MOSCOU, 28 de agosto - RIA Novosti. Cientistas descobriram uma estrela de nêutrons pesada recorde com o dobro da massa do Sol, forçando-os a reconsiderar uma série de teorias, em particular, a teoria de que quarks "livres" podem estar presentes dentro da matéria superdensa de estrelas de nêutrons, de acordo com um artigo publicado na quinta-feira na revista Nature.

Uma estrela de nêutrons é o "cadáver" de uma estrela deixada após a explosão de uma supernova. Seu tamanho não excede o tamanho de uma pequena cidade, mas a densidade da matéria é 10-15 vezes maior que a densidade do núcleo atômico - uma "pitada" de matéria de estrela de nêutrons pesa mais de 500 milhões de toneladas.

A gravidade "comprime" os elétrons em prótons, transformando-os em nêutrons, razão pela qual as estrelas de nêutrons receberam esse nome. Até recentemente, os cientistas acreditavam que a massa de uma estrela de nêutrons não pode exceder duas massas solares, pois, caso contrário, a gravidade "colapsaria" a estrela em um buraco negro. O estado do interior das estrelas de nêutrons é em grande parte um mistério. Por exemplo, a presença de quarks "livres" e outros partículas elementares, como K-mesons e hyperons em regiões centrais Estrêla de Neutróns.

Os autores do estudo, um grupo de cientistas americanos liderados por Paul Demorest, do National Radio Observatory, estudaram estrela dupla J1614-2230 está a três mil anos-luz da Terra, sendo um de seus componentes uma estrela de nêutrons e o outro uma anã branca.

Ao mesmo tempo, uma estrela de nêutrons é um pulsar, ou seja, uma estrela que emite fluxos de emissão de rádio estreitamente direcionados; como resultado da rotação da estrela, o fluxo de radiação pode ser captado da superfície da Terra usando radiotelescópios em horários diferentes intervalos.

Uma anã branca e uma estrela de nêutrons giram uma em relação à outra. No entanto, a velocidade do sinal de rádio do centro da estrela de nêutrons é afetada pela gravidade da anã branca, ela a "diminui". Os cientistas, medindo o tempo de chegada dos sinais de rádio à Terra, podem determinar com alta precisão a massa do objeto "responsável" pelo atraso do sinal.

"Temos muita sorte com este sistema. Um pulsar de rotação rápida nos dá um sinal vindo de uma órbita perfeitamente posicionada. Além do mais, nossa anã branca é bastante grande para uma estrela desse tipo. Essa combinação única nos permite tirar vantagem total do efeito Shapiro (atraso do sinal gravitacional) e simplifica as medições," diz o co-autor Scott Ransom.

O sistema binário J1614-2230 está localizado de tal forma que pode ser observado quase de lado, ou seja, no plano da órbita. Isso torna mais fácil medir com precisão as massas de suas estrelas constituintes.

Como resultado, a massa do pulsar foi igual a 1,97 massas solares, o que foi um recorde para estrelas de nêutrons.

"Essas medições de massa nos dizem que, se houver quarks no núcleo de uma estrela de nêutrons, eles não podem ser 'livres', mas, muito provavelmente, devem interagir uns com os outros com muito mais força do que em núcleos atômicos 'comuns', " explica o grupo principal de astrofísicos que lidam com esta questão, Feryal Ozel (Feryal Ozel) da Universidade do Arizona.

"Surpreende-me que algo tão simples como a massa de uma estrela de nêutrons possa dizer tanto sobre vários campos física e astronomia", diz Ransom.

Astrofísico Sergey Popov do Estado instituto astronômico nomeado após Sternberg observa que o estudo de estrelas de nêutrons pode dar informação essencial sobre a estrutura da matéria.

"Nos laboratórios terrestres, é impossível estudar a matéria em uma densidade muito maior que a nuclear. E isso é muito importante para entender como o mundo funciona. Felizmente, essa matéria densa existe nas profundezas das estrelas de nêutrons. Para determinar as propriedades disso importa, é muito importante saber qual é a massa máxima que uma estrela de nêutrons pode ter e não se transformar em um buraco negro", disse Popov à RIA Novosti.

Introdução

Ao longo de sua história, a humanidade não parou de tentar entender o universo. O universo é chamado a totalidade de tudo o que existe, todas as partículas materiais do espaço entre essas partículas. Por ideias modernas O universo tem cerca de 14 bilhões de anos.

O tamanho da parte visível do universo é de aproximadamente 14 bilhões de anos-luz (um ano-luz é a distância que a luz percorre no vácuo em um ano). Segundo alguns cientistas, o comprimento do universo é de 90 bilhões de anos-luz. Para tornar conveniente operar com distâncias tão grandes, um valor chamado Parsec é usado. Um parsec é a distância a partir da qual raio médio A órbita da Terra, perpendicular à linha de visão, é visível em um ângulo de um segundo de arco. 1 parsec = 3,2616 anos-luz.

Existe um grande número de objetos diferentes no universo, cujos nomes são bem conhecidos por muitos, como planetas e satélites, estrelas, buracos negros, etc. As estrelas são muito diversas em brilho, tamanho, temperatura e outros parâmetros . As estrelas incluem objetos como anãs brancas, estrelas de nêutrons, gigantes e supergigantes, quasares e pulsares. De particular interesse são os centros das galáxias. De acordo com os conceitos modernos, um buraco negro é adequado para o papel de um objeto localizado no centro de uma galáxia. Os buracos negros são produtos da evolução de estrelas que são únicas em suas propriedades. A validade experimental da existência de buracos negros depende da validade teoria geral relatividade.

Além das galáxias, o universo está repleto de nebulosas (nuvens interestelares compostas de poeira, gás e plasma), radiação relíquia que penetra em todo o universo e outros objetos pouco estudados.

estrelas de nêutrons

Uma estrela de nêutrons é um objeto astronômico, que é um dos produtos finais da evolução das estrelas, consistindo principalmente de um núcleo de nêutrons coberto por uma crosta relativamente fina (? 1 km) de matéria na forma de núcleos atômicos pesados ​​e elétrons. As massas das estrelas de nêutrons são comparáveis ​​à massa do Sol, mas o raio típico é de apenas 10 a 20 quilômetros. É por isso densidade média a substância de tal estrela é várias vezes maior que a densidade do núcleo atômico (que para núcleos pesados ​​​​é em média 2,8 * 1017 kg / m?). A contração gravitacional adicional de uma estrela de nêutrons é impedida pela pressão da matéria nuclear, que surge devido à interação de nêutrons.

Muitas estrelas de nêutrons têm velocidades de rotação extremamente altas, até mil revoluções por segundo. Acredita-se que estrelas de nêutrons nascem durante explosões de supernovas.

As forças gravitacionais nas estrelas de nêutrons são equilibradas pela pressão do gás de nêutrons degenerado, valor máximo a massa de uma estrela de nêutrons é dada pelo limite de Oppenheimer-Volkov, valor numérico que depende da (ainda pouco conhecida) equação do estado da matéria no núcleo da estrela. Existem pré-requisitos teóricos de que, com um aumento ainda maior da densidade, é possível a transformação de estrelas de nêutrons em quarks.

O campo magnético na superfície das estrelas de nêutrons atinge um valor de 1012-1013 Gs (Gs-Gauss é uma unidade de medida de indução magnética), são os processos nas magnetosferas das estrelas de nêutrons os responsáveis ​​​​pela emissão de rádio dos pulsares . Desde a década de 1990, algumas estrelas de nêutrons foram identificadas como magnetares, estrelas com campos magnéticos da ordem de 1014 gauss e superiores. Tais campos (excedendo o valor "crítico" de 4,414 1013 G, no qual a energia de interação de um elétron com um campo magnético excede sua energia de repouso) trazem qualitativamente nova física, uma vez que efeitos relativísticos específicos tornam-se significativos, a polarização vácuo físico etc.

Classificação das estrelas de nêutrons

Os dois principais parâmetros que caracterizam a interação das estrelas de nêutrons com a matéria circundante e, consequentemente, suas manifestações observacionais são o período de rotação e a magnitude do campo magnético. Com o tempo, a estrela gasta seu energia rotacional, e seu período de rotação aumenta. O campo magnético também está enfraquecendo. Por esta razão, uma estrela de nêutrons pode mudar de tipo durante sua vida.

