To se doga?a nakon eksplozije supernove.

Ovo je zalazak sunca u ?ivotu zvezde. Njegova gravitacija je toliko jaka da izbacuje elektrone iz orbita atoma, pretvaraju?i ih u neutrone.

Kada izgubi podr?ku unutra?njeg pritiska, ona se sru?i, a to dovodi do toga eksplozija supernove.

Ostaci ovog tijela postaju neutronska zvijezda, ?ija je masa 1,4 puta ve?a od mase Sunca, a polupre?nik je skoro jednak polupre?niku Menhetna u Sjedinjenim Dr?avama.

Te?ina kocke ?e?era sa gustinom neutronske zvezde je...

Ako, na primjer, uzmemo komad ?e?era zapremine 1 cm 3 i zamislimo da je napravljen od materija neutronske zvezde, tada bi njegova masa bila otprilike milijardu tona. To je jednako masi otprilike 8 hiljada nosa?a aviona. mali predmet sa neverovatne gustine!

Novoro?ena neutronska zvijezda mo?e se pohvaliti velikom brzinom rotacije. Kada se masivna zvijezda pretvori u neutronsku, njena brzina rotacije se mijenja.

Rotiraju?a neutronska zvijezda je prirodni elektri?ni generator. Njegova rotacija stvara sna?no magnetsko polje. Ova ogromna sila magnetizma hvata elektrone i druge ?estice atoma i ?alje ih duboko u svemir ogromnom brzinom. ?estice velike brzine imaju tendenciju da emituju zra?enje. Treperenje koje opa?amo u pulsarnim zvijezdama je zra?enje ovih ?estica.Ali to primje?ujemo samo kada je njegovo zra?enje usmjereno u na?em smjeru.

Rotiraju?a neutronska zvijezda je pulsar, egzoti?ni objekt koji se pojavio nakon eksplozije supernove. Ovo je kraj njenog ?ivota.

Gustina neutronskih zvijezda je razli?ito raspore?ena. Imaju koru koja je neverovatno gusta. Ali sile unutar neutronske zvijezde sposobne su da probiju koru. A kada se to dogodi, zvijezda prilago?ava svoj polo?aj, ?to dovodi do promjene njene rotacije. To se zove: kora je napukla. Na neutronskoj zvijezdi dolazi do eksplozije.

