MOSCOVA, 28 august - RIA Novosti. Oamenii de știință au descoperit o stea neutronică grea record, cu masa de două ori mai mare a Soarelui, ceea ce îi va forța să reconsidere o serie de teorii, în special, teoria conform căreia cuarcii „liberi” ar putea fi prezenți în materia superdensă a stelelor neutronice, potrivit unui articol publicat joi în revista Nature.
O stea neutronică este „cadavrul” unei stele rămase după explozia unei supernove. Dimensiunea sa nu depășește dimensiunea unui oraș mic, dar densitatea materiei este de 10-15 ori mai mare decât densitatea nucleului atomic - un „pic” de materie de stele neutronice cântărește mai mult de 500 de milioane de tone.
Gravitația „presează” electronii în protoni, transformându-i în neutroni, motiv pentru care stelele cu neutroni și-au primit numele. Până de curând, oamenii de știință credeau că masa unei stele neutronice nu poate depăși două mase solare, deoarece, altfel, gravitația ar „colapsa” steaua într-o gaură neagră. Starea interiorului stelelor neutronice este în mare măsură un mister. De exemplu, prezența quarcilor „liberi” și altele particule elementare, precum K-mezonii și hiperonii în regiunile centrale stea neutronică.
Autorii studiului, un grup de oameni de știință americani condus de Paul Demorest de la Observatorul Național Radio, au studiat stea dublă J1614-2230 se află la trei mii de ani lumină de Pământ, una dintre componentele căreia este o stea neutronică, iar cealaltă o pitică albă.
În același timp, o stea neutronică este un pulsar, adică o stea care emite fluxuri de emisii radio îngust direcționate; ca urmare a rotației stelei, fluxul de radiații poate fi captat de la suprafața Pământului folosind radiotelescoape la diferite intervale de timp.
O pitică albă și o stea neutronică se rotesc una față de alta. Cu toate acestea, viteza semnalului radio din centrul stelei neutronice este afectată de gravitația piticii albe, o „încetinește”. Oamenii de știință, măsurând timpul de sosire a semnalelor radio pe Pământ, pot determina cu mare precizie masa obiectului „responsabil” de întârzierea semnalului.
„Suntem foarte norocoși cu acest sistem. Un pulsar care se învârte rapid ne oferă un semnal care vine de pe o orbită care este perfect plasată. În plus, pitica noastră albă este destul de mare pentru o stea de acest tip. Această combinație unică ne permite să luăm beneficiază pe deplin de efectul Shapiro (întârzierea semnalului gravitațional) și simplifică măsurătorile”, spune coautorul Scott Ransom.
Sistemul binar J1614-2230 este situat în așa fel încât să poată fi observat aproape de margine, adică în planul orbitei. Acest lucru facilitează măsurarea cu precizie a maselor stelelor sale constitutive.
Ca urmare, masa pulsarului a fost egală cu 1,97 mase solare, ceea ce a reprezentat un record pentru stelele neutronice.
„Aceste măsurători de masă ne spun că, dacă există quarci în miezul unei stele neutronice, ei nu pot fi „liberi”, dar cel mai probabil trebuie să interacționeze unul cu celălalt mult mai puternic decât în nucleele atomice „obișnuite””, explică. liderul, grupul de astrofizicieni care se ocupă de această problemă, Feryal Ozel (Feryal Ozel) de la Universitatea din Arizona.
„Ma surprinde faptul că ceva atât de simplu precum masa unei stele neutronice poate spune atât de multe despre diverse zone fizică și astronomie”, spune Ransom.
Astrofizicianul Serghei Popov de la stat institut de astronomie numit după Sternberg notează că studiul stelelor neutronice poate da informatie esentiala despre structura materiei.
„În laboratoarele terestre, este imposibil să studiezi materia la o densitate mult mai mare decât cea nucleară. Și acest lucru este foarte important pentru înțelegerea modului în care funcționează lumea. Din fericire, o astfel de materie densă există în adâncurile stelelor neutronice. Pentru a determina proprietățile acestei contează, este foarte important să știm ce masă maximă poate avea o stea neutronică și să nu se transforme într-o gaură neagră”, a declarat Popov pentru RIA Novosti.
Introducere
De-a lungul istoriei sale, omenirea nu a încetat să încerce să înțeleagă universul. Universul se numește totalitatea a tot ceea ce există, toate particulele materiale din spațiul dintre aceste particule. De idei moderne Universul are aproximativ 14 miliarde de ani.
Dimensiunea părții vizibile a universului este de aproximativ 14 miliarde de ani lumină (un an lumină este distanța pe care lumina o parcurge în vid într-un an). Potrivit unor oameni de știință, lungimea universului este de 90 de miliarde de ani lumină. Pentru a facilita operarea la distanțe atât de mari, se folosește o valoare numită Parsec. Un parsec este distanța de la care raza medie Orbita Pământului, perpendiculară pe linia de vedere, este vizibilă la un unghi de o secundă de arc. 1 parsec = 3,2616 ani lumină.
Există un număr mare de obiecte diferite în univers, ale căror nume sunt bine cunoscute de mulți, cum ar fi planete și sateliți, stele, găuri negre etc. Stelele sunt foarte diverse în ceea ce privește luminozitatea, dimensiunea, temperatura și alți parametri. . Stelele includ obiecte precum piticele albe, stele neutronice, giganți și supergiganți, quasari și pulsari. De un interes deosebit sunt centrele galaxiilor. Conform conceptelor moderne, o gaură neagră este potrivită pentru rolul unui obiect situat în centrul unei galaxii. Găurile negre sunt produse ale evoluției stelelor care sunt unice în proprietățile lor. Valabilitatea experimentală a existenței găurilor negre depinde de valabilitate teorie generală relativitatea.
Pe lângă galaxii, universul este plin de nebuloase (nori interstelari formați din praf, gaz și plasmă), radiații relicve care pătrund în întregul univers și alte obiecte puțin studiate.
stele neutronice
O stea neutronică este un obiect astronomic, care este unul dintre produsele finale ale evoluției stelelor, constând în principal dintr-un nucleu de neutroni acoperit cu o crustă de materie relativ subțire (? 1 km) sub formă de nuclee atomice grele și electroni. Masele stelelor neutronice sunt comparabile cu masa Soarelui, dar raza tipică este de numai 10-20 de kilometri. Asa de densitate medie substanța unei astfel de stele este de câteva ori mai mare decât densitatea nucleului atomic (care pentru nucleele grele este în medie 2,8 * 1017 kg / m?). Contracția gravitațională ulterioară a unei stele neutronice este împiedicată de presiunea materiei nucleare, care apare din cauza interacțiunii neutronilor.
Multe stele neutronice au viteze de rotație extrem de mari, de până la o mie de rotații pe secundă. Se crede că stelele cu neutroni se nasc în timpul exploziilor de supernove.
Forțele gravitaționale din stelele neutronice sunt echilibrate de presiunea gazului neutronic degenerat, valoare maximă masa unei stele neutronice este dată de limita Oppenheimer-Volkov, valoare numerică care depinde de ecuația (încă puțin cunoscută) de stare a materiei din miezul stelei. Există premise teoretice că, cu o creștere și mai mare a densității, este posibilă transformarea stelelor neutronice în cuarci.
Câmpul magnetic de pe suprafața stelelor neutronice atinge o valoare de 1012-1013 Gs (Gs-Gauss - o unitate de măsură a inducției magnetice), procesele din magnetosferele stelelor neutronice sunt responsabile de emisia radio a pulsarilor. . Începând cu anii 1990, unele stele neutronice au fost identificate ca magnetare, stele cu câmpuri magnetice de ordinul 1014 gauss și mai mari. Astfel de câmpuri (depășind valoarea „critică” de 4,414 1013 G, la care energia de interacțiune a unui electron cu un câmp magnetic depășește energia de repaus) aduc calitativ fizica noua, deoarece efectele relativiste specifice devin semnificative, polarizarea vid fizic etc.
Clasificarea stelelor neutronice
Cei doi parametri principali care caracterizează interacțiunea stelelor neutronice cu materia înconjurătoare și, în consecință, manifestările lor observaționale sunt perioada de rotație și mărimea câmpului magnetic. De-a lungul timpului, vedeta își petrece energie de rotație, iar perioada de rotație a acestuia crește. Câmpul magnetic slăbește și el. Din acest motiv, o stea neutronică își poate schimba tipul pe parcursul vieții sale.