Ejetor (pulsar de rádio) - fortes campos magnéticos e um pequeno período de rotação. No modelo mais simples da magnetosfera, o campo magnético gira rigidamente, ou seja, com a mesma velocidade angular da própria estrela de nêutrons. Em um determinado raio, a velocidade linear de rotação do campo se aproxima da velocidade da luz. Este raio é chamado de raio do cilindro leve. Além desse raio, o campo dipolo usual não pode existir, então as linhas de força do campo se interrompem neste ponto. As partículas carregadas que se movem ao longo das linhas do campo magnético podem deixar uma estrela de nêutrons através desses penhascos e voar para o infinito. Uma estrela de nêutrons desse tipo ejeta (expele, empurra para fora) partículas carregadas relativísticas que irradiam na faixa de rádio. Para um observador, os ejetores parecem pulsares de rádio.

Hélice - a velocidade de rotação já é insuficiente para a ejeção de partículas, então tal estrela não pode ser um pulsar de rádio. No entanto, ainda é grande, e a matéria capturada pelo campo magnético ao redor da estrela de nêutrons não pode cair, ou seja, não ocorre o acúmulo de matéria. Estrelas de nêutrons desse tipo praticamente não têm manifestações observáveis ​​e são pouco estudadas.

Accretor (pulsar de raios-X) - a velocidade de rotação é reduzida a tal ponto que agora nada impede que a substância caia em tal estrela de nêutrons. O plasma, caindo, se move ao longo das linhas do campo magnético e atinge uma superfície sólida perto dos pólos de uma estrela de nêutrons, aquecendo até dezenas de milhões de graus. Uma substância aquecida a temperaturas tão altas brilha na faixa de raios-X. A área em que a matéria em queda colide com a superfície da estrela é muito pequena - apenas cerca de 100 metros. Este ponto quente, devido à rotação da estrela, desaparece periodicamente de vista, o que o observador percebe como pulsações. Esses objetos são chamados de pulsares de raios-X.

Georotador - a velocidade de rotação dessas estrelas de nêutrons é pequena e não impede a acreção. Mas as dimensões da magnetosfera são tais que o plasma é interrompido pelo campo magnético antes de ser capturado pela gravidade. Um mecanismo semelhante opera na magnetosfera da Terra, devido ao qual dado tipo e recebeu seu nome.

Na astrofísica, como aliás em qualquer outro ramo da ciência, o mais interessante problemas evolutivos associado com as velhas questões "o que aconteceu?" e isso será?". O que acontecerá com uma massa estelar aproximadamente igual à massa do nosso Sol, já sabemos. Tal estrela, passando pelo palco gigante vermelho, se tornará anã branca. As anãs brancas no diagrama de Hertzsprung-Russell estão fora da sequência principal.

As anãs brancas são o fim da evolução das estrelas de massa solar. Eles são uma espécie de beco sem saída evolutivo. Extinção lenta e calma - o fim do caminho de todas as estrelas com massa menor que o sol. E as estrelas mais massivas? Vimos que a vida deles é cheia de acontecimentos turbulentos. Mas surge uma questão natural: como terminam os monstruosos cataclismos observados na forma de explosões de supernovas?

Em 1054, uma estrela convidada brilhou no céu. Era visível no céu mesmo durante o dia e só apagou depois de alguns meses. Hoje vemos os restos desta catástrofe estelar na forma de um objeto óptico brilhante, designado M1 no catálogo da nebulosa Monsieur. é famoso nebulosa do caranguejo- o remanescente de uma explosão de supernova.

Na década de 40 do nosso século, o astrônomo americano W. Baade começou a estudar parte central"Caranguejo" para tentar encontrar um remanescente estelar de uma explosão de supernova no centro da nebulosa. Aliás, o nome “caranguejo” foi dado a esse objeto no século 19 pelo astrônomo inglês Lord Ross. Baade encontrou um candidato a remanescente estelar na forma de um asterisco de 17m.

Mas o astrônomo não teve sorte, não tinha uma técnica adequada para um estudo detalhado e, portanto, não percebeu que essa estrela estava piscando, pulsando. Se o período dessas pulsações de brilho não fosse de 0,033 segundos, mas, digamos, vários segundos, Baade sem dúvida teria notado isso, e então a honra de descobrir o primeiro pulsar não pertenceria a A. Hewish e D. Bell.

Dez anos antes de Baade apontar seu telescópio para o centro nebulosa do caranguejo , os físicos teóricos começaram a investigar o estado da matéria em densidades superiores à densidade das anãs brancas (106 - 107 g/cm3). O interesse nesta questão surgiu em conexão com o problema dos estágios finais da evolução estelar. Curiosamente, um dos co-autores dessa ideia foi o mesmo Baade, que acabou de conectar o próprio fato da existência de uma estrela de nêutrons com a explosão de uma supernova.

Se a matéria for comprimida a densidades superiores à densidade das anãs brancas, começam os chamados processos de neutronização. A pressão monstruosa dentro da estrela “conduz” elétrons para núcleos atômicos. Em condições normais, um núcleo que absorveu elétrons será instável porque contém uma quantidade excessiva de nêutrons. No entanto, este não é o caso em estrelas compactas. À medida que a densidade da estrela aumenta, os elétrons do gás degenerado são gradualmente absorvidos pelos núcleos e, pouco a pouco, a estrela se transforma em uma gigante. Estrêla de Neutróns- uma gota. degenerar gás de elétronsé substituído por um gás de nêutrons degenerado com uma densidade de 1014–1015 g/cm3. Em outras palavras, a densidade de uma estrela de nêutrons é bilhões de vezes maior que a de uma anã branca.

Por muito tempo, essa configuração monstruosa da estrela foi considerada um jogo da mente dos teóricos. Demorou mais de trinta anos para a natureza confirmar essa previsão notável. Na mesma década de 30, outro foi feito descoberta importante, que teve uma influência decisiva em toda a teoria da evolução estelar. Chandrasekhar e L. Landau estabeleceram que para uma estrela que esgotou suas fontes energia nuclear, existe alguma massa limitante quando a estrela ainda está estável. Com essa massa, a pressão do gás degenerado ainda é capaz de resistir às forças da gravidade. Como consequência, a massa de estrelas degeneradas (anãs brancas, estrelas de nêutrons) tem um limite finito (o limite de Chandrasekhar), ultrapassando o que causa uma compressão catastrófica da estrela, seu colapso.

Observe que se a massa do núcleo da estrela estiver entre 1,2 M e 2,4 M, o "produto" final da evolução dessa estrela deve ser uma estrela de nêutrons. Com uma massa central de menos de 1,2 M, a evolução acabará levando ao nascimento de uma anã branca.

O que é uma estrela de nêutrons? Conhecemos sua massa, sabemos também que consiste principalmente de nêutrons, cujos tamanhos também são conhecidos. A partir daqui é fácil determinar o raio da estrela. Acontece que está perto de... 10 quilômetros! Determinar o raio de tal objeto de fato não é difícil, mas é muito difícil visualizar que uma massa próxima à massa do Sol pode ser colocada em um objeto cujo diâmetro é ligeiramente maior que o comprimento da Rua Profsoyuznaya em Moscou. Esta é uma gota nuclear gigante, o supernúcleo de um elemento que não se encaixa em nenhum sistemas periódicos e tem uma estrutura inesperada e peculiar.

A substância de uma estrela de nêutrons tem as propriedades de um líquido superfluido! À primeira vista, esse fato é difícil de acreditar, mas é verdade. Comprimida a densidades monstruosas, a substância se assemelha até certo ponto ao hélio líquido. Além disso, não devemos esquecer que a temperatura de uma estrela de nêutrons é da ordem de um bilhão de graus e, como sabemos, a superfluidez em condições terrenas aparece apenas em temperaturas muito baixas.

