1932 में न्यूट्रॉन की खोज के तुरंत बाद खगोलविदों डब्ल्यू बाडे और एफ ज़्विकी द्वारा न्यूट्रॉन सितारों के अस्तित्व की परिकल्पना को सामने रखा गया था। लेकिन 1967 में पल्सर की खोज के बाद ही टिप्पणियों द्वारा इस परिकल्पना की पुष्टि की गई थी।

न्यूट्रॉन तारे सूर्य से कई गुना द्रव्यमान वाले सामान्य तारों के गुरुत्वाकर्षण के पतन के परिणामस्वरूप बनते हैं। न्यूट्रॉन तारे का घनत्व घनत्व के करीब होता है परमाणु नाभिक, अर्थात। साधारण पदार्थ के घनत्व से 100 मिलियन गुना अधिक। इसलिए, अपने विशाल द्रव्यमान के साथ, एक न्यूट्रॉन तारे की त्रिज्या लगभग लगभग होती है। 10 किमी.

न्यूट्रॉन तारे की छोटी त्रिज्या के कारण, इसकी सतह पर गुरुत्वाकर्षण बल बहुत अधिक होता है: पृथ्वी की तुलना में लगभग 100 बिलियन गुना अधिक। इस तारे को घने न्यूट्रॉन पदार्थ के "अपक्षयी दबाव" द्वारा ढहने से बचाया जाता है, जो इसके तापमान पर निर्भर नहीं करता है। हालाँकि, यदि न्यूट्रॉन तारे का द्रव्यमान लगभग 2 सौर द्रव्यमान से अधिक हो जाता है, तो गुरुत्वाकर्षण इस दबाव से अधिक हो जाएगा और तारा पतन का सामना नहीं कर पाएगा।

न्यूट्रॉन सितारों का एक बहुत मजबूत चुंबकीय क्षेत्र होता है, जो सतह पर 10 12 -10 13 गॉस तक पहुंचता है (तुलना के लिए: पृथ्वी में लगभग 1 गॉस है)। न्यूट्रॉन सितारों से जुड़े आकाशीय पिंडदो अलग-अलग प्रकार।

पल्सर

(रेडियो पल्सर)। ये वस्तुएं नियमित रूप से रेडियो तरंगों के स्पंदनों का उत्सर्जन करती हैं। विकिरण तंत्र पूरी तरह से स्पष्ट नहीं है, लेकिन यह माना जाता है कि एक घूर्णन न्यूट्रॉन तारा अपने चुंबकीय क्षेत्र से जुड़ी दिशा में एक रेडियो बीम का उत्सर्जन करता है, जिसकी समरूपता अक्ष तारे के घूमने की धुरी से मेल नहीं खाती है। इसलिए, घूर्णन समय-समय पर पृथ्वी पर भेजे जाने वाले रेडियो बीम के घूर्णन का कारण बनता है।

एक्स-रे डबल।

स्पंदित एक्स-रे स्रोत न्यूट्रॉन सितारों से भी जुड़े होते हैं जो एक बड़े सामान्य तारे के साथ एक बाइनरी सिस्टम का हिस्सा होते हैं। ऐसी प्रणालियों में, एक सामान्य तारे की सतह से गैस एक न्यूट्रॉन तारे पर गिरती है, जिसकी गति तक होती है अच्छी गति. न्यूट्रॉन तारे की सतह से टकराने पर, गैस अपनी शेष ऊर्जा का 10-30% छोड़ती है, जबकि जब परमाणु प्रतिक्रियायह आंकड़ा 1% तक भी नहीं पहुंचता है। उच्च तापमान पर गर्म किए गए न्यूट्रॉन तारे की सतह एक स्रोत बन जाती है एक्स-रे विकिरण. हालांकि, गैस का गिरना पूरी सतह पर समान रूप से नहीं होता है: न्यूट्रॉन तारे का मजबूत चुंबकीय क्षेत्र आपतित आयनित गैस को पकड़ लेता है और उसे दिशा की ओर निर्देशित करता है। चुंबकीय ध्रुव, जहां वह गिरता है, जैसे कि एक फ़नल में। इसलिए, केवल ध्रुवों के क्षेत्र अत्यधिक गर्म हो जाते हैं, जो एक घूमने वाले तारे पर एक्स-रे स्पंदों के स्रोत बन जाते हैं। ऐसे तारे से रेडियो स्पंदन अब नहीं आते हैं, क्योंकि रेडियो तरंगें इसके आसपास की गैस में अवशोषित हो जाती हैं।

मिश्रण।

न्यूट्रॉन तारे का घनत्व गहराई के साथ बढ़ता है। वायुमंडल की एक परत के नीचे केवल कुछ सेंटीमीटर मोटी, एक तरल धातु का खोल कई मीटर मोटा होता है, और नीचे - एक किलोमीटर की मोटाई का एक ठोस क्रस्ट। छाल का पदार्थ साधारण धातु जैसा दिखता है, लेकिन अधिक सघन होता है। क्रस्ट के बाहरी भाग में यह मुख्य रूप से लोहा होता है; इसकी संरचना में न्यूट्रॉन का अंश गहराई के साथ बढ़ता है। जहां घनत्व लगभग पहुंचता है। 4Ch 10 11 g/cm 3, न्यूट्रॉन का अनुपात इतना बढ़ जाता है कि उनमें से कुछ अब नाभिक का हिस्सा नहीं रह जाते हैं, बल्कि एक सतत माध्यम बनाते हैं। वहां, पदार्थ न्यूट्रॉन और इलेक्ट्रॉनों के "समुद्र" जैसा दिखता है, जिसमें परमाणुओं के नाभिक आपस में जुड़े होते हैं। और लगभग घनत्व पर। 2x 10 14 g/cm 3 (परमाणु नाभिक का घनत्व), अलग-अलग नाभिक पूरी तरह से गायब हो जाते हैं और प्रोटॉन और इलेक्ट्रॉनों के मिश्रण के साथ एक निरंतर न्यूट्रॉन "तरल" बना रहता है। संभवतः, न्यूट्रॉन और प्रोटॉन इस मामले में स्थलीय प्रयोगशालाओं में तरल हीलियम और अतिचालक धातुओं के समान एक सुपरफ्लुइड तरल के रूप में व्यवहार करते हैं।