Ejector (pulsar radio) - câmpuri magnetice puternice și o perioadă mică de rotație. În cel mai simplu model al magnetosferei, câmpul magnetic se rotește rigid, adică cu aceeași viteză unghiulară ca și steaua neutronică în sine. La o anumită rază, viteza liniară de rotație a câmpului se apropie de viteza luminii. Această rază se numește raza cilindrului de lumină. Dincolo de această rază, câmpul dipol obișnuit nu poate exista, așa că liniile de intensitate a câmpului se rup în acest punct. Particulele încărcate care se mișcă de-a lungul liniilor câmpului magnetic pot lăsa o stea neutronică prin astfel de stânci și pot zbura spre infinit. O stea neutronică de acest tip ejectează (vărsă, împinge afară) particule încărcate relativiste care radiază în domeniul radio. Pentru un observator, ejectoarele arată ca niște pulsari radio.
Elice - viteza de rotație este deja insuficientă pentru ejectarea particulelor, așa că o astfel de stea nu poate fi un pulsar radio. Cu toate acestea, este încă mare, iar materia captată de câmpul magnetic care înconjoară steaua neutronică nu poate cădea, adică nu are loc acumularea de materie. Stelele neutronice de acest tip nu au practic manifestări observabile și sunt puțin studiate.
Accretor (pulsar cu raze X) - viteza de rotație este redusă în așa măsură încât acum nimic nu împiedică substanța să cadă pe o astfel de stea neutronică. Plasma, în cădere, se mișcă de-a lungul liniilor câmpului magnetic și lovește o suprafață solidă din apropierea polilor unei stele neutronice, încălzindu-se până la zeci de milioane de grade. O substanță încălzită la temperaturi atât de ridicate strălucește în intervalul de raze X. Zona în care materia care se ciocnește cu suprafața stelei este foarte mică - doar aproximativ 100 de metri. Acest punct fierbinte, din cauza rotației stelei, dispare periodic din vedere, pe care observatorul îl percepe ca pulsații. Astfel de obiecte se numesc pulsari cu raze X.
Georotator - viteza de rotație a unor astfel de stele neutronice este mică și nu împiedică acumularea. Dar dimensiunile magnetosferei sunt astfel încât plasma este oprită de câmpul magnetic înainte de a fi captată de gravitație. Un mecanism similar funcționează în magnetosfera Pământului, datorită căruia tipul datși și-a primit numele.
În astrofizică, ca, într-adevăr, în orice altă ramură a științei, cea mai interesantă probleme evolutive asociate cu vechile întrebări „ce s-a întâmplat?” și asta va fi?". Ce se va întâmpla cu o masă stelară aproximativ egală cu masa Soarelui nostru, știm deja. O astfel de stea, care trece prin scenă gigantul rosu, va deveni pitic alb. Piticile albe din diagrama Hertzsprung-Russell se află în afara secvenței principale.
Piticele albe reprezintă sfârșitul evoluției stelelor cu masă solară. Sunt un fel de fundătură evolutivă. Stingere lentă și calmă - sfârșitul drumului tuturor stelelor cu o masă mai mică decât soarele. Dar stele mai masive? Am văzut că viața lor este plină de evenimente tulburi. Dar apare o întrebare firească: cum se termină cataclismele monstruoase observate sub formă de explozii de supernove?
În 1054, o stea invitată a izbucnit pe cer. Era vizibil pe cer chiar și în timpul zilei și s-a stins abia după câteva luni. Astăzi vedem rămășițele acestei catastrofe stelare sub forma unui obiect optic strălucitor, desemnat M1 în catalogul nebuloasei Monsieur. Este faimos nebuloasa crabului- rămășița unei explozii de supernovă.
În anii 40 ai secolului nostru, astronomul american W. Baade a început să studieze Partea centrală„Crab” pentru a încerca să găsească o rămășiță stelară dintr-o explozie de supernovă în centrul nebuloasei. Apropo, numele „crab” a fost dat acestui obiect în secolul al XIX-lea de către astronomul englez Lord Ross. Baade a găsit un candidat pentru o rămășiță stelară sub forma unui asterisc de 17 m.
Dar astronomul nu a avut noroc, nu avea o tehnică potrivită pentru un studiu amănunțit și, prin urmare, nu a putut observa că această stea sclipea, pulsa. Dacă perioada acestor pulsații de luminozitate nu ar fi fost de 0,033 secunde, ci, să zicem, de câteva secunde, Baade ar fi observat fără îndoială acest lucru, iar atunci onoarea de a descoperi primul pulsar nu ar aparține lui A. Hewish și D. Bell.
Cu zece ani înainte ca Baade să-și îndrepte telescopul spre centru nebuloasa crabului , fizicienii teoreticieni au început să investigheze starea materiei la densități care depășesc densitatea piticelor albe (106 - 107 g/cm3). Interesul pentru această problemă a apărut în legătură cu problema etapelor finale ale evoluției stelare. Interesant este că unul dintre coautorii acestei idei a fost același Baade, care tocmai a conectat însuși faptul existenței unei stele neutronice cu o explozie de supernovă.
Dacă materia este comprimată la densități mai mari decât densitatea piticelor albe, încep așa-numitele procese de neutronizare. Presiunea monstruoasă din interiorul stelei „conduce” electronii în nucleele atomice. În condiții normale, un nucleu care a absorbit electroni va fi instabil deoarece conține o cantitate în exces de neutroni. Cu toate acestea, nu este cazul stelelor compacte. Pe măsură ce densitatea stelei crește, electronii gazului degenerat sunt absorbiți treptat de nuclee, iar încetul cu încetul steaua se transformă într-una gigantică. stea neutronică- un strop. degenerat gaz de electroni este înlocuit cu un gaz neutron degenerat cu o densitate de 1014–1015 g/cm3. Cu alte cuvinte, densitatea unei stele neutronice este de miliarde de ori mai mare decât cea a unei pitice albe.
Multă vreme, această configurație monstruoasă a stelei a fost considerată un joc al minții teoreticienilor. Au fost nevoie de mai mult de treizeci de ani pentru ca natura să confirme această predicție extraordinară. În aceiași ani 30 a mai fost făcută una descoperire importantă, care a avut o influență decisivă asupra întregii teorii a evoluției stelare. Chandrasekhar și L. Landau au stabilit că pentru o stea care și-a epuizat sursele energie nucleară, există o masă limită atunci când steaua este încă stabilă. Cu această masă, presiunea gazului degenerat este încă capabilă să reziste forțelor gravitaționale. În consecință, masa stelelor degenerate (pitice albe, stele neutronice) are o limită finită (limita Chandrasekhar), depășind care provoacă compresia catastrofală a stelei, prăbușirea acesteia.
Rețineți că dacă masa nucleului stelei este între 1,2 M și 2,4 M, „produsul” final al evoluției unei astfel de stele trebuie să fie o stea neutronică. Cu o masă a miezului mai mică de 1,2 M, evoluția va duce în cele din urmă la nașterea unei pitice albe.
Ce este o stea neutronică? Îi cunoaștem masa, știm de asemenea că este formată în principal din neutroni, ale căror dimensiuni sunt și ele cunoscute. De aici este ușor de determinat raza stelei. Se dovedește a fi aproape de... 10 kilometri! Determinarea razei unui astfel de obiect nu este într-adevăr dificilă, dar este foarte dificil de vizualizat că o masă apropiată de masa Soarelui poate fi plasată într-un obiect al cărui diametru este puțin mai mare decât lungimea străzii Profsoyuznaya din Moscova. Aceasta este o picătură nucleară gigantică, supernucleul unui element care nu se potrivește în niciunul sisteme periodiceși are o structură neașteptată, particulară.
Substanța unei stele neutronice are proprietățile unui lichid superfluid! La prima vedere, acest fapt este greu de crezut, dar este adevărat. Comprimată la densități monstruoase, substanța seamănă într-o oarecare măsură cu heliul lichid. În plus, nu trebuie să uităm că temperatura unei stele neutronice este de ordinul unui miliard de grade și, după cum știm, superfluiditatea în condiţiile pământeşti apare doar la temperaturi foarte scăzute.
Adevărat, pentru comportamentul stelei neutronice în sine, temperatura nu joacă un rol special, deoarece stabilitatea sa este determinată de presiunea gazului neutron degenerat - lichid. Structura unei stele neutronice seamănă în multe privințe cu structura unei planete. Pe lângă „manta”, constând dintr-o substanță cu proprietăți uimitoare ale unui lichid supraconductor, o astfel de stea are o crustă subțire și solidă de aproximativ un kilometru grosime. Se presupune că scoarța are o structură cristalină particulară. Curios pentru că, spre deosebire de cristalele cunoscute nouă, unde structura cristalului depinde de configurația învelișurilor de electroni ale atomului, în miezul unei stele neutronice, nucleele atomice sunt lipsite de electroni. Prin urmare, ele formează o rețea asemănătoare rețelelor cubice de fier, cupru, zinc, dar, în consecință, la nemăsurat mai mult densități mari. Urmează mantaua, despre proprietățile despre care am vorbit deja. În centrul unei stele neutronice, densitățile ajung la 1015 grame pe centimetru cub. Cu alte cuvinte, o linguriță din substanța unei astfel de stele cântărește miliarde de tone. Se presupune că în centrul unei stele neutronice, educație continuă toate cunoscute în fizica nucleară, precum și particule elementare exotice nedescoperite încă.