?lanci

NEUTRON STAR
zvijezda sastavljena uglavnom od neutrona. Neutron je neutralna subatomska ?estica, jedan od glavnih sastojaka materije. Hipotezu o postojanju neutronskih zvijezda iznijeli su astronomi W. Baade i F. Zwicky neposredno nakon otkri?a neutrona 1932. Ali ova hipoteza je potvr?ena opservacijama tek nakon otkri?a pulsara 1967. godine.
vidi tako?e PULSAR. Neutronske zvijezde nastaju kao rezultat gravitacionog kolapsa normalnih zvijezda ?ija je masa nekoliko puta ve?a od Sun?eve. Gustina neutronske zvijezde je bliska gustini atomskog jezgra, tj. 100 miliona puta ve?a od gustine obi?ne materije. Stoga, sa svojom ogromnom masom, neutronska zvijezda ima radijus od samo cca. 10 km. Zbog malog radijusa neutronske zvijezde, sila gravitacije na njenoj povr?ini je izuzetno velika: oko 100 milijardi puta ve?a nego na Zemlji. Ovu zvijezdu od kolapsa ?uva "pritisak degeneracije" guste neutronske materije, koji ne zavisi od njene temperature. Me?utim, ako masa neutronske zvijezde postane ve?a od oko 2 solarne mase, tada ?e gravitacija prema?iti ovaj pritisak i zvijezda ne?e mo?i izdr?ati kolaps.
vidi tako?e GRAVITACIJSKI KOLAPS. Neutronske zvijezde imaju vrlo jako magnetno polje koje na povr?ini dosti?e 10 12-10 13 gausa (za pore?enje: Zemlja ima oko 1 gaus). Dvije razli?ite vrste nebeskih objekata povezane su s neutronskim zvijezdama.
Pulsari (radio pulsari). Ovi objekti striktno redovno emituju impulse radio talasa. Mehanizam zra?enja nije potpuno jasan, ali se vjeruje da rotiraju?a neutronska zvijezda emituje radio snop u smjeru povezanom s njenim magnetskim poljem, ?ija se os simetrije ne poklapa s osom rotacije zvijezde. Stoga rotacija uzrokuje rotaciju radio zraka koji se periodi?no ?alje na Zemlju.
X-ray dupli. Pulsiraju?i izvori X-zraka su tako?e povezani sa neutronskim zvezdama koje su deo binarnog sistema sa masivnom normalnom zvezdom. U takvim sistemima, gas sa povr?ine normalne zvezde pada na neutronsku zvezdu, ubrzavaju?i do ogromne brzine. Kada udari u povr?inu neutronske zvijezde, plin osloba?a 10-30% svoje energije mirovanja, dok u nuklearnim reakcijama ta brojka ne dose?e ni 1%. Povr?ina neutronske zvijezde zagrijana na visoku temperaturu postaje izvor rendgenskih zraka. Me?utim, pad plina se ne doga?a jednoliko po cijeloj povr?ini: jako magnetsko polje neutronske zvijezde hvata ionizirani plin koji pada i usmjerava ga na magnetne polove, gdje pada, kao u lijevak. Stoga se samo podru?ja polova jako zagrijavaju, koji na rotiraju?oj zvijezdi postaju izvori rendgenskih impulsa. Radio impulsi sa takve zvijezde vi?e ne sti?u, jer se radio valovi apsorbiraju u plinu koji je okru?uje.
Compound. Gustina neutronske zvijezde raste sa dubinom. Ispod sloja atmosfere debljine svega nekoliko centimetara nalazi se te?na metalna ?koljka debljine nekoliko metara, a ispod - ?vrsta kora debljine kilometra. Supstanca kore nalikuje obi?nom metalu, ali je mnogo gu??a. U vanjskom dijelu kore uglavnom je gvo??e; udio neutrona u njegovom sastavu raste sa dubinom. Gdje gustina dose?e cca. 4*10 11 g/cm3, udio neutrona se toliko pove?ava da neki od njih vi?e nisu dio jezgara, ve? ?ine kontinuirani medij. Tamo materija izgleda kao "more" neutrona i elektrona, u kojem su isprepletena jezgra atoma. I pri gustini od cca. 2*10 14 g/cm3 (gustina atomskog jezgra), pojedina?na jezgra potpuno nestaju i ostaje neprekidna neutronska "te?nost" sa primesom protona i elektrona. Vjerovatno se neutroni i protoni u ovom slu?aju pona?aju kao superfluidna teku?ina, sli?no teku?em heliju i supravodljivim metalima u zemaljskim laboratorijama.

Na jo? ve?im gusto?ama, najneobi?niji oblici materije se formiraju u neutronskoj zvijezdi. Mo?da se neutroni i protoni raspadaju na jo? manje ?estice – kvarkove; tako?e je mogu?e da nastane mnogo pi-mezona, koji formiraju takozvani pionski kondenzat.
vidi tako?e
PARTICLES ELEMENTARY;
SUPERPROVODNOST ;
SUPERFLUIDNOST.
LITERATURA
Dyson F., Ter Haar D. Neutronske zvijezde i pulsari. M., 1973. Lipunov V.M. Astrofizika neutronskih zvijezda. M., 1987

Collier Encyclopedia. - Otvoreno dru?tvo. 2000 .