न्यूट्रॉन स्टार
न्यूट्रॉन स्टार

न्यूट्रॉन स्टार - सुपरनोवा विस्फोट के परिणामस्वरूप बनने वाला एक सुपरडेंस तारा। न्यूट्रॉन तारे के पदार्थ में मुख्य रूप से न्यूट्रॉन होते हैं।
एक न्यूट्रॉन तारे का परमाणु घनत्व (10 14 -10 15 ग्राम/सेमी 3) और सामान्य त्रिज्या 10-20 किमी है। आगे न्यूट्रॉन तारे के गुरुत्वाकर्षण संकुचन को परमाणु पदार्थ के दबाव से रोका जाता है, जो न्यूट्रॉन की बातचीत के कारण उत्पन्न होता है। एक पतित अधिक सघन न्यूट्रॉन गैस का यह दबाव द्रव्यमान को गुरुत्वाकर्षण पतन से 3M तक बनाए रखने में सक्षम है। इस प्रकार, न्यूट्रॉन तारे का द्रव्यमान (1.4-3)M के भीतर बदलता रहता है।

चावल। 1. एक न्यूट्रॉन तारे का अनुप्रस्थ काट जिसका द्रव्यमान 1.5M है और त्रिज्या R = 16 किमी है। घनत्व तारे के विभिन्न भागों में g/cm 3 में दिया गया है।

सुपरनोवा के पतन के समय उत्पन्न न्यूट्रिनो, न्यूट्रॉन तारे को जल्दी से ठंडा कर देते हैं। इसका तापमान लगभग 100 सेकेंड में 10 11 से 10 9 K तक गिरने का अनुमान है। इसके अलावा, शीतलन की दर कम हो जाती है। हालांकि, यह ब्रह्मांडीय पैमाने पर उच्च है। तापमान में 10 9 से 10 8 के की कमी 100 वर्षों में होती है और 10 6 के लिए एक लाख वर्षों में होती है।
1200 ज्ञात वस्तुएं हैं जो से संबंधित हैं न्यूट्रॉन तारे. उनमें से लगभग 1000 हमारी आकाशगंगा के भीतर स्थित हैं। 1.5M के द्रव्यमान और 16 किमी की त्रिज्या वाले न्यूट्रॉन तारे की संरचना अंजीर में दिखाई गई है। 1: मैं घनी तरह से भरे हुए परमाणुओं की एक पतली बाहरी परत है। क्षेत्र II है क्रिस्टल लैटिसपरमाणु नाभिक और पतित इलेक्ट्रॉन। क्षेत्र III न्यूट्रॉन के साथ अतिसंतृप्त परमाणु नाभिक की एक ठोस परत है। IV - तरल कोर, जिसमें मुख्य रूप से पतित न्यूट्रॉन होते हैं। क्षेत्र V एक न्यूट्रॉन तारे का हैड्रोनिक कोर बनाता है। इसमें न्यूक्लियंस के अलावा, पियोन और हाइपरॉन भी हो सकते हैं। न्यूट्रॉन तारे के इस भाग में न्यूट्रॉन द्रव का ठोस में संक्रमण संभव है। क्रिस्टलीय अवस्था, पायन घनीभूत की उपस्थिति, क्वार्क-ग्लूऑन और हाइपरॉन प्लाज्मा का निर्माण। न्यूट्रॉन तारे की संरचना का व्यक्तिगत विवरण वर्तमान में निर्दिष्ट किया जा रहा है।
छोटे आकार और कम चमक के कारण ऑप्टिकल विधियों से न्यूट्रॉन सितारों का पता लगाना मुश्किल है। 1967 में, ई. हेविश और जे. बेल ( कैम्ब्रिज विश्वविद्यालय) खुल गया अंतरिक्ष स्रोतआवधिक रेडियो उत्सर्जन - पल्सर। पल्सर के रेडियो पल्स की पुनरावृत्ति अवधि सख्ती से स्थिर होती है और अधिकांश पल्सर 10 -2 से कई सेकंड की सीमा में होती है। पल्सर न्यूट्रॉन तारे घूम रहे हैं। न्यूट्रॉन सितारों के गुणों वाली केवल कॉम्पैक्ट वस्तुएं ही ऐसी घूर्णी गति से ढहे बिना अपना आकार बनाए रख सकती हैं। कोणीय गति का संरक्षण और चुंबकीय क्षेत्रएक सुपरनोवा के पतन और एक न्यूट्रॉन तारे के निर्माण के दौरान, यह तेजी से घूमने वाले पल्सर के जन्म की ओर ले जाता है जिसमें 10 10 10 10 14 जी का एक बहुत मजबूत चुंबकीय क्षेत्र होता है। चुंबकीय क्षेत्र न्यूट्रॉन तारे के साथ घूमता है, हालांकि, इस क्षेत्र की धुरी तारे के घूमने की धुरी से मेल नहीं खाती है। इस तरह के एक घूर्णन के साथ, एक तारे का रेडियो उत्सर्जन एक बीकन बीम की तरह पृथ्वी पर घूमता है। हर बार जब बीम पृथ्वी को पार करती है और पृथ्वी पर एक पर्यवेक्षक से टकराती है, तो रेडियो टेलीस्कोप रेडियो उत्सर्जन की एक छोटी नाड़ी का पता लगाता है। इसकी पुनरावृत्ति की आवृत्ति न्यूट्रॉन तारे की घूर्णन अवधि से मेल खाती है। न्यूट्रॉन तारे का विकिरण इस तथ्य के कारण होता है कि तारे की सतह से आवेशित कण (इलेक्ट्रॉन) विद्युत चुम्बकीय तरंगों का उत्सर्जन करते हुए चुंबकीय क्षेत्र रेखाओं के साथ बाहर की ओर बढ़ते हैं। यह एक पल्सर के रेडियो उत्सर्जन की क्रियाविधि है, जिसे सर्वप्रथम किसके द्वारा प्रस्तावित किया गया था?