Stelele neutronice se răcesc destul de repede. Estimările arată că în primii zece până la o sută de mii de ani, temperatura scade de la câteva miliarde la sute de milioane de grade. Stelele neutronice se rotesc rapid, iar acest lucru duce la o serie de consecințe foarte interesante. Apropo, dimensiunea mică a stelei îi permite să rămână intactă în timpul rotației rapide. Dacă diametrul său nu ar fi 10, ci, să zicem, 100 de kilometri, ar fi pur și simplu sfâșiat de forțele centrifuge.
Am vorbit deja despre povestea intrigantă a descoperirii pulsarilor. Ideea a fost imediat prezentată că pulsarul este o stea neutronică care se rotește rapid, deoarece dintre toate configurațiile stelare cunoscute, numai el ar putea rămâne stabil, rotindu-se cu viteză mare. Studiul pulsarilor a făcut posibil să se ajungă la concluzia remarcabilă că stelele cu neutroni descoperite „la vârful unui stilou” de teoreticieni există cu adevărat în natură și apar ca urmare a exploziilor de supernove. Dificultățile detectării lor în domeniul optic sunt evidente, deoarece, datorită diametrului lor mic, majoritatea stelelor cu neutroni nu pot fi văzute la cele mai puternice telescoape, deși, după cum am văzut, există și excepții aici - un pulsar în nebuloasa crabului.
Deci, astronomii au descoperit o nouă clasă de obiecte - pulsarii, stele neutronice care se rotesc rapid. Apare o întrebare firească: care este motivul unei astfel de rotații rapide a unei stele neutronice, de ce, de fapt, ar trebui să se rotească în jurul axei sale cu viteză mare?
Motivul acestui fenomen este simplu. Știm bine cum un patinator poate crește viteza de rotație atunci când își apasă brațele pe corp. În acest sens, el folosește legea conservării momentului unghiular. Această lege nu este încălcată niciodată și el este cel care, în timpul exploziei unei supernove, crește de multe ori viteza de rotație a rămășiței sale - un pulsar.
Într-adevăr, în timpul prăbușirii unei stele, masa acesteia (ce rămâne după explozie) nu se modifică, iar raza scade de aproximativ o sută de mii de ori. Însă momentul unghiular, care este egal cu produsul dintre viteza de rotație ecuatorială înmulțit cu masa și cu raza, rămâne același. Masa nu se modifică, prin urmare, viteza trebuie să crească de aceeași sută de mii de ori.
Să luăm în considerare un exemplu simplu. Soarele nostru se rotește destul de încet în jurul propriei axe. Perioada acestei rotații este de aproximativ 25 de zile. Deci, dacă Soarele ar deveni brusc o stea neutronică, perioada de rotație a acestuia ar scădea la o zece miimi de secundă.
A doua consecință importantă a legilor de conservare este că stelele neutronice trebuie să fie foarte puternic magnetizate. Într-adevăr, în orice proces natural, nu putem doar să luăm și să distrugem câmpul magnetic (dacă acesta există deja). Liniile de forță magnetice sunt pentru totdeauna conectate cu materia extrem de conductivă din punct de vedere electric a stelei. Valoare flux magnetic pe suprafața stelei este egal cu produsul dintre intensitatea câmpului magnetic și pătratul razei stelei. Această valoare este strict constantă. De aceea, atunci când o stea se contractă, câmpul magnetic trebuie să crească foarte mult. Să ne oprim asupra acestui fenomen mai detaliat, deoarece tocmai acest fenomen determină multe dintre proprietățile uimitoare ale pulsarilor.
Pe suprafața Pământului nostru, puteți măsura puterea câmpului magnetic. Vom obține o valoare mică de aproximativ un gauss. Într-un laborator fizic bun, se pot obține câmpuri magnetice de un milion de gauss. Pe suprafața piticelor albe, puterea câmpului magnetic ajunge la o sută de milioane de gauss. Aproape de câmp și mai puternic - până la zece miliarde de gauss. Dar pe suprafața unei stele neutronice, natura atinge un record absolut. Aici, puterea câmpului poate fi de sute de mii de miliarde de gauss. Golul dintr-un borcan de litru care conține un astfel de câmp în interior ar cântări aproximativ o mie de tone.
Câmpurile magnetice atât de puternice nu pot decât să afecteze (desigur, în combinație cu câmp gravitațional) despre natura interacțiunii unei stele neutronice cu materia înconjurătoare. Până la urmă, încă nu am vorbit despre motivul pentru care pulsarii au o activitate mare, despre ce emit unde radio. Și nu numai unde radio. Până în prezent, astrofizicienii cunosc bine pulsarii cu raze X observați numai în sisteme binare, surse de raze gamma cu proprietăți neobișnuite, așa-numitele explozii de raze X.
Pentru a ne imagina diferitele mecanisme ale interacțiunii unei stele neutronice cu materia, să ne întoarcem la teoria generală a unei schimbări lente a modurilor de interacțiune a stelelor neutronice cu materia. mediu inconjurator. Să luăm în considerare pe scurt principalele etape ale unei astfel de evoluții. Stelele neutronice - rămășițe de supernove - se rotesc inițial foarte repede cu o perioadă de 10 -2 - 10 -3 secunde. Cu o rotație atât de rapidă, steaua emite unde radio, radiatie electromagnetica, particule.
Una dintre cele mai proprietăți uimitoare pulsarii este puterea monstruoasă a radiației lor, de miliarde de ori mai mare decât puterea de radiație a interioarelor stelare. Deci, de exemplu, puterea emisiei radio a pulsarului din „Crabul” ajunge la 1031 erg / sec, în optică - 1034 erg / sec, ceea ce este mult mai mult decât puterea de radiație a Soarelui. Acest pulsar radiază și mai mult în intervalele de raze X și gama.
Cum sunt aranjați acești generatori de energie naturală? Toate pulsarii radio au unul proprietate comună, care a servit drept cheie pentru dezlegarea mecanismului acțiunii lor. Această proprietate constă în faptul că perioada de emisie a impulsului nu rămâne constantă, ea crește încet. Este de remarcat faptul că această proprietate a stelelor neutronice în rotație a fost prezisă mai întâi de teoreticieni și apoi confirmată foarte rapid experimental. Așadar, în 1969, s-a constatat că perioada de radiație a pulsurilor pulsarilor din „Crabul” crește cu 36 de miliarde de secunde pe zi.
Nu vom discuta acum cum sunt măsurate intervale de timp atât de mici. Pentru noi este important însuși faptul creșterii perioadei dintre pulsuri, ceea ce, de altfel, face posibilă estimarea vârstei pulsarilor. Dar totuși, de ce un pulsar emite impulsuri de emisie radio? Acest fenomen nu este pe deplin explicat în cadrul oricărei teorii complete. Dar o imagine calitativă a fenomenului poate fi totuși trasată.
Chestia este că axa de rotație a unei stele neutronice nu coincide cu axa sa magnetică. Din electrodinamică se știe bine că dacă un magnet este rotit în vid în jurul unei axe care nu coincide cu cea magnetică, atunci radiația electromagnetică va apărea exact la frecvența de rotație a magnetului. În același timp, viteza de rotație a magnetului va fi încetinită. Acest lucru este de înțeles din considerente generale, deoarece dacă nu ar exista frânare, am avea pur și simplu o mașină cu mișcare perpetuă.
Astfel, emițătorul nostru extrage energia impulsurilor radio din rotația stelei, iar câmpul ei magnetic este, parcă, cureaua de transmisie a mașinii. Procesul real este mult mai complicat, deoarece un magnet care se rotește în vid este doar parțial analog cu un pulsar. La urma urmei, o stea neutronică nu se rotește deloc în vid, este înconjurată de o magnetosferă puternică, un nor de plasmă, iar acesta este un bun conductor, făcând propriile ajustări la imaginea simplă și destul de schematică pe care am desenat-o. Ca urmare a interacțiunii câmpului magnetic al pulsarului cu magnetosfera care îl înconjoară, se formează fascicule înguste de radiații direcționale, care, cu o „aranjare favorabilă a luminilor”, pot fi observate în diferite părți ale galaxiei, în special pe Pământ.