Pogledajte ?ta je "NEUTRON STAR" u drugim rje?nicima:

NEUTRONSKA ZVEZDA, veoma mala zvezda velike gustine, koja se sastoji od NEUTRONA. To je posljednja faza u evoluciji mnogih zvijezda. Neutronske zvijezde nastaju kada masivna zvijezda eruptira kao SUPERNOVA, eksplodiraju?i svoj ... ... Nau?no-tehni?ki enciklopedijski re?nik

Zvijezda ?ija se supstanca, prema teorijskim konceptima, sastoji uglavnom od neutrona. Neutronizacija materije povezana je s gravitacijskim kolapsom zvijezde nakon iscrpljivanja nuklearnog goriva u njoj. Prosje?na gustina neutronskih zvijezda je 2,1017… Veliki enciklopedijski rje?nik

Struktura neutronske zvijezde. Neutronska zvijezda je astronomski objekat koji je jedan od krajnjih proizvoda... Wikipedia

Zvijezda ?ija se supstanca, prema teorijskim konceptima, sastoji uglavnom od neutrona. Prosje?na gustina takve zvijezde je Neutronska zvijezda 2·1017 kg/m3, prosje?ni radijus je 20 km. Detektovano pulsiraju?om radio emisijom, pogledajte Pulsari... Astronomski rje?nik

Zvijezda ?ija se supstanca, prema teorijskim konceptima, sastoji uglavnom od neutrona. Neutronizacija materije povezana je s gravitacijskim kolapsom zvijezde nakon iscrpljivanja nuklearnog goriva u njoj. Prosje?na gustina neutronske zvijezde ... ... enciklopedijski rje?nik

Hidrostatska ravnote?na zvijezda, u kojoj se roj uglavnom sastoji. od neutrona. Nastaje kao rezultat transformacije protona u neutrone tokom gravitacije. kolaps u zavr?nim fazama evolucije dovoljno masivnih zvijezda (sa masom nekoliko puta ve?om od ... ... Prirodna nauka. enciklopedijski rje?nik

neutronska zvijezda- jedna od faza u evoluciji zvijezde, kada se, kao rezultat gravitacionog kolapsa, ona skupi na tako male veli?ine (polumjer kugle 10 20 km) da se elektroni utisnu u jezgra atoma i neutraliziraju njihov naboj, sva materija od zvijezde postaje ... ... Po?eci moderne prirodne nauke

Culver Neutron zvijezda. Otkrili su ga astronomi sa Dr?avnog univerziteta Pensilvanije u SAD-u i kanadskog Univerziteta McGill u sazvije??u Malog medvjeda. Zvijezda je neobi?na po svojim karakteristikama i za razliku od bilo koje druge ... ... Wikipedia

- (engleski runaway star) zvijezda koja se kre?e nenormalno velikom brzinom u odnosu na okolni me?uzvjezdani medij. Pravilno kretanje takve zvijezde ?esto je nazna?eno upravo u odnosu na zvjezdanu asocijaciju, ?iji je ?lan ... ... Wikipedia

U astrofizici, kao i u bilo kojoj drugoj grani nauke, najzanimljiviji su evolucijski problemi povezani sa prastarim pitanjima "?ta se dogodilo?" i to ?e biti?". ?ta ?e se dogoditi sa zvjezdanom masom pribli?no jednakom masi na?eg Sunca, ve? znamo. Takva zvijezda koja prolazi kroz scenu crveni gigant, posta?e bijeli patuljak. Bijeli patuljci u Hertzsprung-Russell dijagramu le?e izvan glavne sekvence.

Bijeli patuljci su kraj evolucije zvijezda solarne mase. Oni su neka vrsta evolucijske slijepe ulice. Sporo i mirno izumiranje - kraj puta svih zvijezda s masom manjom od Sunca. ?ta je sa masivnijim zvijezdama? Vidjeli smo da je njihov ?ivot pun turbulentnih doga?aja. Ali postavlja se prirodno pitanje: kako se zavr?avaju monstruozne kataklizme uo?ene u obliku eksplozija supernove?