मास्को, 28 अगस्त - रिया नोवोस्ती।वैज्ञानिकों ने एक रिकॉर्ड भारी न्यूट्रॉन तारे की खोज की है जिसका द्रव्यमान सूर्य से दोगुना है, जो उन्हें कई सिद्धांतों पर पुनर्विचार करने के लिए मजबूर करेगा, विशेष रूप से, सिद्धांत जिसके अनुसार "मुक्त" क्वार्क न्यूट्रॉन सितारों के सुपरडेंस पदार्थ के अंदर मौजूद हो सकते हैं, नेचर जर्नल में गुरुवार को प्रकाशित एक लेख के अनुसार।

एक न्यूट्रॉन स्टार एक सुपरनोवा विस्फोट के बाद छोड़े गए तारे की "लाश" है। इसका आकार आकार से अधिक नहीं है छोटा कस्बाहालांकि, पदार्थ का घनत्व परमाणु नाभिक के घनत्व से 10-15 गुना अधिक है - न्यूट्रॉन स्टार पदार्थ के एक "चुटकी" का वजन 500 मिलियन टन से अधिक होता है।

गुरुत्वाकर्षण इलेक्ट्रॉनों को प्रोटॉन में "दबाता" है, उन्हें न्यूट्रॉन में बदल देता है, यही वजह है कि न्यूट्रॉन सितारों को उनका नाम मिला। कुछ समय पहले तक, वैज्ञानिकों का मानना ​​था कि न्यूट्रॉन तारे का द्रव्यमान दो सौर द्रव्यमानों से अधिक नहीं हो सकता, क्योंकि अन्यथा गुरुत्वाकर्षण तारे को ब्लैक होल में "ढह" देगा। न्यूट्रॉन सितारों के इंटीरियर की स्थिति काफी हद तक एक रहस्य है। उदाहरण के लिए, "मुक्त" क्वार्कों की उपस्थिति और ऐसे प्राथमिक कण, जैसे K-mesons और hyperons in मध्य क्षेत्रन्यूट्रॉन स्टार।

अध्ययन के लेखक, राष्ट्रीय रेडियो वेधशाला से पॉल डेमोरेस्ट के नेतृत्व में अमेरिकी वैज्ञानिकों के एक समूह ने अध्ययन किया डबल स्टार J1614-2230 पृथ्वी से तीन हजार प्रकाश वर्ष दूर है, जिसका एक घटक न्यूट्रॉन तारा और दूसरा सफेद बौना है।

उसी समय, एक न्यूट्रॉन तारा एक पल्सर होता है, यानी एक तारा जो संकीर्ण रूप से निर्देशित रेडियो उत्सर्जन धाराओं का उत्सर्जन करता है; तारे के घूमने के परिणामस्वरूप, विकिरण प्रवाह को पृथ्वी की सतह से अलग-अलग रेडियो दूरबीनों का उपयोग करके पकड़ा जा सकता है समय अंतराल।

एक सफेद बौना और एक न्यूट्रॉन तारा एक दूसरे के सापेक्ष घूमते हैं। हालांकि, न्यूट्रॉन स्टार के केंद्र से रेडियो सिग्नल की गति सफेद बौने के गुरुत्वाकर्षण से प्रभावित होती है, यह इसे "धीमा" करती है। पृथ्वी पर रेडियो संकेतों के आगमन के समय को मापने वाले वैज्ञानिक उच्च सटीकता के साथ संकेत विलंब के लिए "जिम्मेदार" वस्तु के द्रव्यमान का निर्धारण कर सकते हैं।

"हम इस प्रणाली के साथ बहुत भाग्यशाली हैं। एक तेजी से घूमने वाला पल्सर हमें एक कक्षा से आने वाला संकेत देता है जो पूरी तरह से स्थित है। इसके अलावा, हमारे व्हाइट द्वार्फइस प्रकार के सितारों के लिए काफी बड़ा है। यह अनूठा संयोजन शापिरो प्रभाव (सिग्नल की गुरुत्वाकर्षण देरी) को पूर्ण सीमा तक उपयोग करना संभव बनाता है और माप को सरल बनाता है, "सह-लेखक स्कॉट रैनसम कहते हैं।

बाइनरी सिस्टम J1614-2230 इस तरह से स्थित है कि इसे लगभग किनारे पर, यानी कक्षा के तल में देखा जा सकता है। इससे इसके घटक सितारों के द्रव्यमान को सटीक रूप से मापना आसान हो जाता है।

नतीजतन, पल्सर का द्रव्यमान 1.97 सौर द्रव्यमान के बराबर था, जो न्यूट्रॉन सितारों के लिए एक रिकॉर्ड था।

"ये द्रव्यमान माप हमें बताते हैं कि यदि न्यूट्रॉन स्टार के मूल में क्वार्क हैं, तो वे 'मुक्त' नहीं हो सकते हैं, लेकिन सबसे अधिक संभावना है कि उन्हें 'साधारण' परमाणु नाभिक की तुलना में एक-दूसरे के साथ अधिक मजबूती से बातचीत करनी चाहिए।" नेता इस मुद्दे से निपटने वाले खगोल भौतिकीविदों का समूह, एरिज़ोना विश्वविद्यालय से फेरियल ओज़ेल (फेरियल ओज़ेल)।

"यह मुझे आश्चर्यचकित करता है कि न्यूट्रॉन स्टार के द्रव्यमान जितना सरल कुछ इतना कुछ कह सकता है विभिन्न क्षेत्रभौतिकी और खगोल विज्ञान," रैनसम कहते हैं।