Rotirea rapidă a unui pulsar radio la începutul vieții sale cauzează mai mult decât emisii radio. O parte semnificativă a energiei este, de asemenea, transportată de particule relativiste. Pe măsură ce viteza de rotație a pulsarului scade, presiunea radiației scade. Înainte de aceasta, radiația arunca plasmă departe de pulsar. Acum materia înconjurătoare începe să cadă pe stea și își stinge radiația. Acest proces poate fi deosebit de eficient dacă pulsarul intră într-un sistem binar. Într-un astfel de sistem, mai ales dacă este suficient de aproape, pulsarul trage asupra lui materia unui însoțitor „normal”.
Dacă pulsarul este tânăr și plin de energie, emisia sa radio este încă capabilă să „penetreze” observatorului. Dar vechiul pulsar nu mai este capabil să lupte cu acreția și „stinge” steaua. Pe măsură ce rotația pulsarului încetinește, încep să apară și alte procese remarcabile. Deoarece câmpul gravitațional al unei stele neutronice este foarte puternic, acumularea de materie eliberează o cantitate semnificativă de energie sub formă de raze X. Dacă într-un sistem binar un însoțitor normal dă pulsarului o cantitate apreciabilă de materie, aproximativ 10 -5 - 10 -6 M pe an, steaua neutronică va fi observată nu ca un pulsar radio, ci ca un pulsar cu raze X.
Dar asta nu este tot. În unele cazuri, când magnetosfera unei stele neutronice este aproape de suprafața ei, materia începe să se acumuleze acolo, formând un fel de înveliș al stelei. Acest shell poate crea conditii favorabile pentru trecerea reacțiilor termonucleare și apoi putem vedea o explozie de raze X pe cer (din cuvântul englezesc burst - „flash”).
Strict vorbind, acest proces nu ar trebui să ni se pară neașteptat; am vorbit deja despre el în legătură cu piticele albe. Cu toate acestea, condițiile de pe suprafața unei pitice albe și a unei stele neutronice sunt foarte diferite și, prin urmare, exploziile de raze X sunt asociate fără ambiguitate tocmai cu stele neutronice. Exploziile termonucleare sunt observate de noi sub formă de fulgere de raze X și, poate, explozii de raze gamma. Într-adevăr, unele explozii de raze gamma pot fi, aparent, din cauza explozii termonucleare pe suprafața stelelor neutronice.
Dar să revenim la pulsari cu raze X. Mecanismul radiației lor, desigur, este complet diferit de cel al exploziilor. Sursele de energie nucleară nu mai joacă niciun rol aici. Nici energia cinetică a stelei neutronice nu poate fi în concordanță cu datele observaționale.
Luați de exemplu sursa de raze X Centaurus X-1. Puterea sa este de 10 erg/sec. Prin urmare, rezerva acestei energii ar putea fi suficientă doar pentru un an. În plus, este destul de evident că perioada de rotație a stelei în acest caz ar trebui să crească. Cu toate acestea, la mulți pulsari cu raze X, spre deosebire de pulsarii radio, perioada dintre impulsuri scade în timp. Deci, nu este vorba despre energia cinetică de rotație. Cum funcționează pulsarii cu raze X?
Ne amintim că apar în sisteme binare. Acolo procesele de acumulare sunt deosebit de eficiente. Viteza materiei care cade pe o stea neutronică poate atinge o treime din viteza luminii (100.000 de kilometri pe secundă). Apoi un gram de materie va elibera o energie de 1020 erg. Și pentru a asigura o eliberare de energie de 1037 erg/sec, este necesar ca fluxul de materie către steaua neutronică să fie de 1017 grame pe secundă. Aceasta, în general, nu este foarte mult, aproximativ o miime din masa Pământului pe an.
Furnizorul de material poate fi un însoțitor optic. Un jet de gaz va curge continuu dintr-o parte a suprafeței sale către steaua neutronică. Acesta va furniza atât energie, cât și materie discului de acreție format în jurul stelei neutronice.
Deoarece steaua neutronică are un câmp magnetic uriaș, gazul va „curge” de-a lungul liniilor magnetice de forță către poli. Acolo, în „pete” relativ mici, de ordinul a numai un kilometru, se desfășoară procesele de producere a celei mai puternice radiații de raze X, de amploare grandioasă. Razele X sunt emise de electroni relativiști și obișnuiți care se mișcă în câmpul magnetic al unui pulsar. Gazul care cade peste el poate, de asemenea, „alimenta” rotația acestuia. De aceea, tocmai în pulsarii cu raze X se observă o scădere a perioadei de rotație într-o serie de cazuri.
Sursele de raze X din sistemele binare sunt unul dintre cele mai remarcabile fenomene din spațiu. Nu sunt multe, probabil nu mai mult de o sută în Galaxia noastră, dar semnificația lor este enormă nu numai din punct de vedere, în special pentru înțelegerea tipului I. Sistemele binare oferă cea mai naturală și eficientă cale pentru curgerea materiei de la stea la stea și este aici (datorită relativ schimbare rapidă mase stelare), putem întâlni diverse opțiuni de evoluție „accelerată”.
O altă considerație interesantă. Știm cât de dificil, dacă nu imposibil, să estimăm masa unei singure stele. Dar, din moment ce stelele neutronice fac parte din sistemele binare, se poate dovedi că mai devreme sau mai târziu va fi posibil să se determine empiric (și acest lucru este extrem de important!) să se determine masa limită a unei stele neutronice, precum și să se obțină informații directe despre originea acesteia. .
Rămășița de supernovă Korma-A, în centrul căreia se află o stea neutronică
Stelele neutronice sunt rămășițele unor stele masive care au ajuns la sfârșitul lor cale evolutivă in timp si spatiu.
Aceste obiecte interesante s-au născut din giganți care au fost de patru până la opt ori mai mari decât Soarele nostru. Se întâmplă într-o explozie de supernovă.
După o astfel de explozie, straturile exterioare sunt aruncate în spațiu, miezul rămâne, dar nu mai poate susține fuziune nucleară. Fără presiune externă din straturile de deasupra, se prăbușește și se micșorează catastrofal.
În ciuda diametrului lor mic - aproximativ 20 km, stelele neutronice au masa de 1,5 ori mai mare decât Soarele nostru. Astfel, sunt incredibil de dense.
O lingură mică de materie stelară de pe Pământ ar cântări aproximativ o sută de milioane de tone. În ea, protonii și electronii sunt combinați în neutroni - acest proces se numește neutronizare.
Compus
Compoziția lor este necunoscută; se presupune că pot consta dintr-un lichid neutron superfluid. Au o atracție gravitațională extrem de puternică, mult mai puternică decât cea a Pământului și chiar a Soarelui. Această forță gravitațională este deosebit de impresionantă pentru că are o dimensiune mică.
Toate se rotesc în jurul unei axe. În timpul compresiei, momentul unghiular de rotație este păstrat, iar din cauza scăderii dimensiunii, viteza de rotație crește.
Din cauza viteza mare rotație, suprafața exterioară, care este o „crustă” solidă, au loc periodic fisuri și „cutremurele stelare”, care încetinesc viteza de rotație și aruncă „excesul” de energie în spațiu.
Presiunea copleșitoare care există în nucleu poate fi similară cu cea care exista la momentul Big Bang, dar, din păcate, nu poate fi simulată pe Pământ. Prin urmare, aceste obiecte sunt laboratoare naturale ideale unde putem observa energii inaccesibile pe Pământ.
pulsari radio
Pulsarii radio au fost descoperiți la sfârșitul anului 1967 de studenta absolventă Jocelyn Bell Burnell ca surse radio care pulsează la o frecvență constantă.
Radiația emisă de stea este vizibilă ca o sursă de radiație pulsatoare sau pulsar.
Reprezentare schematică a rotației unei stele neutronice
Pulsarii radio (sau pur și simplu un pulsar) sunt stele de neutroni care se rotesc ale căror jeturi de particule se mișcă aproape cu viteza luminii, ca un fascicul far rotativ.
După o rotație continuă, timp de câteva milioane de ani, pulsarii își pierd energia și devin stele neutronice normale. Doar aproximativ 1.000 de pulsari sunt cunoscuți astăzi, deși ar putea fi sute de ei în galaxie.
Pulsar radio în Nebuloasa Crabului
Unele stele neutronice emit raze X. Celebra Nebuloasă a Crabului bun exemplu un astfel de obiect s-a format în timpul exploziei unei supernove. Această explozie de supernovă a fost observată în 1054 d.Hr.