Godine 1054. gostuju?a zvijezda je planula na nebu. Bio je vidljiv na nebu ?ak i tokom dana, a ugasio se tek nakon nekoliko mjeseci. Danas vidimo ostatke ove zvjezdane katastrofe u obliku svijetlog opti?kog objekta, ozna?enog M1 u katalogu maglina Monsieur. To je poznato rakova maglina- ostatak eksplozije supernove.

40-ih godina na?eg veka ameri?ki astronom W. Baade po?eo je da prou?ava centralni deo "Raka" kako bi poku?ao da prona?e zvezdani ostatak od eksplozije supernove u centru magline. Ina?e, naziv "rak" ovom objektu dao je u 19. veku engleski astronom Lord Ros. Baade je prona?ao kandidata za zvjezdani ostatak u obliku zvjezdice 17m.

Ali astronom nije imao sre?e, nije imao prikladnu tehniku za detaljno prou?avanje, pa stoga nije mogao primijetiti da ova zvijezda treperi, pulsira. Da period ovih pulsiranja sjaja nije 0,033 sekunde, ve?, recimo, nekoliko sekundi, Baade bi to nesumnjivo primijetio, a onda ?ast da otkrije prvi pulsar ne bi pripala A. Hewishu i D. Bellu.

Deset godina prije nego ?to je Baade uperio svoj teleskop u centar rakova maglina, teoretski fizi?ari su po?eli da istra?uju stanje materije pri gusto?ama koje su ve?e od gustine belih patuljaka (106 - 107 g/cm3). Interes za ovo pitanje pojavio se u vezi s problemom zavr?nih faza evolucije zvijezda. Zanimljivo je da je jedan od koautora ove ideje bio isti Baade, koji je upravo samu ?injenicu postojanja neutronske zvijezde povezao s eksplozijom supernove.

Ako se materija sabije do gusto?e ve?ih od gustine bijelih patuljaka, po?inju takozvani procesi neutronizacije. Monstruozni pritisak unutar zvijezde "tjera" elektrone u atomska jezgra. U normalnim uslovima, jezgro koje je apsorbovalo elektrone bi?e nestabilno jer sadr?i vi?ak neutrona. Me?utim, to nije slu?aj u kompaktnim zvijezdama. Kako se gusto?a zvijezde pove?ava, jezgra postepeno apsorbiraju elektrone degeneriranog plina i malo po malo zvijezda se pretvara u d?inovsku. neutronska zvijezda- kap. Degenerisani elektronski gas je zamenjen degenerisanim neutronskim gasom sa gustinom od 1014-1015 g/cm3. Drugim rije?ima, gustina neutronske zvijezde je milijarde puta ve?a od gusto?e bijelog patuljka.

Dugo vremena, ova monstruozna konfiguracija zvijezde smatrana je igrom uma teoreti?ara. Bilo je potrebno vi?e od trideset godina da priroda potvrdi ovo izvanredno predvi?anje. Istih 30-ih godina napravljeno je jo? jedno va?no otkri?e, koje je imalo presudan utjecaj na cjelokupnu teoriju evolucije zvijezda. Chandrasekhar i L. Landau su ustanovili da za zvijezdu koja je iscrpila izvore nuklearne energije postoji odre?ena grani?na masa kada je zvijezda jo? stabilna. Sa ovom masom, pritisak degenerisanog gasa je i dalje u stanju da se odupre silama gravitacije. Kao posljedica toga, masa degeneriranih zvijezda (bijeli patuljci, neutronske zvijezde) ima kona?nu granicu (grani?na Chandrasekharova granica), preko koje dolazi do katastrofalne kompresije zvijezde, njenog kolapsa.

Imajte na umu da ako je masa jezgra zvijezde izme?u 1,2 M i 2,4 M, kona?ni "proizvod" evolucije takve zvijezde mora biti neutronska zvijezda. S masom jezgra manjom od 1,2 M, evolucija ?e na kraju dovesti do ro?enja bijelog patuljka.