राज्य से खगोल भौतिक विज्ञानी सर्गेई पोपोव खगोलीय संस्थानस्टर्नबर्ग के नाम पर नोट किया गया है कि न्यूट्रॉन सितारों का अध्ययन दे सकता है आवश्यक जानकारीपदार्थ की संरचना के बारे में।

"स्थलीय प्रयोगशालाओं में, परमाणु की तुलना में बहुत अधिक घनत्व पर पदार्थ का अध्ययन करना असंभव है। और यह समझने के लिए बहुत महत्वपूर्ण है कि दुनिया कैसे काम करती है। सौभाग्य से, यह घना पदार्थन्यूट्रॉन सितारों के अंदरूनी हिस्सों में पाया जाता है। इस पदार्थ के गुणों को निर्धारित करने के लिए, यह पता लगाना बहुत महत्वपूर्ण है कि न्यूट्रॉन स्टार का क्या सीमित द्रव्यमान हो सकता है और ब्लैक होल में नहीं बदल सकता है," पोपोव ने आरआईए नोवोस्ती को बताया।

परिचय

अपने पूरे इतिहास में, मानव जाति ने ब्रह्मांड को समझने की कोशिश करना बंद नहीं किया है। ब्रह्मांड को हर चीज की समग्रता कहा जाता है, इन कणों के बीच के स्थान के सभी भौतिक कण। द्वारा आधुनिक विचारब्रह्मांड लगभग 14 अरब वर्ष पुराना है।

ब्रह्मांड के दृश्य भाग का आकार लगभग 14 अरब प्रकाश वर्ष है (एक प्रकाश वर्ष वह दूरी है जो प्रकाश एक वर्ष में निर्वात में यात्रा करता है)। कुछ वैज्ञानिकों के अनुसार ब्रह्मांड की लंबाई 90 अरब प्रकाश वर्ष है। इतनी बड़ी दूरी के साथ संचालन को सुविधाजनक बनाने के लिए, पारसेक नामक मूल्य का उपयोग किया जाता है। पारसेक वह दूरी है जिससे औसत त्रिज्यापृथ्वी की कक्षा, दृष्टि रेखा के लंबवत, एक चाप सेकंड के कोण पर दिखाई देती है। 1 पारसेक = 3.2616 प्रकाश वर्ष।

ब्रह्मांड में विभिन्न वस्तुओं की एक बड़ी संख्या है, जिनके नाम बहुतों को ज्ञात हैं, जैसे कि ग्रह और उपग्रह, तारे, ब्लैक होल, आदि। तारे अपनी चमक, आकार, तापमान और अन्य मापदंडों में बहुत विविध हैं। . सितारों में सफेद बौने, न्यूट्रॉन तारे, दिग्गज और सुपरजायंट, क्वासर और पल्सर जैसी वस्तुएं शामिल हैं। आकाशगंगाओं के केंद्र विशेष रुचि के हैं। आधुनिक अवधारणाओं के अनुसार, एक ब्लैक होल आकाशगंगा के केंद्र में स्थित किसी वस्तु की भूमिका के लिए उपयुक्त है। ब्लैक होल सितारों के विकास के उत्पाद हैं जो अपने गुणों में अद्वितीय हैं। ब्लैक होल के अस्तित्व की प्रायोगिक वैधता वैधता पर निर्भर करती है सामान्य सिद्धांतसापेक्षता।

आकाशगंगाओं के अलावा, ब्रह्मांड नीहारिकाओं से भरा हुआ है (धूल, गैस और प्लाज्मा से युक्त अंतरतारकीय बादल), पृष्ठभूमि विकिरण, पूरे ब्रह्मांड और अन्य अल्प-अध्ययन वाली वस्तुओं में प्रवेश कर रहा है।

न्यूट्रॉन तारे

न्यूट्रॉन स्टार -- खगोलीय वस्तु, जो सितारों के विकास के अंतिम उत्पादों में से एक है, जिसमें मुख्य रूप से भारी परमाणु नाभिक और इलेक्ट्रॉनों के रूप में पदार्थ की अपेक्षाकृत पतली (~ 1 किमी) परत से ढका एक न्यूट्रॉन कोर होता है। न्यूट्रॉन सितारों का द्रव्यमान सूर्य के द्रव्यमान के बराबर है, लेकिन विशिष्ट त्रिज्या केवल 10-20 किलोमीटर है। इसलिए औसत घनत्वऐसे तारे का पदार्थ परमाणु नाभिक के घनत्व से कई गुना अधिक होता है (जिसके लिए भारी नाभिकऔसत 2.8*1017 किग्रा/मी?) आगे न्यूट्रॉन तारे के गुरुत्वाकर्षण संकुचन को परमाणु पदार्थ के दबाव से रोका जाता है, जो न्यूट्रॉन की बातचीत के कारण उत्पन्न होता है।

कई न्यूट्रॉन सितारों में अत्यधिक उच्च घूर्णी गति होती है, प्रति सेकंड एक हजार चक्कर तक। ऐसा माना जाता है कि सुपरनोवा विस्फोटों के दौरान न्यूट्रॉन सितारों का जन्म होता है।

न्यूट्रॉन सितारों में गुरुत्वाकर्षण बल पतित न्यूट्रॉन गैस के दबाव से संतुलित होते हैं, अधिकतम मूल्यन्यूट्रॉन तारे का द्रव्यमान ओपेनहाइमर-वोल्कोव सीमा द्वारा दिया जाता है, अंकीय मूल्यजो तारे के केंद्र में पदार्थ की स्थिति के समीकरण (अभी भी कम ज्ञात) पर निर्भर करता है। सैद्धांतिक पूर्वापेक्षाएँ हैं, और अधिक के साथ उच्च आवर्धनघनत्व, न्यूट्रॉन सितारों का क्वार्क सितारों में अध: पतन संभव है।