É verdade que, para o comportamento da própria estrela de nêutrons, a temperatura não desempenha um papel especial, pois sua estabilidade é determinada pela pressão do gás de nêutrons degenerado - líquido. A estrutura de uma estrela de nêutrons em muitos aspectos se assemelha à estrutura de um planeta. Além do “manto”, composto por uma substância com propriedades surpreendentes de um líquido supercondutor, essa estrela possui uma crosta fina e sólida com cerca de um quilômetro de espessura. Supõe-se que a casca tenha uma estrutura cristalina peculiar. Peculiar porque, ao contrário dos cristais que conhecemos, onde a estrutura do cristal depende da configuração das camadas eletrônicas do átomo, no núcleo de uma estrela de nêutrons, os núcleos atômicos são desprovidos de elétrons. Portanto, eles formam uma rede semelhante às redes cúbicas de ferro, cobre, zinco, mas, portanto, em imensuravelmente mais altas densidades. Em seguida vem o manto, cujas propriedades já falamos. No centro de uma estrela de nêutrons, as densidades atingem 1015 gramas por centímetro cúbico. Em outras palavras, uma colher de chá da substância dessa estrela pesa bilhões de toneladas. Supõe-se que no centro de uma estrela de nêutrons, Educação continuada todos conhecidos na física nuclear, bem como partículas elementares exóticas ainda não descobertas.

Estrelas de nêutrons esfriam rapidamente. As estimativas mostram que, nos primeiros dez a cem mil anos, a temperatura cai de vários bilhões para centenas de milhões de graus. Estrelas de nêutrons giram rapidamente, e isso leva a uma série de consequências muito interessantes. A propósito, é o tamanho pequeno da estrela que permite que ela permaneça intacta durante uma rotação rápida. Se seu diâmetro não fosse 10, mas, digamos, 100 quilômetros, ele simplesmente seria dilacerado por forças centrífugas.

Já falamos sobre a intrigante história da descoberta dos pulsares. Imediatamente foi lançada a ideia de que o pulsar é uma estrela de nêutrons em rápida rotação, pois de todas as configurações estelares conhecidas, apenas ela poderia permanecer estável, girando em alta velocidade. Foi o estudo dos pulsares que permitiu chegar à notável conclusão de que as estrelas de nêutrons descobertas "na ponta da caneta" pelos teóricos realmente existem na natureza e surgem como resultado de explosões de supernovas. As dificuldades em detectá-las na faixa óptica são óbvias, pois, devido ao seu pequeno diâmetro, a maioria das estrelas de nêutrons não pode ser vista nos telescópios mais poderosos, embora, como vimos, haja exceções aqui - um pulsar em nebulosa do caranguejo.

Assim, os astrônomos descobriram uma nova classe de objetos - pulsares, estrelas de nêutrons em rápida rotação. Surge uma pergunta natural: qual é o motivo de uma rotação tão rápida de uma estrela de nêutrons, por que, de fato, ela deveria girar em torno de seu eixo com grande velocidade?

A razão desse fenômeno é simples. Sabemos bem como um patinador pode aumentar a velocidade de rotação quando pressiona os braços contra o corpo. Ao fazer isso, ele usa a lei da conservação do momento angular. Essa lei nunca é violada, e é ele quem, durante a explosão de uma supernova, muitas vezes aumenta a velocidade de rotação de seu remanescente - um pulsar.

De fato, durante o colapso de uma estrela, sua massa (o que resta após a explosão) não muda e o raio diminui cerca de cem mil vezes. Mas o momento angular, que é igual ao produto da velocidade de rotação equatorial vezes a massa vezes o raio, permanece o mesmo. A massa não muda, portanto, a velocidade deve aumentar nas mesmas centenas de milhares de vezes.

Vamos considerar um exemplo simples. Nosso Sol gira lentamente em torno de seu próprio eixo. O período dessa rotação é de aproximadamente 25 dias. Portanto, se o Sol de repente se tornasse uma estrela de nêutrons, o período de sua rotação diminuiria para um décimo de milésimo de segundo.

A segunda consequência importante das leis de conservação é que as estrelas de nêutrons devem ser fortemente magnetizadas. De fato, em qualquer processo natural, não podemos simplesmente pegar e destruir o campo magnético (se ele já existir). As linhas magnéticas de força estão sempre conectadas com a matéria altamente condutora de eletricidade da estrela. Valor fluxo magnético na superfície da estrela é igual ao produto da intensidade do campo magnético e o quadrado do raio da estrela. Este valor é estritamente constante. É por isso que, quando uma estrela se contrai, o campo magnético deve aumentar muito. Vamos nos debruçar sobre esse fenômeno com mais detalhes, pois é precisamente esse fenômeno que determina muitas das propriedades surpreendentes dos pulsares.

Na superfície da nossa Terra, você pode medir a força do campo magnético. Obteremos um pequeno valor de cerca de um gauss. Em um bom laboratório físico, pode-se obter campos magnéticos de um milhão de gauss. Na superfície das anãs brancas, a força do campo magnético atinge cem milhões de gauss. Perto do campo ainda mais forte - até dez bilhões de gauss. Mas na superfície de uma estrela de nêutrons, a natureza atinge um recorde absoluto. Aqui, a força do campo pode ser centenas de milhares de bilhões de gauss. O vazio em uma jarra de litro contendo tal campo dentro pesaria cerca de mil toneladas.

Esses campos magnéticos fortes não podem deixar de afetar (é claro, em combinação com campo gravitacional) sobre a natureza da interação de uma estrela de nêutrons com a matéria circundante. Afinal, ainda não falamos sobre por que os pulsares têm grande atividade, por que emitem ondas de rádio. E não apenas ondas de rádio. Até o momento, os astrofísicos estão bem cientes dos pulsares de raios X observados apenas em sistemas binários, fontes de raios gama com propriedades incomuns, os chamados geradores de raios-X.

Para imaginar os vários mecanismos de interação de uma estrela de nêutrons com a matéria, vamos nos voltar para a teoria geral de uma mudança lenta nos modos de interação das estrelas de nêutrons com a matéria. meio Ambiente. Consideremos brevemente as principais etapas dessa evolução. Estrelas de nêutrons - remanescentes de supernovas - inicialmente giram muito rapidamente com um período de 10 -2 - 10 -3 segundos. Com uma rotação tão rápida, a estrela emite ondas de rádio, radiação eletromagnética, partículas.

Um dos mais propriedades incríveis pulsares é o poder monstruoso de sua radiação, bilhões de vezes maior que o poder de radiação dos interiores estelares. Assim, por exemplo, a potência da emissão de rádio do pulsar no "Caranguejo" atinge 1031 erg / s, na óptica - 1034 erg / s, que é muito mais do que a potência de radiação do Sol. Este pulsar irradia ainda mais nas faixas de raios X e raios gama.

Como esses geradores de energia natural são organizados? Todos os pulsares de rádio têm um propriedade comum, que serviu de chave para desvendar o mecanismo de sua ação. Essa propriedade reside no fato de que o período de emissão do pulso não permanece constante, ele aumenta lentamente. Vale a pena notar que essa propriedade de estrelas de nêutrons em rotação foi prevista pela primeira vez por teóricos e depois confirmada experimentalmente muito rapidamente. Assim, em 1969, descobriu-se que o período de radiação dos pulsos do pulsar no "Caranguejo" está crescendo 36 bilionésimos de segundo por dia.

Não discutiremos agora como esses pequenos intervalos de tempo são medidos. Para nós, é importante o próprio fato do aumento do período entre os pulsos, o que, aliás, permite estimar também a idade dos pulsares. Mas ainda assim, por que um pulsar emite pulsos de emissão de rádio? Este fenômeno não é totalmente explicado dentro da estrutura de qualquer teoria completa. Mas uma imagem qualitativa do fenômeno pode, no entanto, ser desenhada.

O fato é que o eixo de rotação de uma estrela de nêutrons não coincide com seu eixo magnético. É bem conhecido da eletrodinâmica que, se um ímã for girado no vácuo em torno de um eixo que não coincide com o magnético, a radiação eletromagnética aparecerá exatamente na frequência de rotação do ímã. Ao mesmo tempo, a velocidade de rotação do ímã será desacelerada. Isso é compreensível a partir de considerações gerais, pois se não houvesse frenagem, teríamos simplesmente uma máquina de movimento perpétuo.

Assim, nosso transmissor extrai a energia dos pulsos de rádio da rotação da estrela, e seu campo magnético é, por assim dizer, a correia de transmissão da máquina. O processo real é muito mais complicado, pois um ímã girando no vácuo é apenas parcialmente análogo a um pulsar. Afinal, uma estrela de nêutrons não gira no vácuo, ela é cercada por uma poderosa magnetosfera, uma nuvem de plasma, e este é um bom condutor, fazendo seus próprios ajustes na imagem simples e bastante esquemática que desenhamos. Como resultado da interação do campo magnético do pulsar com a magnetosfera ao seu redor, são formados feixes estreitos de radiação direcional que, com um "arranjo dos luminares" favorável, podem ser observados em várias partes da galáxia, em especial na Terra.