?ta je neutronska zvijezda? Znamo njegovu masu, znamo i da se sastoji uglavnom od neutrona, ?ije su veli?ine tako?er poznate. Odavde je lako odrediti polupre?nik zvijezde. Ispostavilo se da je blizu... 10 kilometara! Odre?ivanje polupre?nika takvog objekta zaista nije te?ko, ali je vrlo te?ko zamisliti da se masa bliska masi Sunca mo?e smjestiti u objekt ?iji je pre?nik ne?to ve?i od du?ine Profsojuzne ulice u Moskvi. Ovo je ogromna nuklearna kap, supernukleus elementa koji se ne uklapa ni u jedan periodi?ni sistem i ima neo?ekivanu, osebujnu strukturu.

Supstanca neutronske zvezde ima svojstva superte?ne te?nosti! Na prvi pogled u ovu ?injenicu je te?ko povjerovati, ali je istina. Komprimovana do monstruoznih gustina, supstanca donekle podse?a na te?ni helijum. Osim toga, ne treba zaboraviti da je temperatura neutronske zvijezde oko milijardu stepeni, a, kao ?to znamo, superfluidnost se u zemaljskim uvjetima manifestira samo na ultraniskim temperaturama.

Istina, za pona?anje same neutronske zvijezde temperatura ne igra posebnu ulogu, jer je njena stabilnost odre?ena pritiskom degeneriranog neutronskog plina - teku?ine. Struktura neutronske zvijezde na mnogo na?ina podsje?a na strukturu planete. Pored "pla?ta", koji se sastoji od supstance sa neverovatnim svojstvima supravodljive te?nosti, takva zvezda ima tanku, ?vrstu koru debljine oko kilometar. Pretpostavlja se da kora ima osebujnu kristalnu strukturu. Neobi?no jer, za razliku od nama poznatih kristala, gdje struktura kristala ovisi o konfiguraciji elektronskih omota?a atoma, u jezgru neutronske zvijezde atomska jezgra su li?ena elektrona. Stoga formiraju re?etku nalik kubi?nim re?etkama gvo??a, bakra, cinka, ali, shodno tome, nemjerljivo ve?ih gusto?a. Slijedi pla?t o ?ijim smo svojstvima ve? govorili. U sredi?tu neutronske zvijezde gusto?e dosti?u 1015 grama po kubnom centimetru. Drugim rije?ima, ka?i?ica supstance takve zvijezde te?ka je milijarde tona. Pretpostavlja se da u sredi?tu neutronske zvijezde postoji kontinuirano formiranje svih poznatih u nuklearnoj fizici, kao i egzoti?nih elementarnih ?estica koje jo? nisu otkrivene.

Neutronske zvijezde se dosta brzo hlade. Procjene pokazuju da tokom prvih deset do sto hiljada godina temperatura pada sa nekoliko milijardi na stotine miliona stepeni. Neutronske zvijezde brzo rotiraju, a to dovodi do niza vrlo zanimljivih posljedica. Usput, mala veli?ina zvijezde omogu?ava joj da ostane netaknuta tokom brze rotacije. Da mu pre?nik nije 10, ve?, recimo, 100 kilometara, jednostavno bi ga rastrgale centrifugalne sile.

Ve? smo govorili o intrigantnoj pri?i o otkri?u pulsara. Odmah je iznesena ideja da je pulsar brzorotiraju?a neutronska zvijezda, budu?i da je od svih poznatih zvjezdanih konfiguracija samo on mogao ostati stabilan, rotiraju?i velikom brzinom. Upravo je prou?avanje pulsara omogu?ilo da se do?e do izvanrednog zaklju?ka da neutronske zvijezde koje su teoreti?ari otkrili "na vrhu pera" zaista postoje u prirodi i nastaju kao rezultat eksplozija supernove. O?igledne su pote?ko?e u njihovom otkrivanju u opti?kom opsegu, jer se zbog njihovog malog pre?nika ve?ina neutronskih zvijezda ne mo?e vidjeti u najmo?nijim teleskopima, iako, kao ?to smo vidjeli, ovdje postoje izuzeci - pulsar u rakova maglina.