Vânt pulsar, videoclip Chandra
Un pulsar radio din Nebuloasa Crabului fotografiat cu telescopul spațial Filtru Hubble prin 547nm ( lumina verde) din 7 august 2000 până în 17 aprilie 2001.
magnetare
Stelele cu neutroni au un câmp magnetic de milioane de ori mai puternic decât cel mai puternic câmp magnetic produs pe Pământ. Ele sunt cunoscute și sub numele de magnetare.
Planete în apropierea stelelor neutronice
Până acum, se știe că patru au planete. Când se află într-un sistem binar, este posibil să-i măsoare masa. Dintre aceste sisteme binare în domeniul radio sau cu raze X, masele măsurate ale stelelor neutronice au fost de aproximativ 1,4 ori masa Soarelui.
Sisteme duble
Un tip complet diferit de pulsar este văzut în unele binare cu raze X. În aceste cazuri, o stea neutronică și una obișnuită formează un sistem binar. Un câmp gravitațional puternic trage material dintr-o stea obișnuită. Materialul care cade pe el în timpul procesului de acumulare se încălzește atât de mult încât produce raze X. Raze X pulsate sunt vizibile atunci când punctele fierbinți de pe un pulsar care se rotesc trec prin linia vizuală de pe Pământ.
Pentru sisteme binare Conținând un obiect necunoscut, această informație ajută la distingerea dacă este o stea neutronică sau, de exemplu, o gaură neagră, deoarece găurile negre sunt mult mai masive.
Deseori denumite stelele neutronice „moarte” sunt obiecte uimitoare. Studiul lor în ultimele decenii a devenit una dintre cele mai interesante și mai descoperite domenii ale astrofizicii. Interesul pentru stele cu neutroni se datorează nu numai misterului structurii lor, ci și densității lor colosale și celor mai puternice câmpuri magnetice și gravitaționale. Problema este acolo stare speciala, asemănător cu un uriaș nucleu atomic, iar aceste condiții nu pot fi reproduse în laboratoarele terestre.
Nașterea în vârful unui stilou
Descoperirea în 1932 a unei noi particule elementare, neutronul, i-a făcut pe astrofizicieni să se gândească ce rol ar putea juca în evoluția stelelor. Doi ani mai târziu, s-a sugerat că exploziile de supernove sunt asociate cu transformarea stelelor obișnuite în neutroni. Apoi, s-au făcut calcule ale structurii și parametrilor acestora din urmă și a devenit clar că dacă stelele mici (cum ar fi Soarele nostru) se transformă în pitice albe la sfârșitul evoluției lor, atunci cele mai grele devin neutroni. În august 1967, radioastronomii, în timp ce studiau scintilațiile surselor radio cosmice, au descoperit semnale ciudate – foarte scurte, lungi de aproximativ 50 de milisecunde, au fost înregistrate impulsuri de emisie radio, care se repetă după un interval de timp strict definit (de ordinul unei secunde). Era complet diferit de imaginea haotică obișnuită a fluctuațiilor neregulate aleatorii ale emisiilor radio. După o verificare amănunțită a tuturor echipamentelor, a venit încrederea că impulsurile erau de origine extraterestră. Este greu să surprinzi astronomii cu obiecte care emit cu intensitate variabilă, dar în acest caz perioada a fost atât de mică, iar semnalele atât de regulate, încât oamenii de știință au sugerat serios că ar putea fi știri de la civilizațiile extraterestre.
Prin urmare, primul pulsar a fost numit LGM-1 (de la English Little Green Men - „Little Green Men”), deși încercările de a găsi orice sens în impulsurile primite s-au încheiat în zadar. În curând, au fost descoperite încă 3 surse radio pulsatoare. Perioada lor s-a dovedit din nou a fi mult mai mică decât timpii caracteristici de oscilație și rotație a tuturor obiectelor astronomice cunoscute. Datorită naturii impulsive a radiației, noi obiecte au început să fie numite pulsari. Această descoperire a trezit literalmente astronomia, iar rapoartele despre descoperirea pulsarilor au început să sosească de la multe observatoare radio. După descoperirea unui pulsar în Nebuloasa Crabului, care a apărut din cauza exploziei unei supernove în 1054 (această stea era vizibilă în timpul zilei, așa cum menționează chinezii, arabii și nord-americanii în analele lor), a devenit clar că pulsarii sunt cumva legat de explozii de supernove...
Cel mai probabil, semnalele au venit de la obiectul rămas după explozie. A durat mult timp până când astrofizicienii și-au dat seama că pulsarii erau stelele neutronice care se rotesc rapid pe care le căutaseră.
nebuloasa crabului
Izbucnirea acestei supernove (foto de mai sus), sclipind pe cerul pământului mai luminos decât Venus și vizibilă chiar și în timpul zilei, a avut loc în 1054 conform ceasurilor pământești. Aproape 1.000 de ani este un timp foarte scurt după standardele cosmice și, totuși, în acest timp, cea mai frumoasă Nebuloasă a Crabului a reușit să se formeze din rămășițele stelei explodate. Această imagine este o compoziție din două imagini: una dintre ele a fost obținută de un spațiu telescop optic Hubble (nuanțe de roșu), celălalt de telescopul cu raze X Chandra (albastru). Se vede clar că electronii de înaltă energie care emit în intervalul de raze X își pierd energia foarte repede, prin urmare culorile albastre predomină doar în partea centrală a nebuloasei.
Combinarea celor două imagini ajută la înțelegerea mai precisă a mecanismului acestui generator spațial uimitor, care emite oscilații electromagnetice cu cea mai largă gamă de frecvențe - de la raze gamma până la unde radio. Deși majoritatea stelelor cu neutroni au fost detectate prin emisie radio, ele emit totuși cantitatea principală de energie în intervalele de raze gamma și X. Stelele neutronice se nasc foarte fierbinți, dar se răcesc destul de repede și deja la o mie de ani au o temperatură la suprafață de aproximativ 1.000.000 K. Prin urmare, doar stelele neutronice tinere strălucesc în intervalul de raze X din cauza radiației pur termice.
Fizica pulsarilor
Un pulsar este doar un vârf magnetizat uriaș care se rotește în jurul unei axe care nu coincide cu axa magnetului. Dacă nu ar cădea nimic peste el și nu ar emite nimic, atunci emisia sa radio ar avea o frecvență de rotație și nu l-am auzi niciodată pe Pământ. Dar adevărul este că acest vârf are o masă colosală și o temperatură ridicată a suprafeței, iar câmpul magnetic rotativ creează un câmp electric de o intensitate enormă, capabil să accelereze protoni și electroni aproape la viteza luminii. Mai mult, toate aceste particule încărcate care se repetă în jurul pulsarului sunt prinse într-o capcană din câmpul său magnetic colosal. Și numai într-un unghi solid mic în apropierea axei magnetice, ele se pot elibera (stelele cu neutroni au cele mai puternice câmpuri magnetice din Univers, atingând 10 10 -10 14 gauss, pentru comparație: câmpul pământului este de 1 gauss, câmpul solar este 10-50 gauss). Aceste fluxuri de particule încărcate sunt sursa emisiei radio, conform cărora au fost descoperiți pulsari, care mai târziu s-au dovedit a fi stele neutronice. Deoarece axa magnetică a unei stele neutronice nu coincide neapărat cu axa de rotație a acesteia, atunci când steaua se rotește, un flux de unde radio se propagă în spațiu ca fasciculul unui far intermitent - tăind întunericul înconjurător doar pentru o clipă.
Imagini cu raze X ale pulsarului Nebuloasei Crabului în stare activă (stânga) și normală (dreapta).
cel mai apropiat vecin
Acest pulsar se află la numai 450 de ani lumină de Pământ și este un sistem binar al unei stele neutronice și al unei pitici albe cu o perioadă orbitală de 5,5 zile. Raze X moi primite de satelitul ROSAT sunt emise de capacele polare PSR J0437-4715 încălzite până la două milioane de grade. În timpul rotației sale rapide (perioada acestui pulsar este de 5,75 milisecunde), se întoarce spre Pământ cu unul sau altul pol magnetic, ca urmare, intensitatea fluxului de raze gamma se modifică cu 33%. obiect luminos lângă un mic pulsar se află o galaxie îndepărtată, care din anumite motive strălucește activ în partea de raze X a spectrului.