न्यूट्रॉन सितारों की सतह पर चुंबकीय क्षेत्र 1012-1013 जीएस (जीएस-गॉस - चुंबकीय प्रेरण की माप की एक इकाई) के मूल्य तक पहुंचता है, यह न्यूट्रॉन सितारों के चुंबकमंडल में प्रक्रियाएं हैं जो पल्सर के रेडियो उत्सर्जन के लिए जिम्मेदार हैं . 1990 के दशक के बाद से, कुछ न्यूट्रॉन सितारों को मैग्नेटर्स के रूप में पहचाना गया है, 1014 गॉस और उच्चतर के चुंबकीय क्षेत्र वाले सितारे। ऐसे क्षेत्र (4.414 1013 जी के "महत्वपूर्ण" मूल्य से अधिक, जिस पर एक चुंबकीय क्षेत्र के साथ एक इलेक्ट्रॉन की अंतःक्रियात्मक ऊर्जा उसकी बाकी ऊर्जा से अधिक होती है) गुणात्मक रूप से लाती है नई भौतिकी, चूंकि विशिष्ट सापेक्षतावादी प्रभाव महत्वपूर्ण हो जाते हैं, ध्रुवीकरण भौतिक निर्वातआदि।

न्यूट्रॉन सितारों का वर्गीकरण

आसपास के पदार्थ के साथ न्यूट्रॉन सितारों की बातचीत की विशेषता वाले दो मुख्य पैरामीटर और, परिणामस्वरूप, उनके अवलोकन संबंधी अभिव्यक्तियाँ रोटेशन की अवधि और चुंबकीय क्षेत्र की परिमाण हैं। समय के साथ, तारा अपना खर्च करता है घूर्णी ऊर्जा, और इसकी घूर्णन अवधि बढ़ जाती है। चुंबकीय क्षेत्र भी कमजोर हो रहा है। इस कारण से, एक न्यूट्रॉन तारा अपने जीवनकाल में अपना प्रकार बदल सकता है।

बेदखलदार (रेडियो पल्सर) - मजबूत चुंबकीय क्षेत्र और घूर्णन की एक छोटी अवधि। मैग्नेटोस्फीयर के सबसे सरल मॉडल में, चुंबकीय क्षेत्र कठोर रूप से घूमता है, अर्थात उसी कोणीय वेग के साथ जो न्यूट्रॉन स्टार स्वयं होता है। एक निश्चित दायरे में लाइन की गतिक्षेत्र का घूर्णन प्रकाश की गति के करीब पहुंचता है। इस त्रिज्या को प्रकाश बेलन की त्रिज्या कहते हैं। इस त्रिज्या से परे, सामान्य द्विध्रुवीय क्षेत्र मौजूद नहीं हो सकता है, इसलिए इस बिंदु पर क्षेत्र की ताकत रेखाएं टूट जाती हैं। चुंबकीय क्षेत्र की रेखाओं के साथ घूमने वाले आवेशित कण ऐसी चट्टानों के माध्यम से एक न्यूट्रॉन तारे को छोड़ सकते हैं और अनंत तक उड़ सकते हैं। इस प्रकार का एक न्यूट्रॉन तारा रेडियो रेंज में विकिरण करने वाले आपेक्षिक आवेशित कणों को बाहर निकालता है (निकालता है, बाहर धकेलता है)। एक पर्यवेक्षक के लिए, बेदखलदार रेडियो पल्सर की तरह दिखते हैं।

प्रोपेलर - कणों की अस्वीकृति के लिए रोटेशन की गति पहले से ही अपर्याप्त है, इसलिए ऐसा तारा रेडियो पल्सर नहीं हो सकता है। हालाँकि, यह अभी भी बड़ा है, और न्यूट्रॉन तारे के आसपास के चुंबकीय क्षेत्र द्वारा कब्जा कर लिया गया पदार्थ गिर नहीं सकता है, अर्थात पदार्थ का अभिवृद्धि नहीं होता है। इस प्रकार के न्यूट्रॉन सितारों में व्यावहारिक रूप से कोई अवलोकन योग्य अभिव्यक्ति नहीं होती है और इनका खराब अध्ययन किया जाता है।

Accretor (एक्स-रे पल्सर) - रोटेशन की गति इस हद तक कम हो जाती है कि अब कुछ भी पदार्थ को ऐसे न्यूट्रॉन तारे पर गिरने से नहीं रोकता है। प्लाज्मा, गिरता हुआ, चुंबकीय क्षेत्र की रेखाओं के साथ चलता है और एक न्यूट्रॉन तारे के ध्रुवों के पास एक ठोस सतह से टकराता है, जो दसियों लाख डिग्री तक गर्म होता है। एक पदार्थ को गर्म किया जाता है उच्च तापमान, एक्स-रे रेंज में चमकता है। जिस क्षेत्र में गिरने वाला पदार्थ तारे की सतह से टकराता है वह बहुत छोटा होता है - केवल लगभग 100 मीटर। यह गर्म स्थान, तारे के घूमने के कारण, समय-समय पर दृश्य से गायब हो जाता है, जिसे प्रेक्षक स्पंदन के रूप में मानता है। ऐसी वस्तुओं को एक्स-रे पल्सर कहा जाता है।

जियोरोटेटर - ऐसे न्यूट्रॉन सितारों की घूर्णन गति छोटी होती है और अभिवृद्धि को नहीं रोकती है। लेकिन मैग्नेटोस्फीयर के आयाम ऐसे हैं कि गुरुत्वाकर्षण द्वारा कब्जा करने से पहले चुंबकीय क्षेत्र द्वारा प्लाज्मा को रोक दिया जाता है। ऐसा ही एक तंत्र पृथ्वी के चुम्बकमंडल में कार्य करता है, जिसके कारण दिया गया प्रकारऔर इसका नाम मिला।