A rápida rotação de um pulsar de rádio no início de sua vida causa mais do que apenas emissão de rádio. Uma parte significativa da energia também é transportada por partículas relativísticas. À medida que a velocidade de rotação do pulsar diminui, a pressão de radiação diminui. Antes disso, a radiação lançava plasma para longe do pulsar. Agora a matéria circundante começa a cair sobre a estrela e extingue sua radiação. Esse processo pode ser especialmente eficiente se o pulsar entrar em um sistema binário. Em tal sistema, especialmente se estiver próximo o suficiente, o pulsar puxa a matéria de um companheiro "normal" para si.

Se o pulsar for jovem e cheio de energia, sua emissão de rádio ainda é capaz de “irromper” para o observador. Mas o velho pulsar não é mais capaz de combater a acreção e "extingue" a estrela. À medida que a rotação do pulsar diminui, outros processos notáveis ​​começam a aparecer. Como o campo gravitacional de uma estrela de nêutrons é muito poderoso, o acréscimo de matéria libera uma quantidade significativa de energia na forma de raios-X. Se em um sistema binário um companheiro normal der ao pulsar uma quantidade apreciável de matéria, aproximadamente 10 -5 - 10 -6 M por ano, a estrela de nêutrons será observada não como um pulsar de rádio, mas como um pulsar de raios-X.

Mas isso não é tudo. Em alguns casos, quando a magnetosfera de uma estrela de nêutrons está próxima de sua superfície, a matéria começa a se acumular ali, formando uma espécie de casca da estrela. Esta casca pode criar condições fávoraveis para a passagem de reações termonucleares, e então podemos ver uma explosão de raios-X no céu (da palavra inglesa burst - “flash”).

A rigor, esse processo não deve nos parecer inesperado, já falamos dele em relação às anãs brancas. No entanto, as condições na superfície de uma anã branca e de uma estrela de nêutrons são muito diferentes e, portanto, as explosões de raios-X estão inequivocamente associadas precisamente com estrelas de nêutrons. Explosões termonucleares são observadas por nós na forma de flashes de raios X e, talvez, explosões de raios gama. De fato, algumas explosões de raios gama podem ser, aparentemente, devidas a explosões termonucleares na superfície de estrelas de nêutrons.

Mas voltando aos pulsares de raios-X. O mecanismo de sua radiação, é claro, é completamente diferente do dos bursters. As fontes de energia nuclear não desempenham mais nenhum papel aqui. A energia cinética da própria estrela de nêutrons também não pode ser consistente com os dados observacionais.

Tomemos, por exemplo, a fonte de raios-X Centaurus X-1. Sua potência é de 10 erg/seg. Portanto, a reserva dessa energia poderia ser suficiente para apenas um ano. Além disso, é bastante óbvio que o período de rotação da estrela neste caso teria que aumentar. No entanto, em muitos pulsares de raios-X, ao contrário dos pulsares de rádio, o período entre os pulsos diminui com o tempo. Portanto, não se trata da energia cinética de rotação. Como funcionam os pulsares de raios-X?

Lembramos que eles aparecem em sistemas binários. É aí que os processos de acreção são especialmente eficazes. A velocidade da matéria caindo sobre uma estrela de nêutrons pode atingir um terço da velocidade da luz (100.000 quilômetros por segundo). Então, um grama de matéria liberará uma energia de 1020 erg. E para garantir uma liberação de energia de 1037 erg/s, é necessário que o fluxo de matéria para a estrela de nêutrons seja de 1017 gramas por segundo. Isso, em geral, não é muito, cerca de um milésimo da massa da Terra por ano.

O fornecedor de material pode ser um companheiro óptico. Um jato de gás fluirá continuamente de uma parte de sua superfície em direção à estrela de nêutrons. Ele fornecerá energia e matéria ao disco de acreção formado em torno da estrela de nêutrons.

Como a estrela de nêutrons tem um enorme campo magnético, o gás "fluirá" ao longo das linhas de força magnética em direção aos pólos. É ali, em "manchas" relativamente pequenas, da ordem de apenas um quilômetro, que se desenrolam os processos de produção da mais potente radiação de raios X, de escala grandiosa. Os raios X são emitidos por elétrons relativísticos e comuns que se movem no campo magnético de um pulsar. O gás que cai sobre ele também pode “alimentar” sua rotação. É por isso que é precisamente nos pulsares de raios-X que uma diminuição no período de rotação é observada em vários casos.

Fontes de raios X em sistemas binários são um dos fenômenos mais notáveis ​​no espaço. São poucos, provavelmente não mais do que uma centena em nossa Galáxia, mas sua importância é enorme, não só do ponto de vista, em particular para a compreensão do tipo I. Os sistemas binários fornecem a maneira mais natural e eficiente para o fluxo de matéria de estrela para estrela, e é aqui (devido ao relativamente mudança rápida massas estelares), podemos encontrar várias opções de evolução “acelerada”.

Outra consideração interessante. Sabemos como é difícil, se não impossível, estimar a massa de uma única estrela. Mas como as estrelas de nêutrons fazem parte de sistemas binários, pode acontecer que, mais cedo ou mais tarde, seja possível determinar empiricamente (e isso é extremamente importante!) A massa limite de uma estrela de nêutrons, bem como obter informações diretas sobre sua origem .

Remanescente de supernova Korma-A, no centro da qual está uma estrela de nêutrons

As estrelas de nêutrons são os remanescentes de estrelas massivas que chegaram ao fim de sua caminho evolutivo no tempo e no espaço.

Esses objetos interessantes nascem de gigantes gigantes que têm quatro a oito vezes o tamanho do nosso Sol. Acontece em uma explosão de supernova.

Após essa explosão, as camadas externas são ejetadas para o espaço, o núcleo permanece, mas não é mais capaz de suportar fusão nuclear. Sem pressão externa das camadas sobrejacentes, ela colapsa e encolhe catastroficamente.

Apesar de seu pequeno diâmetro - cerca de 20 km, as estrelas de nêutrons possuem 1,5 vezes a massa do nosso Sol. Assim, eles são incrivelmente densos.

Uma pequena colher de matéria estelar na Terra pesaria cerca de cem milhões de toneladas. Nele, prótons e elétrons são combinados em nêutrons - esse processo é chamado de neutronização.

Composto

Sua composição é desconhecida; supõe-se que eles possam consistir em um líquido superfluido de nêutrons. Eles têm uma atração gravitacional extremamente forte, muito mais forte que a da Terra e até mesmo do Sol. Essa força gravitacional é especialmente impressionante porque tem um tamanho pequeno.
Todos eles giram em torno de um eixo. Durante a compressão, o momento angular de rotação é preservado e, devido à diminuição do tamanho, a velocidade de rotação aumenta.

por causa de grande velocidade rotação, a superfície externa, que é uma "crosta" sólida, ocorre periodicamente rachaduras e "terremotos", que diminuem a velocidade de rotação e despejam o "excesso" de energia no espaço.

A pressão avassaladora que existe no núcleo pode ser semelhante à que existia na época do big bang, mas infelizmente não pode ser simulada na Terra. Portanto, esses objetos são laboratórios naturais ideais onde podemos observar energias inacessíveis na Terra.

pulsares de rádio

Os pulsares de rádio foram descobertos no final de 1967 pela estudante de pós-graduação Jocelyn Bell Burnell como fontes de rádio que pulsam em uma frequência constante.
A radiação emitida pela estrela é visível como uma fonte de radiação pulsante ou pulsar.

Representação esquemática da rotação de uma estrela de nêutrons

Os pulsares de rádio (ou simplesmente um pulsar) são estrelas de nêutrons giratórias cujos jatos de partículas se movem quase à velocidade da luz, como um feixe de farol giratório.

Após rotação contínua, por vários milhões de anos, os pulsares perdem sua energia e se tornam estrelas de nêutrons normais. Apenas cerca de 1.000 pulsares são conhecidos hoje, embora possa haver centenas deles na galáxia.