Gravitație atotputernică
Conform teoria modernă stele masive își încheie viața într-o explozie colosală care le transformă pe majoritatea într-o nebuloasă gazoasă în expansiune. Ca urmare, din gigant, de multe ori mai mare decât Soarele nostru ca dimensiune și masă, rămâne un obiect fierbinte dens, de aproximativ 20 km, cu o atmosferă subțire (formată din hidrogen și ioni mai grei) și un câmp gravitațional de 100 de miliarde de ori. mai mare decât a pământului. Ei au numit-o stea neutronică, crezând că este formată în principal din neutroni. Substanța unei stele neutronice este cea mai densă formă de materie (o linguriță dintr-un astfel de supernucleu cântărește aproximativ un miliard de tone). Perioada foarte scurtă de semnale emise de pulsari a fost primul și cel mai important argument în favoarea faptului că acestea sunt stele neutronice, care au un câmp magnetic uriaș și se rotesc cu o viteză vertiginoasă. Numai obiectele dense și compacte (cu dimensiunea de doar câteva zeci de kilometri) cu un câmp gravitațional puternic pot rezista la o astfel de viteză de rotație fără a se rupe în bucăți din cauza forțelor centrifuge de inerție.
O stea neutronică este formată dintr-un lichid neutronic cu un amestec de protoni și electroni. „Lichidul nuclear”, care amintește foarte mult de o substanță din nucleele atomice, este de 1014 ori mai dens decât apa obișnuită. Această diferență uriașă este destul de de înțeles - la urma urmei, atomii constau în principal din spațiu gol, în care în jurul unui mic miez greu electroni de lumină fluturând. Nucleul conține aproape toată masa, deoarece protonii și neutronii sunt de 2.000 de ori mai grei decât electronii. Forțele extreme care apar în timpul formării unei stele neutronice comprimă atomii astfel încât electronii presați în nuclee se combină cu protonii pentru a forma neutroni. Astfel, se naște o stea, compusă aproape în întregime din neutroni. Lichidul nuclear superdens, dacă ar fi adus pe Pământ, ar exploda ca bombă nucleară, dar într-o stea neutronică este stabilă datorită presiunii gravitaționale enorme. Cu toate acestea, în straturile exterioare ale unei stele neutronice (ca, într-adevăr, ale tuturor stelelor), presiunea și temperatura scad, formând o crustă solidă de aproximativ un kilometru grosime. Se crede că este format în principal din nuclee de fier.
Flash
Blițul colosal de raze X din 5 martie 1979, se pare, a avut loc cu mult dincolo de Galaxia noastră, în Marele Nor Magellanic, un satelit al Căii Lactee, situat la o distanță de 180 de mii de ani lumină de Pământ. Procesarea în comun a exploziei de raze gamma din 5 martie înregistrată de șapte nave spațiale a făcut posibilă determinarea cu precizie a poziției acest obiect, iar faptul că este situat tocmai în Norul Magellanic este practic fără îndoială astăzi.
Evenimentul care a avut loc pe această stea îndepărtată în urmă cu 180 de mii de ani este greu de imaginat, dar apoi a izbucnit ca 10 supernove, de peste 10 ori luminozitatea tuturor stelelor din galaxia noastră. Punctul luminos din partea de sus a figurii este lung și binecunoscutul pulsar SGR, iar conturul neregulat este cea mai probabilă poziție a obiectului care a erupt la 5 martie 1979.
Originea stelei neutroni
O explozie de supernovă este pur și simplu conversia unei părți din energia gravitațională în energie termică. Când vechea stea rămâne fără combustibil și reactie termonucleara nu își mai poate încălzi intestinele la temperatura necesară, are loc un fel de colaps - prăbușirea unui nor de gaz pe centrul său de greutate. Energia eliberată în același timp împrăștie straturile exterioare ale stelei în toate direcțiile, formând o nebuloasă în expansiune. Dacă steaua este mică, ca Soarele nostru, atunci apare o fulgerare și se formează o pitică albă. Dacă masa stelei este de peste 10 ori mai mare decât cea a Soarelui, atunci un astfel de colaps duce la o explozie de supernovă și se formează o stea neutronică obișnuită. Dacă o supernova erupe complet în loc stea mare, cu o masă de 20-40 solară, și se formează o stea neutronică cu o masă mai mare de trei sori, apoi procesul de comprimare gravitațională devine ireversibil și se formează o gaură neagră.
Structura interna
Crusta tare a straturilor exterioare ale unei stele neutronice este formată din nuclee atomice grele aranjate într-o rețea cubică, cu electroni care zboară liber între ei, la fel ca metalele Pământului, doar că mult mai denși.
Intrebare deschisa
Deși stelele neutronice au fost studiate intens timp de aproximativ trei decenii, lor structura interna necunoscut cu certitudine. Mai mult decât atât, nu există o certitudine fermă că acestea constau într-adevăr în principal din neutroni. Pe măsură ce ne adâncim în stea, presiunea și densitatea cresc, iar materia poate fi atât de comprimată încât se descompune în quarci, elementele de bază ale protonilor și neutronilor. Conform cromodinamicii cuantice moderne, quarcii nu pot exista în stare liberă, ci sunt combinați în „triple” și „doi” inseparabile. Dar, poate, la limita nucleului interior al unei stele neutronice, situația se schimbă și quarcii ies din izolare. Pentru a înțelege mai bine natura unei stele neutronice și a materiei exotice de cuarcuri, astronomii trebuie să determine relația dintre masa unei stele și raza acesteia (densitatea medie). Examinând stelele neutronice cu însoțitori, se poate măsura cu precizie masa lor, dar determinarea diametrului este mult mai dificilă. Mai recent, oamenii de știință care folosesc capabilitățile satelitului cu raze X XMM-Newton au găsit o modalitate de a estima densitatea stelelor neutronice pe baza deplasării către roșu gravitaționale. O altă caracteristică neobișnuită a stelelor neutronice este că, pe măsură ce masa unei stele scade, raza acesteia crește - ca urmare, cele mai masive stele neutronice au cea mai mică dimensiune.
Vaduva Neagra
Explozia unei supernove informează destul de des un pulsar nou-născut cu o viteză considerabilă. O astfel de stea zburătoare cu un câmp magnetic propriu decent perturbă puternic gazul ionizat care umple spațiul interstelar. Se formează un fel de undă de șoc, care merge înaintea stelei și diverge într-un con larg după ea. Imaginea combinată optică (partea albastră-verde) și cu raze X (nuanțe de roșu) arată că aici avem de-a face nu doar cu un nor luminos de gaz, ci și cu un flux uriaș de particule elementare emise de acest pulsar de milisecunde. Viteza liniei Văduva Neagră este egală cu 1 milion de km/h, face o rotație în jurul axei sale în 1,6 ms, are deja aproximativ un miliard de ani și are o stea însoțitoare care se învârte în jurul Văduvei cu o perioadă de 9,2 ore. Pulsarul B1957 + 20 și-a primit numele pentru simplul motiv că radiația sa cea mai puternică pur și simplu arde vecinul său, făcând ca gazul care îl formează să „fierbe” și să se evapore. Coconul roșu în formă de trabuc din spatele pulsarului este partea din spațiu în care electronii și protonii emiși de steaua neutronică emit raze gamma moi.
Rezultat simulare pe calculator vă permite să prezentați foarte clar, într-o secțiune, procesele care au loc în apropierea unui pulsar care zboară rapid. Razele care se abat de la un punct luminos sunt o imagine condiționată a acelui flux de energie radiantă, precum și a fluxului de particule și antiparticule care provine de la o stea neutronică. Chenarul roșu de la granița spațiului negru din jurul stelei neutroni și a pufurilor de plasmă strălucitoare roșii este locul în care fluxul de particule relativiste care zboară aproape cu viteza luminii se întâlnește cu cel condensat. unda de soc gaz interstelar. La decelerare bruscă, particulele emit raze X și, după ce și-au pierdut energia principală, nu încălzesc atât de mult gazul incident.
Convulsii ale giganților
Pulsarii sunt considerați unul dintre etapele timpurii ale vieții unei stele neutronice. Datorită studiului lor, oamenii de știință au aflat despre câmpurile magnetice și despre viteza de rotație și despre soarta viitoare stele neutronice. Prin observarea constantă a comportamentului unui pulsar, se poate determina exact câtă energie pierde, cât de mult încetinește și chiar și când încetează să mai existe, după ce a încetinit suficient pentru a nu putea emite unde radio puternice. Aceste studii au confirmat multe predicții teoretice despre stelele neutronice.