27 दिसंबर, 2004, गामा किरणों का एक विस्फोट जो हमारे पास पहुंची सौर प्रणाली SGR 1806-20 से (कलाकार की दृष्टि में दर्शाया गया है)। विस्फोट इतना शक्तिशाली था कि इसने 50,000 प्रकाश वर्ष दूर पृथ्वी के वायुमंडल को प्रभावित किया।

न्यूट्रॉन स्टार - ब्रह्मांडीय शरीर, जो विकास के संभावित परिणामों में से एक है, जिसमें मुख्य रूप से भारी परमाणु नाभिक और इलेक्ट्रॉनों के रूप में पदार्थ की अपेक्षाकृत पतली (∼1 किमी) परत के साथ कवर किया गया न्यूट्रॉन कोर शामिल है। न्यूट्रॉन सितारों का द्रव्यमान द्रव्यमान के बराबर होता है, लेकिन न्यूट्रॉन तारे की विशिष्ट त्रिज्या केवल 10-20 किलोमीटर होती है। इसलिए, ऐसी वस्तु के पदार्थ का औसत घनत्व परमाणु नाभिक के घनत्व से कई गुना अधिक होता है (जो कि भारी नाभिक के लिए औसतन 2.8 10 17 किग्रा / मी³ होता है)। आगे न्यूट्रॉन तारे के गुरुत्वाकर्षण संकुचन को परमाणु पदार्थ के दबाव से रोका जाता है, जो न्यूट्रॉन की बातचीत के कारण उत्पन्न होता है।

कई न्यूट्रॉन सितारों में अत्यधिक उच्च घूर्णन गति होती है - प्रति सेकंड एक हजार क्रांति तक। न्यूट्रॉन तारे तारों के विस्फोट से बनते हैं।

विश्वसनीय रूप से मापे गए द्रव्यमान वाले अधिकांश न्यूट्रॉन सितारों का द्रव्यमान 1.3-1.5 सौर द्रव्यमान है, जो चंद्रशेखर सीमा के मूल्य के करीब है। सैद्धांतिक रूप से, न्यूट्रॉन तारे जिनका द्रव्यमान 0.1 से लगभग 2.5 . तक होता है सौर द्रव्यमान, हालांकि, ऊपरी सीमा द्रव्यमान का मान वर्तमान में बहुत गलत तरीके से जाना जाता है। ज्ञात सबसे विशाल न्यूट्रॉन तारे वेला X-1 (1σ स्तर पर कम से कम 1.88 ± 0.13 सौर द्रव्यमान का द्रव्यमान है, जो α≈34% के महत्व स्तर से मेल खाता है), PSR J1614-2230ruen (बड़े पैमाने पर अनुमान के साथ) 1.97 ±0.04 सौर), और PSR J0348+0432ruen (2.01±0.04 सौर के बड़े अनुमान के साथ)। न्यूट्रॉन सितारों में गुरुत्वाकर्षण पतित न्यूट्रॉन गैस के दबाव से संतुलित होता है, न्यूट्रॉन स्टार के द्रव्यमान का अधिकतम मूल्य ओपेनहाइमर-वोल्कोव सीमा द्वारा दिया जाता है, जिसका संख्यात्मक मान राज्य के समीकरण (अभी भी कम ज्ञात) पर निर्भर करता है तारे के मूल में पदार्थ का। इस तथ्य के लिए सैद्धांतिक पूर्वापेक्षाएँ हैं कि घनत्व में और भी अधिक वृद्धि के साथ, न्यूट्रॉन सितारों का क्वार्क में परिवर्तन संभव है।

न्यूट्रॉन तारे की संरचना।

न्यूट्रॉन सितारों की सतह पर चुंबकीय क्षेत्र 10 12 -10 13 गॉस के मान तक पहुंच जाता है (तुलना के लिए, पृथ्वी में लगभग 1 गॉस है), यह न्यूट्रॉन सितारों के मैग्नेटोस्फीयर में प्रक्रियाएं हैं जो पल्सर के रेडियो उत्सर्जन के लिए जिम्मेदार हैं। . 1990 के दशक के बाद से, कुछ न्यूट्रॉन सितारों की पहचान मैग्नेटर्स के रूप में की गई है - 10 14 G और उससे अधिक के क्रम के चुंबकीय क्षेत्र वाले तारे। ऐसे चुंबकीय क्षेत्र (4.414 10 13 जी के "महत्वपूर्ण" मूल्य से अधिक, जिस पर एक चुंबकीय क्षेत्र के साथ एक इलेक्ट्रॉन की अंतःक्रियात्मक ऊर्जा उसकी बाकी ऊर्जा mec² से अधिक होती है) एक गुणात्मक रूप से नई भौतिकी का परिचय देती है, क्योंकि विशिष्ट सापेक्षतावादी प्रभाव, भौतिक वैक्यूम का ध्रुवीकरण आदि महत्वपूर्ण हो जाते हैं।

2012 तक, लगभग 2000 न्यूट्रॉन सितारों की खोज की जा चुकी है। उनमें से लगभग 90% अविवाहित हैं। हमारे ग्रह में कुल मिलाकर 10 8-10 9 न्यूट्रॉन तारे मौजूद हो सकते हैं, यानी प्रति हजार साधारण तारे के आसपास कहीं न कहीं। न्यूट्रॉन सितारों को उच्च गति (आमतौर पर सैकड़ों किमी/सेकेंड) की विशेषता होती है। बादल पदार्थ के अभिवृद्धि के परिणामस्वरूप, इस स्थिति में एक न्यूट्रॉन स्टार को विभिन्न वर्णक्रमीय श्रेणियों में देखा जा सकता है, जिसमें ऑप्टिकल एक भी शामिल है, जो लगभग 0.003% विकिरणित ऊर्जा (परिमाण 10 के अनुरूप) के लिए जिम्मेदार है।