Pulsar de rádio na Nebulosa do Caranguejo

Algumas estrelas de nêutrons emitem raios-X. A famosa Nebulosa do Caranguejo bom exemplo tal objeto formado durante uma explosão de supernova. Esta explosão de supernova foi observada em 1054 AD.

vento pulsar, vídeo Chandra

Um pulsar de rádio na Nebulosa do Caranguejo fotografado com telescópio espacial Filtro Hubble através de 547 nm ( luz verde) de 7 de agosto de 2000 a 17 de abril de 2001.

magnetares

As estrelas de nêutrons têm um campo magnético milhões de vezes mais forte que o campo magnético mais forte produzido na Terra. Eles também são conhecidos como magnetares.

Planetas perto de estrelas de nêutrons

Até agora, quatro são conhecidos por terem planetas. Quando está em um sistema binário, é possível medir sua massa. Desses sistemas binários na faixa de rádio ou raios-X, as massas medidas das estrelas de nêutrons eram cerca de 1,4 vezes a massa do Sol.

Sistemas duplos

Um tipo completamente diferente de pulsar é visto em alguns binários de raios-X. Nesses casos, uma estrela de nêutrons e uma comum formam um sistema binário. Um forte campo gravitacional puxa o material de uma estrela comum. O material que cai sobre ele durante o processo de acreção aquece tanto que produz raios-X. Os raios X pulsados ​​são visíveis quando pontos quentes em um pulsar giratório passam pela linha de visão da Terra.

Por sistemas binários contendo um objeto desconhecido, essa informação ajuda a distinguir se é uma estrela de nêutrons ou, por exemplo, um buraco negro, porque os buracos negros são muito mais massivos.

Frequentemente chamadas de estrelas de nêutrons "mortas", são objetos incríveis. O estudo deles em décadas recentes tornou-se uma das áreas mais interessantes e descobertas da astrofísica. O interesse pelas estrelas de nêutrons se deve não apenas ao mistério de sua estrutura, mas também à sua densidade colossal e aos campos magnéticos e gravitacionais mais fortes. o assunto esta ai condição especial, assemelhando-se a um enorme núcleo atômico, e essas condições não podem ser reproduzidas em laboratórios terrestres.

Nascimento na ponta de uma caneta

A descoberta em 1932 de uma nova partícula elementar, o nêutron, fez os astrofísicos pensarem sobre o papel que ela poderia desempenhar na evolução das estrelas. Dois anos depois, foi sugerido que as explosões de supernovas estão associadas à transformação de estrelas comuns em estrelas de nêutrons. Em seguida, a estrutura e os parâmetros deste último foram calculados e ficou claro que, se estrelas pequenas (como o nosso Sol) se transformam em anãs brancas no final de sua evolução, as mais pesadas se tornam de nêutrons. Em agosto de 1967, radioastrônomos, enquanto estudavam as cintilações de fontes de rádio cósmicas, descobriram sinais estranhos - pulsos de emissão de rádio muito curtos, com cerca de 50 milissegundos de duração, foram registrados, repetindo-se após um intervalo de tempo estritamente definido (da ordem de um segundo). Era completamente diferente da imagem caótica usual de flutuações irregulares aleatórias na emissão de rádio. Após uma verificação minuciosa de todo o equipamento, veio a confiança de que os impulsos eram de origem extraterrestre. É difícil surpreender os astrônomos com objetos emitindo com intensidade variável, mas em este caso o período foi tão curto e os sinais tão regulares que os cientistas sugeriram seriamente que poderiam ser mensagens de civilizações extraterrestres.

Portanto, o primeiro pulsar foi nomeado LGM-1 (de inglês pequeno Green Men "Little Green Men"), embora as tentativas de encontrar algum significado nos impulsos recebidos tenham terminado em vão. Logo, mais 3 fontes de rádio pulsantes foram descobertas. Seu período novamente acabou sendo muito menor do que os tempos característicos de oscilação e rotação de todos os objetos astronômicos conhecidos. Devido à natureza impulsiva da radiação, novos objetos passaram a ser chamados de pulsares. Essa descoberta literalmente agitou a astronomia, e relatórios sobre a descoberta de pulsares começaram a chegar de muitos observatórios de rádio. Após a descoberta de um pulsar na Nebulosa do Caranguejo, que surgiu devido à explosão de uma supernova em 1054 (esta estrela era visível durante o dia, como os chineses, árabes e norte-americanos mencionam em seus anais), ficou claro que os pulsares são de alguma forma conectado com explosões de supernovas.

Muito provavelmente, os sinais vieram do objeto deixado após a explosão. Demorou muito até que os astrofísicos percebessem que os pulsares eram as estrelas de nêutrons em rápida rotação que eles estavam procurando.

nebulosa do caranguejo
A eclosão dessa supernova (foto acima), brilhando no céu da Terra com mais brilho que Vênus e visível mesmo durante o dia, ocorreu em 1054 de acordo com os relógios terrestres. Quase 1.000 anos é um tempo muito curto para os padrões cósmicos e, ainda assim, durante esse tempo, a mais bela Nebulosa do Caranguejo conseguiu se formar a partir dos restos da estrela que explodiu. Esta imagem é uma composição de duas fotos: uma delas foi obtida por um espaço telescópio óptico Hubble (tons de vermelho), outro telescópio de raios X Chandra (azul). É claramente visto que os elétrons de alta energia que emitem na faixa de raios X perdem sua energia muito rapidamente, portanto cores azuis prevalecem apenas na parte central da nebulosa.
A combinação das duas imagens ajuda a entender com mais precisão o mecanismo de operação desse incrível gerador espacial, que emite oscilações eletromagnéticas da mais ampla faixa de frequência, desde gama quanta até ondas de rádio. Embora a maioria das estrelas de nêutrons tenha sido detectada por emissão de rádio, elas ainda emitem a maior quantidade de energia nas faixas gama e raios-x. As estrelas de nêutrons nascem muito quentes, mas esfriam rapidamente e já com mil anos têm uma temperatura de superfície de cerca de 1.000.000 K. Portanto, apenas estrelas de nêutrons jovens brilham na faixa de raios-X devido à radiação puramente térmica.

física do pulsar
Um pulsar é simplesmente um enorme pião magnetizado girando em torno de um eixo que não coincide com o eixo do ímã. Se nada caísse sobre ele e ele não emitisse nada, então sua emissão de rádio teria uma frequência de rotação e nunca a ouviríamos na Terra. Mas o fato é que esse pião tem uma massa colossal e alta temperatura de superfície, e o campo magnético rotativo cria um campo elétrico de enorme intensidade, capaz de acelerar prótons e elétrons a velocidades quase da luz. Além disso, todas essas partículas carregadas que circulam pelo pulsar estão presas em uma armadilha de seu colossal campo magnético. E apenas dentro de um pequeno ângulo sólido próximo ao eixo magnético, eles podem se libertar (estrelas de nêutrons têm os campos magnéticos mais fortes do Universo, chegando a 10 10 10 14 gauss, para comparação: o campo terrestre é de 1 gauss, o solar 1050 gauss) . São esses fluxos de partículas carregadas que são a fonte dessa emissão de rádio, segundo a qual foram descobertos pulsares, que mais tarde se revelaram estrelas de nêutrons. Como o eixo magnético de uma estrela de nêutrons não coincide necessariamente com o eixo de sua rotação, quando a estrela gira, um fluxo de ondas de rádio se propaga no espaço como o feixe de um farol piscando cortando a escuridão circundante apenas por um momento.

Imagens de raios X do pulsar da Nebulosa do Caranguejo nos estados ativo (esquerda) e normal (direita)

vizinho mais próximo
Este pulsar está a apenas 450 anos-luz da Terra e é um sistema binário de uma estrela de nêutrons e uma anã branca com um período orbital de 5,5 dias. Os raios-X suaves recebidos pelo satélite ROSAT são emitidos pelas calotas polares PSR J0437-4715 aquecidas a dois milhões de graus. No processo de sua rápida rotação (o período deste pulsar é de 5,75 milissegundos), ele se volta para a Terra com um ou outro pólo magnético, como resultado, a intensidade do fluxo de raios gama muda em 33%. objeto brilhante ao lado de um pequeno pulsar, esta é uma galáxia distante, que por algum motivo brilha ativamente na parte de raios-X do espectro.