Deja în 1968, au fost descoperiți pulsari cu o perioadă de rotație de la 0,033 până la 2 secunde. Frecvența pulsurilor radio pulsarilor este menținută cu o acuratețe uimitoare, iar la început stabilitatea acestor semnale a fost mai mare decât ceasul atomic al Pământului. Și totuși, odată cu progresul în domeniul măsurării timpului pentru mulți pulsari, a fost posibil să se înregistreze schimbări regulate în perioadele lor. Desigur, acestea sunt schimbări extrem de mici și doar peste milioane de ani ne putem aștepta ca o perioadă să se dubleze. Raportul dintre viteza de rotație curentă și decelerația de rotație este o modalitate de a estima vârsta unui pulsar. În ciuda stabilității uimitoare a semnalului radio, unii pulsari experimentează uneori așa-numitele „tulburări”. Pentru un interval de timp foarte scurt (mai puțin de 2 minute), viteza de rotație a pulsarului crește cu o sumă semnificativă, iar apoi după un timp revine la valoarea care era înainte de „încălcare”. Se crede că „încălcările” pot fi cauzate de o rearanjare a masei în interiorul stelei neutronice. Dar, în orice caz, mecanismul exact este încă necunoscut.
Astfel, pulsarul Vela este supus la „încălcări” mari aproximativ o dată la 3 ani, iar acest lucru îl face foarte obiect interesant pentru a studia astfel de fenomene.
magnetare
Unele stele neutronice, numite SGR, emit explozii puternice de raze gamma „moale” la intervale neregulate. Cantitatea de energie emisă de SGR în timpul unui fulger tipic, care durează câteva zecimi de secundă, Soarele poate radia doar un an întreg. Patru SGR cunoscute se află în galaxia noastră și doar unul se află în afara acesteia. Aceste explozii incredibile de energie pot fi cauzate de cutremure stelare - versiuni puternice ale cutremurelor, când suprafața solidă a stelelor neutronice este ruptă și fluxuri puternice de protoni scapă din interiorul lor, care, blocați într-un câmp magnetic, emit gamma și X- razele. Stelele neutronice au fost identificate ca surse de explozii puternice de raze gamma după o explozie uriașă de raze gamma pe 5 martie 1979, când a fost aruncată în prima secundă atâta energie cât emite Soarele în 1.000 de ani. Observațiile recente ale uneia dintre cele mai „active” stele neutronice în prezent par să susțină teoria că exploziile puternice de raze gamma și X sunt cauzate de cutremure.
În 1998, cunoscutul SGR s-a trezit brusc din „somn”, care nu dăduse semne de activitate de 20 de ani și a împrăștiat aproape la fel de multă energie ca fulgerul cu raze gamma din 5 martie 1979. Ceea ce i-a frapat cel mai mult pe cercetători atunci când au observat acest eveniment a fost o încetinire bruscă a vitezei de rotație a stelei, indicând distrugerea acesteia. Pentru a explica erupțiile puternice cu raze gamma și cu raze X, a fost propus un model de magnetar, o stea neutronică cu un câmp magnetic foarte puternic. Dacă o stea neutronică se naște rotindu-se foarte repede, atunci efectul combinat de rotație și convecție, care joacă rol importantîn primele câteva secunde ale existenței unei stele neutronice, poate crea un câmp magnetic imens ca rezultat proces complex, cunoscut sub numele de „dinam activ” (în același mod se creează un câmp în interiorul Pământului și al Soarelui). Teoreticienii au fost uimiți să descopere că un astfel de dinam, care funcționează într-o stea neutronică fierbinte, nou-născută, ar putea crea un câmp magnetic de 10.000 de ori mai puternic decât câmpul normal al pulsarilor. Când steaua se răcește (după 10 sau 20 de secunde), convecția și acțiunea dinamului se opresc, dar acest timp este suficient pentru a apărea câmpul necesar.
Câmpul magnetic al unei bile conductoare electric care se rotește poate fi instabil, iar o restructurare bruscă a structurii acesteia poate fi însoțită de eliberarea de cantități colosale de energie (un bun exemplu de astfel de instabilitate este transferul periodic poli magnetici Pământ). Lucruri similare se întâmplă pe Soare, în evenimente explozive numite „ erupții solare". Într-un magnetar, energia magnetică disponibilă este enormă, iar această energie este suficientă pentru puterea unor astfel de erupții gigantice precum 5 martie 1979 și 27 august 1998. Astfel de evenimente provoacă în mod inevitabil o defalcare profundă și modificări în structura nu numai a curenților electrici din volumul unei stele neutronice, ci și a crustei sale solide. Un alt tip misterios de obiect care emite raze X puternice în timpul exploziilor periodice sunt așa-numiții pulsari anormali de raze X - AXP. Ele diferă de pulsarii obișnuiți cu raze X prin faptul că emit doar în intervalul de raze X. Oamenii de știință cred că SGR și AXP sunt faze de viață ale aceleiași clase de obiecte, și anume magnetare, sau stele neutronice, care emit raze gamma moi, atrăgând energie din câmpul magnetic. Și deși magnetarii rămân astăzi creația teoreticienilor și nu există suficiente date care să le confirme existența, astronomii caută cu încăpățânare dovezile necesare.
Candidații pentru Magnetars
Astronomii au studiat deja galaxia noastră acasă atât de amănunțit Calea lactee că nu costă nimic pentru ei să deseneze o vedere laterală a acesteia, indicând pe ea poziția celei mai remarcabile dintre stele neutronice.
Oamenii de știință cred că AXP și SGR sunt doar două etape din viața aceluiași magnet gigant - o stea neutronică. În primii 10.000 de ani, un magnetar este un SGR - un pulsar vizibil în lumină obișnuită și care dă fulgerări repetate de raze X moi, iar pentru următoarele milioane de ani, deja ca un pulsar AXP anormal, dispare din domeniul vizibil și pufăi numai în raze X.
Cel mai puternic magnet
O analiză a datelor obținute de satelitul RXTE (Rossi X-ray Timing Explorer, NASA) în timpul observațiilor neobișnuitului pulsar SGR 1806-20 a arătat că această sursă este cel mai puternic magnet cunoscut până în prezent în Univers. Mărimea câmpului său a fost determinată nu numai pe baza datelor indirecte (cu privire la decelerația pulsarului), ci și aproape direct - pe măsurarea frecvenței de rotație a protonilor în câmpul magnetic al unei stele neutronice. Câmpul magnetic de lângă suprafața acestui magnetar ajunge la 10 15 gauss. Dacă ar fi, de exemplu, pe orbita Lunii, toți purtătorii de informații magnetice de pe Pământul nostru ar fi demagnetizați. Adevărat, având în vedere că masa sa este aproximativ egală cu cea a Soarelui, acest lucru nu ar mai conta, pentru că chiar dacă Pământul nu ar fi căzut pe această stea neutronică, s-ar fi învârtit în jurul ei ca o nebunie, făcând o revoluție completă într-un ora.
Dinam activ
Știm cu toții că energiei adoră să se schimbe de la o formă la alta. Electricitatea este ușor transformată în căldură, iar energia cinetică în energie potențială. Se pare că pot, de asemenea, fluxuri convective uriașe de magmă conductoare electric de plasmă sau materie nucleară energie kinetică fi convertit în ceva neobișnuit, cum ar fi un câmp magnetic. in miscare mase mari pe o stea în rotație în prezența unui mic câmp magnetic inițial poate duce la curenti electrici, care creează un câmp în aceeași direcție cu cel original. Ca rezultat, începe o creștere asemănătoare unei avalanșe a propriului câmp magnetic al unui obiect conductiv rotativ. Cu cât câmpul este mai mare, cu atât curenții sunt mai mari, cu atât curenții sunt mai mari, cu atât câmpul este mai mare - și toate acestea se datorează unor fluxuri convective banale, datorită faptului că materia fierbinte este mai ușoară decât cea rece și, prin urmare, plutește
Cartier nelinistit
Celebrul observator spațial Chandra a găsit sute de obiecte (inclusiv în alte galaxii), ceea ce indică faptul că nu toate stelele cu neutroni sunt destinate să trăiască singure. Astfel de obiecte se nasc în sisteme binare care au supraviețuit exploziei supernovei care a creat steaua neutronică. Și uneori se întâmplă ca stelele neutronice unice din regiuni stelare dense, cum ar fi clusterele globulare, să captureze un însoțitor. În acest caz, steaua neutronică va „fura” materia vecinului său. Și în funcție de cât de masiv își va ține compania vedeta, acest „furt” va provoca consecințe diferite. Gazul care curge dintr-un însoțitor cu o masă mai mică decât cea a Soarelui nostru, pe o astfel de „fărâmă” precum o stea neutronică, nu va putea cădea imediat din cauza propriului moment unghiular prea mare, așa că creează o așa-numită acumulare. disc din jurul lui din materia „furată”. Frecarea în timpul înfășurării în jurul unei stele neutronice și compresia într-un câmp gravitațional încălzește gazul la milioane de grade și începe să emită raze X. Un alt fenomen interesant asociat cu stelele neutronice care au un însoțitor de masă mică sunt exploziile de raze X (exploziile). Acestea durează de obicei de la câteva secunde până la câteva minute și, la maximum, conferă stelei o luminozitate de aproape 100.000 de ori mai mare decât a Soarelui.