प्रकाश का गुरुत्वीय विक्षेपण (प्रकाश के आपेक्षिक विक्षेपण के कारण, सतह का आधे से अधिक भाग दिखाई देता है)

न्यूट्रॉन तारे कुछ वर्गों में से एक हैं अंतरिक्ष वस्तुएं, जो सैद्धांतिक रूप से पर्यवेक्षकों द्वारा खोज से पहले भविष्यवाणी की गई थी।

1933 में, खगोलविदों वाल्टर बाडे और फ्रिट्ज ज़्विकी ने सुझाव दिया कि सुपरनोवा विस्फोट में एक न्यूट्रॉन तारा बन सकता है। उस समय की सैद्धांतिक गणनाओं से पता चला कि न्यूट्रॉन तारे का विकिरण बहुत कमजोर है और इसका पता लगाना असंभव है। 1960 के दशक में जब एक्स-रे खगोल विज्ञान का विकास शुरू हुआ, तब न्यूट्रॉन सितारों में रुचि बढ़ी, जैसा कि सिद्धांत ने भविष्यवाणी की थी कि उनकी अधिकतम ऊष्मीय विकिरणनरम एक्स-रे क्षेत्र के अंतर्गत आता है। हालांकि, अप्रत्याशित रूप से उन्हें रेडियो अवलोकनों में खोजा गया था। 1967 में, ई. हेविश के स्नातक छात्र, जॉक्लिन बेल ने ऐसी वस्तुओं की खोज की जो रेडियो तरंगों के नियमित स्पंदों का उत्सर्जन करती हैं। इस घटना को तेजी से घूमने वाली वस्तु से रेडियो बीम की संकीर्ण दिशा द्वारा समझाया गया था - एक प्रकार का "कॉस्मिक बीकन"। लेकिन कोई भी साधारण सिताराइतनी उच्च घूर्णी गति से ढह जाएगा। ऐसे बीकन की भूमिका के लिए केवल न्यूट्रॉन तारे ही उपयुक्त थे। पल्सर PSR B1919+21 को पहला खोजा गया न्यूट्रॉन तारा माना जाता है।

आसपास के पदार्थ के साथ एक न्यूट्रॉन स्टार की बातचीत दो मुख्य मापदंडों द्वारा निर्धारित की जाती है और, परिणामस्वरूप, उनके अवलोकन योग्य अभिव्यक्तियाँ: रोटेशन की अवधि (वेग) और चुंबकीय क्षेत्र का परिमाण। समय के साथ, तारा अपनी घूर्णन ऊर्जा खर्च करता है, और इसका घूर्णन धीमा हो जाता है। चुंबकीय क्षेत्र भी कमजोर हो रहा है। इस कारण से, एक न्यूट्रॉन तारा अपने जीवनकाल में अपना प्रकार बदल सकता है। वी.एम. के मोनोग्राफ के अनुसार, रोटेशन की गति के अवरोही क्रम में न्यूट्रॉन सितारों का नामकरण नीचे दिया गया है। लिपुनोव। चूंकि पल्सर मैग्नेटोस्फीयर का सिद्धांत अभी भी विकास में है, इसलिए वैकल्पिक सैद्धांतिक मॉडल हैं।

मजबूत चुंबकीय क्षेत्र और लघु रोटेशन अवधि। मैग्नेटोस्फीयर के सबसे सरल मॉडल में, चुंबकीय क्षेत्र सख्ती से घूमता है, अर्थात, एक न्यूट्रॉन स्टार के शरीर के समान कोणीय वेग के साथ। एक निश्चित त्रिज्या पर, क्षेत्र के घूर्णन की रैखिक गति प्रकाश की गति के करीब पहुंच जाती है। इस त्रिज्या को "प्रकाश सिलेंडर की त्रिज्या" कहा जाता है। इस त्रिज्या से परे, सामान्य द्विध्रुवीय क्षेत्र मौजूद नहीं हो सकता है, इसलिए इस बिंदु पर क्षेत्र की ताकत रेखाएं टूट जाती हैं। आवेशित कण साथ चल रहे हैं बल की रेखाएंचुंबकीय क्षेत्र, ऐसी चट्टानों के माध्यम से वे न्यूट्रॉन तारे को छोड़ कर अंतरतारकीय अंतरिक्ष में उड़ सकते हैं। इस प्रकार का एक न्यूट्रॉन तारा "इजेक्टर" (फ्रेंच इजेक्टर से - स्पू, पुश आउट) सापेक्षवादी आवेशित कण जो रेडियो रेंज में विकिरण करते हैं। इजेक्टर को रेडियो पल्सर के रूप में देखा जाता है।

प्रोपेलर

घूर्णन गति पहले से ही कण निष्कासन के लिए अपर्याप्त है, इसलिए ऐसा तारा रेडियो पल्सर नहीं हो सकता। हालाँकि, रोटेशन की गति अभी भी अधिक है, और न्यूट्रॉन तारे के आसपास के चुंबकीय क्षेत्र द्वारा कब्जा कर लिया गया पदार्थ गिर नहीं सकता है, अर्थात पदार्थ का अभिवृद्धि नहीं होता है। इस प्रकार के न्यूट्रॉन सितारों में व्यावहारिक रूप से कोई अवलोकन योग्य अभिव्यक्ति नहीं होती है और इनका खराब अध्ययन किया जाता है।

Accretor (एक्स-रे पल्सर)

