal). Nur wenige Tage später Forschungsgruppen aus den USA und Japan bestätigten ihre Ergebnisse, obwohl sie bisher unterschiedliche und unabhängige Ansätze verfolgten.

Supernova-Überrest Korma-A, in dessen Zentrum sich ein Neutronenstern befindet

Neutronensterne sind Überbleibsel massive Sterne die am Ende ihres Lebens angelangt sind evolutionärer Weg in Zeit und Raum.

Diese interessante Objekte, werden aus einst massereichen Riesen geboren, die vier- bis achtmal so groß sind wie unsere Sonne. Es passiert bei einer Supernova-Explosion.

Nach einer solchen Explosion werden die äußeren Schichten ins All geschleudert, der Kern bleibt, aber er kann nicht mehr tragen Kernfusion. Ohne äußeren Druck der darüber liegenden Schichten kollabiert und schrumpft es katastrophal.

Trotz ihres geringen Durchmessers von etwa 20 km haben Neutronensterne die 1,5-fache Masse unserer Sonne. Daher sind sie unglaublich dicht.

Ein kleiner Löffel Sternenmaterie auf der Erde würde ungefähr hundert Millionen Tonnen wiegen. Darin werden Protonen und Elektronen zu Neutronen kombiniert – diesen Vorgang nennt man Neutronisierung.

Verbindung

Ihre Zusammensetzung ist unbekannt, man nimmt an, dass sie aus einer superfluiden Neutronenflüssigkeit bestehen könnten. Sie haben extrem stark Erdanziehungskraft viel mehr als die Erde und sogar die Sonne. Diese Gravitationskraft ist besonders beeindruckend, weil sie eine geringe Größe hat.
Alle drehen sich um eine Achse. Während der Kompression bleibt der Rotationsdrehimpuls erhalten, und aufgrund einer Verringerung der Größe erhöht sich die Rotationsgeschwindigkeit.

durch große Geschwindigkeit Rotation, die äußere Oberfläche, die eine feste „Kruste“ ist, treten periodisch Risse und „Sternbeben“ auf, die die Rotationsgeschwindigkeit verlangsamen und „überschüssige“ Energie in den Weltraum abgeben.

Der überwältigende Druck, der im Kern herrscht, mag dem ähneln, der im Moment bestand Urknall, aber leider kann es auf der Erde nicht simuliert werden. Daher sind diese Objekte ideale natürliche Laboratorien, in denen wir Energien beobachten können, die auf der Erde unzugänglich sind.

Radiopulsare

Radiopulsare wurden Ende 1967 von der Doktorandin Jocelyn Bell Burnell als Radioquellen entdeckt, die mit einer konstanten Frequenz pulsieren.
Die vom Stern emittierte Strahlung ist als pulsierende Strahlungsquelle oder Pulsar sichtbar.

Schematische Darstellung der Rotation eines Neutronensterns

Radiopulsare (oder einfach ein Pulsar) sind rotierende Neutronensterne, deren Partikeljets sich fast mit Lichtgeschwindigkeit bewegen, wie ein rotierender Leuchtfeuerstrahl.

Nach einer kontinuierlichen Rotation über mehrere Millionen Jahre verlieren Pulsare ihre Energie und werden normal. Neutronensterne. Heute sind nur etwa 1.000 Pulsare bekannt, obwohl es möglicherweise Hunderte von ihnen in der Galaxie gibt.

Funkpulsar ein Krebsnebel

Einige Neutronensterne senden Röntgenstrahlen aus. Der berühmte Krebsnebel ist ein gutes Beispiel für ein solches Objekt, das während einer Supernova-Explosion entstanden ist. Diese Supernova-Explosion wurde 1054 n. Chr. beobachtet.

Pulsarwind, Chandra-Video

Ein Radiopulsar im Krebsnebel mit fotografiert Weltraumteleskop Hubble-Filter durch 547nm ( grünes Licht) vom 7. August 2000 bis 17. April 2001.

Magnetare

Neutronensterne haben ein Magnetfeld, das Millionen Mal stärker ist als das stärkste Magnetfeld, das auf der Erde erzeugt wird. Sie werden auch als Magnetare bezeichnet.

Planeten in der Nähe von Neutronensternen

Bisher sind vier bekannt, die Planeten haben. Wenn es sich in einem binären System befindet, ist es möglich, seine Masse zu messen. Von diesen Doppelsternsystemen im Radio- oder Röntgenbereich betrugen die gemessenen Massen von Neutronensternen etwa das 1,4-fache mehr Masse Sonne.

Doppelsysteme

In einigen Röntgendoppelsternen ist ein völlig anderer Pulsartyp zu sehen. In diesen Fällen bilden ein Neutronenstern und ein gewöhnlicher Stern ein binäres System. Ein starkes Gravitationsfeld zieht Material ab gewöhnlicher Stern. Beim Akkretionsprozess darauf fallendes Material erwärmt sich so stark, dass es Röntgenstrahlen erzeugt. Gepulste Röntgenstrahlen sind sichtbar, wenn Hot Spots auf einem rotierenden Pulsar die Sichtlinie von der Erde passieren.

Zum binäre Systeme ein unbekanntes Objekt enthält, hilft diese Information zu unterscheiden, ob es sich um einen Neutronenstern oder beispielsweise ein Schwarzes Loch handelt, da Schwarze Löcher viel massereicher sind.