Aceste izbucniri se explică prin faptul că, atunci când hidrogenul și heliul sunt transferate la o stea neutronică de la un însoțitor, ele formează un strat dens. Treptat, acest strat devine atât de dens și fierbinte încât începe o reacție fuziunea termonucleara si iesi in evidenta o cantitate mare energie. În ceea ce privește puterea, aceasta este echivalentă cu explozia întregului arsenal nuclear de pământeni pe fiecare centimetru pătrat suprafața unei stele neutronice într-un minut. O imagine complet diferită este observată dacă steaua neutronică are un însoțitor masiv. O stea uriașă pierde materie sub forma unui vânt stelar (un flux de gaz ionizat care emană de la suprafața sa), iar gravitația enormă a unei stele neutronice captează o parte din această materie pentru sine. Dar aici intră în joc câmpul magnetic, determinând ca materia în cădere să curgă de-a lungul liniilor de forță către polii magnetici.
Aceasta înseamnă că razele X sunt generate în primul rând în punctele fierbinți de la poli, iar dacă axa magnetică și axa de rotație a stelei nu coincid, atunci luminozitatea stelei se dovedește a fi variabilă - acesta este și un pulsar. , dar numai cu raze X. Stelele cu neutroni din pulsarii cu raze X au ca însoțitori stele gigantice strălucitoare. În bursters, însoțitorii stelelor neutronice sunt stele de masă mică și luminozitate scăzută. Vârsta giganților strălucitori nu depășește câteva zeci de milioane de ani, în timp ce vârsta stelelor pitice slabe poate fi de miliarde de ani, deoarece primele își consumă combustibilul nuclear mult mai repede decât cele din urmă. Rezultă că bursterele sunt sisteme vechi în care câmpul magnetic s-a slăbit în timp, iar pulsarii sunt relativ tineri și, prin urmare, câmpurile magnetice din ele sunt mai puternice. Poate că exploziile au pulsat cândva în trecut, iar pulsarii încă trebuie să se aprindă în viitor.
Sistemele binare sunt, de asemenea, asociate cu pulsari cu cele mai scurte perioade (mai puțin de 30 de milisecunde) - așa-numitele pulsari de milisecunde. În ciuda rotației lor rapide, ei nu sunt cei mai tineri, așa cum ar fi de așteptat, ci cei mai bătrâni.
Ele apar din sistemele binare, în care o veche stea neutronică, care se rotește încet, începe să absoarbă materie de la însoțitorul său deja în vârstă (de obicei, o gigantă roșie). Căzând pe suprafața unei stele neutronice, materia îi transferă energie de rotație, făcând-o să se rotească din ce în ce mai repede. Acest lucru se întâmplă până când însoțitorul stelei neutronice, aproape eliberat de excesul de masă, devine o pitică albă, iar pulsarul prinde viață și începe să se rotească cu o viteză de sute de rotații pe secundă. Cu toate acestea, astronomii au descoperit recent un sistem foarte neobișnuit în care însoțitorul unui pulsar de milisecunde nu este o pitică albă, ci o stea roșie uriașă umflată. Oamenii de știință cred că observă acest sistem binar tocmai în stadiul de „eliberare” a stelei roșii din greutate excesivași devenind o pitică albă. Dacă această ipoteză este incorectă, atunci steaua însoțitoare ar putea fi stea obișnuită dintr-un cluster globular capturat accidental de un pulsar. Aproape toate stelele neutronice care sunt cunoscute în prezent au fost găsite fie în binare cu raze X, fie ca pulsari unici.
Și recent, Hubble a observat lumina vizibila o stea neutronică, care nu este o componentă a unui sistem binar și nu pulsează în raze X și radio. Aceasta oferă o oportunitate unică de a-i determina cu exactitate dimensiunea și de a face ajustări la compoziția și structura acestei clase bizare de stele arse, comprimate gravitațional. Această stea a fost descoperită pentru prima dată ca sursă de raze X și emite în acest interval, nu pentru că colectează hidrogen gazos pe măsură ce se deplasează prin spațiu, ci pentru că este încă tânără. Poate că este rămășița uneia dintre stele ale sistemului binar. Ca urmare a exploziei unei supernove, acest sistem binar s-a prăbușit și foștii vecini au început o călătorie independentă prin Univers.
Micul Mâncător de Stele
Pe măsură ce pietrele cad pe pământ, așa o stea mare, eliberându-și masa puțin câte puțin, se deplasează treptat către un vecin mic și îndepărtat, care are un câmp gravitațional imens lângă suprafața sa. Dacă stelele nu s-ar învârti centru comun gravitația, atunci jetul de gaz ar putea curge pur și simplu, ca un curent de apă dintr-o cană, pe o mică stea neutronică. Dar din moment ce stelele se rotunjesc într-un dans rotund, materia care cădea, înainte de a ajunge la suprafață, trebuie să piardă cel mai momentul său unghiular. Și aici, frecarea reciprocă a particulelor care se mișcă de-a lungul diferitelor traiectorii și interacțiunea plasmei ionizate care formează discul de acreție cu câmpul magnetic al pulsarului ajută procesul de cădere a materiei să se încheie cu succes cu un impact asupra suprafeței unei stele neutronice în regiunea polilor săi magnetici.
Misterul 4U2127 Rezolvat
Această stea a păcălit astronomii de mai bine de 10 ani, arătând o variabilitate lentă ciudată a parametrilor săi și aprinzând diferit de fiecare dată. Doar cele mai recente cercetări de la observatorul spațial Chandra au făcut posibilă dezvăluirea comportamentului misterios al acestui obiect. S-a dovedit că aceasta nu este una, ci două stele neutronice. Mai mult, ambii au însoțitori - o stea, asemănătoare Soarelui nostru, cealaltă - cu un mic vecin albastru. Spațial, aceste perechi de stele sunt separate de o distanță suficient de mare și duc o viață independentă. Dar mai departe sfera stelară sunt proiectate aproape la un punct, motiv pentru care au fost considerate un singur obiect atât de mult timp. Aceste patru stele sunt situate în clusterul globular M15 la o distanță de 34 de mii de ani lumină.
Intrebare deschisa
În total, astronomii au descoperit până în prezent aproximativ 1.200 de stele neutronice. Dintre aceștia, mai mult de 1.000 sunt pulsari radio, iar restul sunt pur și simplu surse de raze X. De-a lungul anilor de cercetare, oamenii de știință au ajuns la concluzia că stelele neutronice sunt originale originale. Unele sunt foarte luminoase și calme, altele luminează periodic și se schimbă cu cutremure, iar altele există în sisteme binare. Aceste stele sunt printre cele mai misterioase și evazive obiecte astronomice, care combină cele mai puternice câmpuri gravitaționale și magnetice și densități și energii extreme. Și fiecare nouă descoperire din viața lor tulbure oferă oamenilor de știință informații unice necesare pentru înțelegerea naturii materiei și a evoluției Universului.
Standard universal
Trimite ceva afară sistem solar foarte greu, așadar, împreună cu navele spațiale Pioneer-10 și -11 care au mers acolo în urmă cu 30 de ani, pământenii au transmis mesaje și fraților lor în minte. A desena ceva care să fie de înțeles pentru Mintea Extraterestră nu este o sarcină ușoară, în plus, a fost încă necesar să se indice adresa de retur și data trimiterii scrisorii... Este greu pentru o persoană să înțeleagă cât de inteligibil toate acestea a fost făcută de artiști, dar ideea de a folosi pulsari radio pentru a indica locul și ora transmiterii mesajului este ingenioasă. Raze discontinue de diferite lungimi, emanate dintr-un punct care simbolizează Soarele, indică direcția și distanța până la pulsarii cei mai apropiați de Pământ, iar discontinuitatea liniei nu este altceva decât o desemnare binară a perioadei lor de revoluție. Cel mai lung fascicul indică centrul galaxiei noastre - Calea Lactee. Ca unitate de timp pe mesaj, se ia frecvența semnalului radio emis de atomul de hidrogen la schimbarea orientării reciproce a spinurilor (direcția de rotație) a protonului și electronului.
Celebrul 21 cm sau 1420 MHz ar trebui să fie cunoscut de toate ființele inteligente din univers. Potrivit acestor repere, arătând spre „radiofaruri” ale Universului, se va putea găsi pământeni chiar și după multe milioane de ani, iar comparând frecvența înregistrată a pulsarilor cu cea actuală, se va putea estima când acesti barbati si femei au binecuvantat primul zbor. nava spatiala care a părăsit sistemul solar.
Nikolai Andreev