घूर्णन गति को इस स्तर तक कम कर दिया जाता है कि अब कोई भी पदार्थ पदार्थ को ऐसे न्यूट्रॉन तारे पर गिरने से नहीं रोकता है। गिरने वाला पदार्थ, पहले से ही प्लाज्मा की स्थिति में, चुंबकीय क्षेत्र की रेखाओं के साथ चलता है और अपने ध्रुवों के क्षेत्र में एक न्यूट्रॉन तारे के शरीर की ठोस सतह से टकराता है, जो दसियों लाख डिग्री तक गर्म होता है। ऐसे उच्च तापमान पर गर्म किया गया पदार्थ एक्स-रे रेंज में चमकीला चमकता है। जिस क्षेत्र में आपतित पदार्थ न्यूट्रॉन तारे के पिंड की सतह से टकराता है वह क्षेत्र बहुत छोटा होता है - केवल लगभग 100 मीटर। यह गर्म स्थान समय-समय पर तारे के घूमने के कारण दृश्य से गायब हो जाता है, और एक्स-रे के नियमित स्पंदन देखे जाते हैं। ऐसी वस्तुओं को एक्स-रे पल्सर कहा जाता है।

जियोरोटेटर

ऐसे न्यूट्रॉन तारों की घूर्णन गति कम होती है और अभिवृद्धि को नहीं रोकती है। लेकिन मैग्नेटोस्फीयर के आयाम ऐसे हैं कि गुरुत्वाकर्षण द्वारा कब्जा करने से पहले चुंबकीय क्षेत्र द्वारा प्लाज्मा को रोक दिया जाता है। एक समान तंत्र पृथ्वी के चुंबकमंडल में संचालित होता है, यही वजह है कि इस प्रकार के न्यूट्रॉन सितारों को इसका नाम मिला।

magnetar

असाधारण रूप से मजबूत चुंबकीय क्षेत्र के साथ एक न्यूट्रॉन स्टार (10 11 टी तक)। सैद्धांतिक रूप से, मैग्नेटर्स के अस्तित्व की भविष्यवाणी 1992 में की गई थी, और उनका पहला सबूत वास्तविक अस्तित्व 1998 में अवलोकन के तहत प्राप्त किया गया शक्तिशाली फ्लैशअक्विला नक्षत्र में स्रोत SGR 1900+14 से गामा और एक्स-रे विकिरण। चुम्बक का जीवनकाल लगभग 1,000,000 वर्ष होता है। मैग्नेटर्स में सबसे मजबूत चुंबकीय क्षेत्र होता है।

इस तथ्य के कारण कि कुछ पृथ्वी के काफी करीब हैं, मैग्नेटर एक खराब समझे जाने वाले प्रकार के न्यूट्रॉन तारे हैं। व्यास में मैग्नेटर लगभग 20-30 किमी हैं, लेकिन अधिकांश का द्रव्यमान सूर्य के द्रव्यमान से अधिक है। मैग्नेटर इतना संकुचित होता है कि इसके पदार्थ के एक मटर का वजन 100 मिलियन टन से अधिक होगा। अधिकांश ज्ञात चुम्बक बहुत तेज़ी से घूमते हैं, प्रति सेकंड अक्ष के चारों ओर कम से कम कुछ घुमाव। वे एक्स-रे के करीब गामा विकिरण में देखे जाते हैं, वे रेडियो उत्सर्जन का उत्सर्जन नहीं करते हैं। जीवन चक्रमैग्नेटर काफी छोटा है। उनके मजबूत चुंबकीय क्षेत्र लगभग 10,000 वर्षों के बाद गायब हो जाते हैं, जिसके बाद उनकी गतिविधि और एक्स-रे उत्सर्जन बंद हो जाता है। एक धारणा के अनुसार, हमारी आकाशगंगा में अपने पूरे अस्तित्व के दौरान 30 मिलियन तक चुंबक बन सकते थे। चुम्बक से बनते हैं बड़े सितारेलगभग 40 M☉ के प्रारंभिक द्रव्यमान के साथ।

मैग्नेटर की सतह पर बनने वाले झटके का कारण बनता है भारी उतार-चढ़ावएक तारे में; उनके साथ आने वाले चुंबकीय क्षेत्र में उतार-चढ़ाव अक्सर विशाल गामा-किरणों के फटने का कारण बनते हैं जो 1979, 1998 और 2004 में पृथ्वी पर दर्ज किए गए थे।

मई 2007 तक, बारह चुंबक ज्ञात थे, और तीन और उम्मीदवार पुष्टि की प्रतीक्षा कर रहे थे। ज्ञात चुम्बकों के उदाहरण:

SGR 1806-20, पृथ्वी से 50,000 प्रकाश वर्ष की दूरी पर स्थित है विपरीत दिशाहमारी आकाशगंगा आकाशगंगाधनु राशि में।
SGR 1900+14, 20,000 प्रकाश वर्ष दूर, अक्विला नक्षत्र में स्थित है। बाद में लंबी अवधिकम उत्सर्जन उत्सर्जन (केवल 1979 और 1993 में महत्वपूर्ण विस्फोट) मई-अगस्त 1998 में तेज हो गए, और 27 अगस्त, 1998 को पता चला विस्फोट, बंद करने के लिए पर्याप्त मजबूत था अंतरिक्ष यानशोमेकर के पास क्षति को रोकने के लिए। 29 मई, 2008 को नासा के स्पिट्जर टेलीस्कोप ने इस मैग्नेटर के चारों ओर पदार्थ के छल्ले का पता लगाया। ऐसा माना जाता है कि इस वलय का निर्माण 1998 में देखे गए विस्फोट के दौरान हुआ था।
1E 1048.1-5937 एक विषम एक्स-रे पल्सर है जो कैरिना नक्षत्र में 9000 प्रकाश वर्ष की दूरी पर स्थित है। जिस तारे से चुम्बक का निर्माण हुआ उसका द्रव्यमान सूर्य से 30-40 गुना अधिक था।
मैग्नेटर्स की सूची में एक पूरी सूची दी गई है।

सितंबर 2008 तक, ईएसओ ने एक वस्तु की पहचान की रिपोर्ट दी, जिसे मूल रूप से एक चुंबक माना जाता था, स्विफ्ट जे 195509+261406; इसे मूल रूप से गामा-रे बर्स्ट द्वारा पहचाना गया था (GRB 070610)