Gravidade onipotente

De acordo com teoria moderna estrelas massivas terminam suas vidas em uma explosão colossal que transforma a maioria delas em uma nebulosa gasosa em expansão. Como resultado, do gigante, muitas vezes maior que o nosso Sol em tamanho e massa, resta um objeto quente e denso de cerca de 20 km de tamanho, com uma atmosfera rarefeita (feita de hidrogênio e íons mais pesados) e um campo gravitacional 100 bilhões de vezes maior que o da terra. Eles a chamaram de estrela de nêutrons, acreditando que ela consiste principalmente de nêutrons. A substância de uma estrela de nêutrons é a forma mais densa de matéria (uma colher de chá desse supernúcleo pesa cerca de um bilhão de toneladas). O curtíssimo período de sinais emitidos pelos pulsares foi o primeiro e mais importante argumento a favor do fato de serem estrelas de nêutrons, que possuem um enorme campo magnético e giram a uma velocidade vertiginosa. Somente objetos densos e compactos (com apenas algumas dezenas de quilômetros de tamanho) com um poderoso campo gravitacional podem suportar tal velocidade de rotação sem quebrar em pedaços devido às forças centrífugas da inércia.

Uma estrela de nêutrons consiste em um líquido de nêutrons com uma mistura de prótons e elétrons. O "líquido nuclear", que lembra muito uma substância dos núcleos atômicos, é 1014 vezes mais denso que a água comum. Essa enorme diferença é bastante compreensível, porque os átomos consistem principalmente de espaço vazio, no qual cerca de um minúsculo núcleo pesado elétrons leves esvoaçantes. O núcleo contém quase toda a massa, já que prótons e nêutrons são 2.000 vezes mais pesados ​​que os elétrons. As forças extremas que ocorrem durante a formação de uma estrela de nêutrons comprimem os átomos para que os elétrons pressionados nos núcleos se combinem com prótons para formar nêutrons. Assim nasce uma estrela, quase inteiramente composta por nêutrons. O líquido nuclear superdenso, se trazido para a Terra, explodiria como bomba nuclear, mas em uma estrela de nêutrons é estável devido à enorme pressão gravitacional. No entanto, nas camadas externas de uma estrela de nêutrons (como, de fato, de todas as estrelas), a pressão e a temperatura caem, formando uma crosta sólida com cerca de um quilômetro de espessura. Acredita-se que consiste principalmente de núcleos de ferro.

Instantâneo
Acontece que o colossal flash de raios-X de 5 de março de 1979 ocorreu muito além de nossa Galáxia, no satélite da Grande Nuvem de Magalhães de nossa Via Láctea, localizado a uma distância de 180 mil anos-luz da Terra. O processamento conjunto da explosão de raios gama de 5 de março registrada por sete espaçonaves tornou possível determinar com precisão a posição este objeto, e o fato de estar localizado precisamente na Nuvem de Magalhães está praticamente fora de dúvida hoje.

O evento que aconteceu nesta estrela distante há 180 mil anos é difícil de imaginar, mas então explodiu como 10 supernovas, mais de 10 vezes a luminosidade de todas as estrelas da nossa Galáxia. O ponto brilhante na parte superior da figura é o longo e conhecido pulsar SGR, e o contorno irregular é a posição mais provável do objeto que entrou em erupção em 5 de março de 1979.

Origem da estrela de nêutrons
Uma explosão de supernova é simplesmente a conversão de parte da energia gravitacional em energia térmica. Quando a velha estrela fica sem combustível e reação termonuclear não pode mais aquecer suas entranhas até a temperatura necessária, ocorre uma espécie de colapso - o colapso da nuvem de gás em seu centro de gravidade. A energia liberada ao mesmo tempo espalha as camadas externas da estrela em todas as direções, formando uma nebulosa em expansão. Se a estrela for pequena, como o nosso Sol, ocorre um flash e uma anã branca é formada. Se a massa da estrela for mais de 10 vezes a do Sol, esse colapso leva à explosão de uma supernova e uma estrela de nêutrons comum é formada. Se uma supernova entrar em erupção completamente grande estrela, com uma massa de 2040 Solar, e uma estrela de nêutrons com massa maior que três Sóis é formada, então o processo de compressão gravitacional torna-se irreversível e um buraco negro é formado.

Estrutura interna
A crosta dura das camadas externas de uma estrela de nêutrons é composta de núcleos atômicos pesados ​​dispostos em uma rede cúbica, com elétrons voando livremente entre eles, semelhantes aos metais da Terra, só que muito mais densos.

Questão aberta

Embora as estrelas de nêutrons tenham sido intensamente estudadas por cerca de três décadas, sua estrutura interna não é conhecido com certeza. Além disso, não há certeza absoluta de que realmente consistem principalmente de nêutrons. À medida que nos aprofundamos na estrela, a pressão e a densidade aumentam, e a matéria pode ser tão comprimida que se divide em quarks, os blocos de construção dos prótons e nêutrons. De acordo com a cromodinâmica quântica moderna, os quarks não podem existir em um estado livre, mas são combinados em "triplos" e "dois" inseparáveis. Mas, talvez, no limite do núcleo interno de uma estrela de nêutrons, a situação mude e os quarks saiam de seu confinamento. Para entender melhor a natureza de uma estrela de nêutrons e da matéria quark exótica, os astrônomos precisam determinar a relação entre a massa de uma estrela e seu raio (densidade média). Ao examinar estrelas de nêutrons com companheiras, pode-se medir com precisão sua massa, mas determinar o diâmetro é muito mais difícil. Mais recentemente, cientistas usando as capacidades do satélite de raios X XMM-Newton descobriram uma maneira de estimar a densidade de estrelas de nêutrons com base no desvio gravitacional para o vermelho. A incomum das estrelas de nêutrons também reside no fato de que, com a diminuição da massa de uma estrela, seu raio aumenta, como resultado, as estrelas de nêutrons mais massivas têm o menor tamanho.

Viúva Negra
A explosão de uma supernova muitas vezes informa um pulsar recém-nascido de velocidade considerável. Tal estrela voadora com um campo magnético decente perturba fortemente o gás ionizado que preenche o espaço interestelar. Uma espécie de onda de choque é formada, correndo à frente da estrela e divergindo em um amplo cone depois dela. A imagem ótica combinada (parte azul-esverdeada) e de raios-X (tons de vermelho) mostra que aqui estamos lidando não apenas com uma nuvem luminosa de gás, mas com um enorme fluxo de partículas elementares emitidas por este pulsar de milissegundos. Velocidade da linha A Viúva Negra é igual a 1 milhão de km / h, faz uma rotação em torno de seu eixo em 1,6 ms, já tem cerca de um bilhão de anos e tem uma estrela companheira girando em torno da Viúva com um período de 9,2 horas. O pulsar B1957 + 20 recebeu esse nome pelo simples motivo de que sua radiação mais poderosa simplesmente queima seu vizinho, fazendo com que o gás que o forma “ferva” e evapore. O casulo vermelho em forma de charuto atrás do pulsar é a parte do espaço onde os elétrons e prótons emitidos pela estrela de nêutrons emitem raios gama suaves.

Resultado simulação de computador permite que você apresente com muita clareza, em uma seção, os processos que ocorrem perto de um pulsar de vôo rápido. Raios divergindo de um ponto brilhante é uma imagem condicional desse fluxo de energia radiante, bem como o fluxo de partículas e antipartículas, que vem de uma estrela de nêutrons. O contorno vermelho na borda do espaço negro ao redor da estrela de nêutrons e os sopros vermelhos brilhantes de plasma é o lugar onde o fluxo de partículas relativísticas voando quase na velocidade da luz encontra o condensado onda de choque gás interestelar. Ao desacelerar bruscamente, as partículas emitem raios-X e, tendo perdido sua energia principal, não aquecem tanto o gás incidente.

Convulsões dos gigantes

Os pulsares são considerados um dos primeiros estágios da vida de uma estrela de nêutrons. Graças ao seu estudo, os cientistas aprenderam sobre campos magnéticos, sobre a velocidade de rotação e sobre destino futuro estrelas de nêutrons. Observando constantemente o comportamento de um pulsar, pode-se determinar exatamente quanta energia ele perde, quanto desacelera e até quando deixa de existir, tendo desacelerado o suficiente para não ser capaz de emitir poderosas ondas de rádio. Esses estudos confirmaram muitas previsões teóricas sobre estrelas de nêutrons.

Já em 1968, foram descobertos pulsares com um período de rotação de 0,033 segundos a 2 segundos. A frequência dos pulsos do pulsar de rádio é mantida com incrível precisão e, a princípio, a estabilidade desses sinais era maior do que o relógio atômico da Terra. E ainda, com o progresso no campo da medição do tempo para muitos pulsares, foi possível registrar mudanças regulares em seus períodos. Claro, essas são mudanças extremamente pequenas, e somente em milhões de anos podemos esperar que o período dobre. A razão entre a taxa de rotação atual e a desaceleração da rotação é uma maneira de estimar a idade de um pulsar. Apesar da surpreendente estabilidade do sinal de rádio, alguns pulsares às vezes experimentam os chamados "distúrbios". Por um intervalo de tempo muito curto (menos de 2 minutos), a velocidade de rotação do pulsar aumenta significativamente e, depois de algum tempo, retorna ao valor anterior à "violação". Acredita-se que as "violações" possam ser causadas por um rearranjo de massa dentro da estrela de nêutrons. Mas, em qualquer caso, o mecanismo exato ainda é desconhecido.

Assim, o pulsar Vela está sujeito a grandes “violações” cerca de uma vez a cada 3 anos, o que o torna muito objeto interessante estudar tais fenômenos.

magnetares

Algumas estrelas de nêutrons, chamadas de rajadas repetitivas SGR, emitem rajadas poderosas de raios gama "suaves" em intervalos irregulares. A quantidade de energia emitida pelo SGR durante um flash típico, durando alguns décimos de segundo, o Sol pode irradiar apenas por um ano inteiro. Quatro SGRs conhecidos estão dentro da nossa Galáxia e apenas um está fora dela. Essas incríveis explosões de energia podem ser causadas por terremotos estelares, versões poderosas de terremotos, quando a superfície sólida das estrelas de nêutrons se desfaz e poderosos fluxos de prótons irrompem de seu interior, que, atolados em um campo magnético, emitem raios gama e X- raios. As estrelas de nêutrons foram identificadas como fontes de poderosas explosões de raios gama após uma enorme explosão de raios gama em 5 de março de 1979, quando tanta energia foi lançada no primeiro segundo quanto o sol emite em 1.000 anos. Observações recentes de uma das estrelas de nêutrons mais "ativas" de hoje parecem apoiar a teoria de que explosões poderosas de gama e raios-X são causadas por terremotos estelares.

Em 1998, o conhecido SGR acordou repentinamente de seu "sono", que não mostrava sinais de atividade há 20 anos e esguichou quase tanta energia quanto o flash de raios gama em 5 de março de 1979. O que mais chamou a atenção dos pesquisadores ao observar esse evento foi uma forte desaceleração na velocidade de rotação da estrela, indicando sua destruição. Para explicar poderosas explosões de gama e raios-x, foi proposto um modelo de um magnetar, uma estrela de nêutrons com um campo magnético superforte. Se uma estrela de nêutrons nasce girando muito rápido, então o efeito combinado de rotação e convecção, que desempenha papel importante nos primeiros segundos de existência de uma estrela de nêutrons, pode criar um enorme campo magnético como resultado Processo complexo, conhecido como "dínamo ativo" (da mesma forma que um campo é criado dentro da Terra e do Sol). Os teóricos ficaram surpresos ao descobrir que tal dínamo, operando em uma estrela de nêutrons recém-nascida e quente, poderia criar um campo magnético 10.000 vezes mais forte que o campo normal dos pulsares. Quando a estrela esfria (após 10 ou 20 segundos), a convecção e a ação do dínamo param, mas esse tempo é suficiente para que o campo necessário apareça.

O campo magnético de uma bola eletricamente condutora em rotação pode ser instável, e uma reestruturação acentuada de sua estrutura pode ser acompanhada pela liberação de quantidades colossais de energia (um bom exemplo dessa instabilidade é a transferência periódica pólos magnéticos Terra). Coisas semelhantes acontecem no Sol, em eventos explosivos chamados " erupções solares". Em um magnetar, a energia magnética disponível é enorme, e essa energia é suficiente para o poder de explosões gigantes como 5 de março de 1979 e 27 de agosto de 1998. Tais eventos inevitavelmente causam um colapso profundo e mudanças na estrutura não apenas das correntes elétricas no volume de uma estrela de nêutrons, mas também de sua crosta sólida. Outro tipo misterioso de objeto que emite poderosos raios-X durante explosões periódicas são os chamados pulsares anômalos de raios-X AXP. Eles diferem dos pulsares de raios-X comuns porque emitem apenas na faixa de raios-X. Os cientistas acreditam que SGR e AXP são fases de vida da mesma classe de objetos, ou seja, magnetares, ou estrelas de nêutrons, que emitem raios gama suaves, extraindo energia do campo magnético. E embora os magnetares hoje continuem sendo fruto da imaginação dos teóricos e não haja dados suficientes confirmando sua existência, os astrônomos estão teimosamente procurando as evidências necessárias.

Candidatos a Magnetares
Os astrônomos já estudaram nossa galáxia tão completamente via Láctea que não custa nada desenhar uma vista lateral dela, indicando nela a posição da mais notável das estrelas de nêutrons.

Os cientistas acreditam que AXP e SGR são apenas dois estágios na vida do mesmo ímã gigante, uma estrela de nêutrons. Nos primeiros 10.000 anos, um magnetar é um pulsar SGR, visível na luz comum e emitindo flashes repetidos de raios-X suaves, e nos próximos milhões de anos, já como um pulsar AXP anômalo, desaparece da faixa visível e sopra apenas em radiografias.

O imã mais forte
Uma análise dos dados obtidos pelo satélite RXTE (Rossi X-ray Timing Explorer, NASA) durante as observações do incomum pulsar SGR 1806-20 mostrou que esta fonte é o ímã mais poderoso conhecido até hoje no Universo. A magnitude de seu campo foi determinada não apenas com base em dados indiretos (na desaceleração de um pulsar), mas também quase diretamente com base na medição da frequência de rotação de prótons no campo magnético de uma estrela de nêutrons. O campo magnético perto da superfície deste magnetar atinge 10 15 gauss. Se fosse, por exemplo, na órbita da Lua, todos os portadores de informação magnética em nossa Terra seriam desmagnetizados. É verdade que, dado que sua massa é aproximadamente igual à do Sol, isso não importaria mais, porque mesmo que a Terra não tivesse caído sobre esta estrela de nêutrons, ela teria girado em torno dela como um louco, fazendo uma revolução completa em apenas um hora.

dínamo ativo
Todos nós sabemos que a energia adora mudar de uma forma para outra. A eletricidade é facilmente convertida em calor e a energia cinética em energia potencial. Enormes fluxos convectivos de magma eletricamente condutivo de plasma ou matéria nuclear também podem energia cinética ser convertido em algo incomum, como um campo magnético. em movimento grandes massas em uma estrela em rotação na presença de um pequeno campo magnético inicial pode levar a correntes elétricas, que cria um campo na mesma direção do original. Como resultado, começa um crescimento semelhante a uma avalanche do próprio campo magnético de um objeto condutor em rotação. Quanto maior o campo, maiores as correntes, maiores as correntes, maior o campo e tudo isso se deve aos fluxos convectivos banais devido ao fato de que a matéria quente é mais leve que a fria e, portanto, flutua

Bairro Inquieto

O famoso observatório espacial Chandra descobriu centenas de objetos (inclusive em outras galáxias), indicando que nem todas as estrelas de nêutrons estão destinadas a viver sozinhas. Tais objetos nascem em sistemas binários que sobreviveram à explosão da supernova que criou a estrela de nêutrons. E às vezes acontece que estrelas de nêutrons individuais em regiões estelares densas, como aglomerados globulares, capturam uma companheira. Nesse caso, a estrela de nêutrons "roubará" matéria de sua vizinha. E dependendo de quão grande a estrela fará sua companhia, esse "roubo" trará consequências diferentes. O gás que flui de um companheiro com massa menor que a do nosso Sol, em uma "migalha" como uma estrela de nêutrons, não poderá cair imediatamente devido ao seu próprio momento angular muito grande, criando o chamado disco de acreção em torno dele da matéria "roubada". O atrito durante o enrolamento em torno de uma estrela de nêutrons e a compressão em um campo gravitacional aquecem o gás a milhões de graus e ele começa a emitir raios-X. Outro fenômeno interessante associado a estrelas de nêutrons que possuem uma companheira de baixa massa são as rajadas de raios-X (bursters). Eles geralmente duram de alguns segundos a vários minutos e, no máximo, dão à estrela uma luminosidade quase 100.000 vezes maior que a do Sol.

Essas explosões são explicadas pelo fato de que, quando hidrogênio e hélio são transferidos para uma estrela de nêutrons de um companheiro, eles formam uma camada densa. Aos poucos, essa camada se torna tão densa e quente que começa uma reação fusão termonuclear e se destacar Grande quantidade energia. Em termos de poder, isso equivale à explosão de todo o arsenal nuclear dos terráqueos em cada centímetro quadrado a superfície de uma estrela de nêutrons em um minuto. Uma imagem completamente diferente é observada se a estrela de nêutrons tiver uma companheira massiva. Uma estrela gigante perde matéria na forma de um vento estelar (um fluxo de gás ionizado emanando de sua superfície), e a enorme gravidade de uma estrela de nêutrons captura parte dessa matéria para si. Mas é aqui que o campo magnético entra em ação, fazendo com que a matéria em queda flua ao longo de linhas de força em direção aos polos magnéticos.

Isso significa que os raios X são gerados principalmente em pontos quentes nos pólos e, se o eixo magnético e o eixo de rotação da estrela não coincidirem, o brilho da estrela acaba sendo variável, isso também é um pulsar, mas apenas raio-X. Estrelas de nêutrons em pulsares de raios-X têm estrelas gigantes brilhantes como companheiras. Nos bursters, as companheiras das estrelas de nêutrons são estrelas de baixa massa e baixo brilho. A idade dos gigantes brilhantes não ultrapassa algumas dezenas de milhões de anos, enquanto a idade das estrelas anãs fracas pode ser de bilhões de anos, já que as primeiras consomem seu combustível nuclear muito mais rápido que as últimas. Segue-se que os bursters são sistemas antigos nos quais o campo magnético enfraqueceu com o tempo, enquanto os pulsares são relativamente jovens e, portanto, os campos magnéticos neles são mais fortes. Talvez os bursters tenham pulsado no passado e os pulsares ainda não tenham explodido no futuro.

Os pulsares com períodos mais curtos (menos de 30 milissegundos), os chamados pulsares de milissegundos, também estão associados a sistemas binários. Apesar de sua rápida rotação, eles não são os mais jovens, como seria de esperar, mas os mais velhos.

Eles surgem de sistemas binários, onde uma velha estrela de nêutrons em rotação lenta começa a absorver matéria de sua companheira já envelhecida (geralmente uma gigante vermelha). Ao cair na superfície de uma estrela de nêutrons, a matéria transfere energia rotacional para ela, fazendo-a girar cada vez mais rápido. Isso acontece até que o companheiro da estrela de nêutrons, quase livre do excesso de massa, se torne uma anã branca, e o pulsar ganhe vida e comece a girar a uma velocidade de centenas de revoluções por segundo. No entanto, os astrônomos descobriram recentemente um sistema muito incomum, onde o companheiro de um pulsar de milissegundos não é uma anã branca, mas uma estrela vermelha gigante inchada. Os cientistas acreditam estar observando esse sistema binário justamente na fase de "liberação" da estrela vermelha de excesso de peso e se tornando uma anã branca. Se esta hipótese estiver incorreta, então a estrela companheira poderia ser estrela comum de um aglomerado globular capturado acidentalmente por um pulsar. Quase todas as estrelas de nêutrons atualmente conhecidas foram encontradas em binários de raios-X ou como pulsares únicos.

E recentemente, o Hubble notou em luz visível uma estrela de nêutrons, que não é um componente de um sistema binário e não pulsa na faixa de raios-X e rádio. Isso oferece uma oportunidade única para determinar com precisão seu tamanho e fazer ajustes para entender a composição e estrutura dessa classe bizarra de estrelas queimadas e comprimidas gravitacionalmente. Esta estrela foi descoberta pela primeira vez como fonte de raios X e emite nesta faixa, não porque colete gás hidrogênio enquanto se move pelo espaço, mas porque ainda é jovem. Talvez seja o remanescente de uma das estrelas do sistema binário. Como resultado da explosão de uma supernova, esse sistema binário entrou em colapso e os antigos vizinhos iniciaram uma jornada independente pelo Universo.

Bebê comedor de estrelas
À medida que as pedras caem no chão, uma grande estrela, liberando sua massa aos poucos, se move gradualmente para um vizinho pequeno e distante, que possui um enorme campo gravitacional próximo à sua superfície. Se as estrelas não girassem centro comum gravidade, então o jato de gás poderia simplesmente fluir, como um fluxo de água de uma caneca, para uma pequena estrela de nêutrons. Mas como as estrelas giram em círculos, a matéria que cai, antes de atingir a superfície, deve perder a maioria seu momento angular. E aqui a fricção mútua de partículas que se movem ao longo de diferentes trajetórias e a interação do plasma ionizado formando o disco de acreção com o campo magnético do pulsar ajudam o processo de queda da matéria a terminar com sucesso com um impacto na superfície de uma estrela de nêutrons em região de seus pólos magnéticos.

Mistério 4U2127 Resolvido
Esta estrela tem enganado os astrônomos por mais de 10 anos, mostrando uma estranha variabilidade lenta em seus parâmetros e queimando de forma diferente a cada vez. Somente as pesquisas mais recentes do observatório espacial Chandra tornaram possível desvendar o misterioso comportamento desse objeto. Acontece que não é uma, mas duas estrelas de nêutrons. Além disso, ambos têm como companheiros uma estrela, semelhante ao nosso Sol, e a outra uma pequena vizinha azul. Espacialmente, esses pares de estrelas são separados por uma distância suficientemente grande e vivem uma vida independente. Mas em esfera estelar eles são projetados quase em um ponto, e é por isso que eles foram considerados um objeto por tanto tempo. Essas quatro estrelas estão localizadas no aglomerado globular M15 a uma distância de 34 mil anos-luz.

Questão aberta

No total, os astrônomos descobriram cerca de 1.200 estrelas de nêutrons até o momento. Destes, mais de 1.000 são pulsares de rádio e o restante são simplesmente fontes de raios-X. Ao longo dos anos de pesquisa, os cientistas chegaram à conclusão de que as estrelas de nêutrons são originais reais. Alguns são muito claros e calmos, outros surgem periodicamente e mudam com terremotos estelares, e outros existem em sistemas binários. Estas estrelas estão entre as mais misteriosas e indescritíveis objetos astronômicos, que combina os campos gravitacionais e magnéticos mais fortes e densidades e energias extremas. E cada nova descoberta de sua vida turbulenta dá aos cientistas informações exclusivas necessária para compreender a natureza da Matéria e a evolução do Universo.

padrão universal
Enviar algo para fora sistema solar muito difícil, pois, junto com as espaçonaves Pioneer-10 e -11 que lá foram há 30 anos, os terráqueos também enviaram mensagens em mente aos seus irmãos. Para desenhar algo que seja compreensível para a Mente Extraterrestre, a tarefa não é fácil, além disso, também foi necessário indicar o endereço do remetente e a data de envio da carta... indicando o local e a hora do envio da mensagem é engenhoso. Raios descontínuos de vários comprimentos, emanados de um ponto que simboliza o Sol, indicam a direção e a distância dos pulsares mais próximos da Terra, e a descontinuidade da linha nada mais é do que uma designação binária de seu período de revolução. O feixe mais longo aponta para o centro da nossa galáxia, a Via Láctea. A frequência do sinal de rádio emitido pelo átomo de hidrogênio ao mudar a orientação mútua dos spins (direção de rotação) do próton e do elétron é tomada como a unidade de tempo na mensagem.

Os famosos 21 cm ou 1420 MHz devem ser conhecidos por todos os seres inteligentes do universo. De acordo com esses marcos, apontando para os "radiofaróis" do Universo, será possível encontrar terráqueos mesmo depois de muitos milhões de anos e, comparando a frequência registrada dos pulsares com a atual, será possível estimar quando estes homens e mulheres abençoaram o primeiro vôo. nave espacial que deixou o sistema solar.

Nikolai Andreev