Dakle, astronomi su otkrili novu klasu objekata - pulsari, brzo rotiraju?e neutronske zvijezde. Postavlja se prirodno pitanje: koji je razlog za tako brzu rotaciju neutronske zvijezde, za?to bi se, u stvari, trebala okretati oko svoje ose velikom brzinom?

Razlog za ovaj fenomen je jednostavan. Znamo dobro kako kliza? mo?e pove?ati brzinu rotacije kada pritisne ruke uz tijelo. Pri tome koristi zakon odr?anja ugaonog momenta. Ovaj zakon se nikada ne kr?i, a on je taj koji tokom eksplozije supernove mnogo puta pove?ava brzinu rotacije njenog ostatka - pulsara.

Zaista, tokom kolapsa zvijezde, njena masa (ono ?to je ostalo nakon eksplozije) se ne mijenja, a radijus se smanjuje za oko stotinu hiljada puta. Ali ugaoni moment, koji je jednak proizvodu ekvatorijalne brzine rotacije puta mase puta polumjera, ostaje isti. Masa se ne mijenja, stoga se brzina mora pove?ati za isto sto hiljada puta.

Razmotrimo jednostavan primjer. Na?e Sunce prili?no sporo rotira oko svoje ose. Period ove rotacije je otprilike 25 dana. Dakle, ako bi Sunce odjednom postalo neutronska zvijezda, period njegove rotacije bi se smanjio na jednu desethiljaditi dio sekunde.

Druga va?na posljedica zakona odr?anja je da neutronske zvijezde moraju biti jako magnetizirane. Zaista, u bilo kojem prirodnom procesu, ne mo?emo samo uzeti i uni?titi magnetsko polje (ako ve? postoji). Magnetske linije sile su zauvijek povezane sa visoko elektri?no provodljivom materijom zvijezde. Veli?ina magnetnog fluksa na povr?ini zvijezde jednaka je proizvodu veli?ine ja?ine magnetskog polja i kvadrata polumjera zvijezde. Ova vrijednost je striktno konstantna. Zato, kada se zvijezda skuplja, magnetsko polje mora jako porasti. Zaustavimo se na ovom fenomenu detaljnije, jer upravo taj fenomen odre?uje mnoga nevjerovatna svojstva pulsara.

Na povr?ini na?e Zemlje mo?ete izmjeriti snagu magnetnog polja. Dobi?emo malu vrijednost od oko jednog gausa. U dobroj fizi?koj laboratoriji mo?e se dobiti magnetna polja od milion gausa. Na povr?ini bijelih patuljaka, ja?ina magnetnog polja dosti?e sto miliona gausa. U blizini polja jo? ja?e - do deset milijardi gausa. Ali na povr?ini neutronske zvijezde priroda dosti?e apsolutni rekord. Ovdje ja?ina polja mo?e biti stotine hiljada milijardi gausa. Praznina u tegli od litara koja sadr?i takvo polje unutra bi bila te?ka oko hiljadu tona.

Ovako jaka magnetna polja ne mogu a da ne uti?u (naravno, u kombinaciji sa gravitacionim poljem) na prirodu interakcije neutronske zvezde sa okolnom materijom. Uostalom, jo? nismo razgovarali o tome za?to pulsari imaju veliku aktivnost, za?to emituju radio talase. I ne samo radio talasi. Danas su astrofizi?ari dobro upoznati sa rendgenskim pulsarima koji se posmatraju samo u binarnim sistemima, izvorima gama zraka sa neobi?nim svojstvima, takozvanim rendgenskim bursterima.

Da bismo zamislili razli?ite mehanizme interakcije neutronske zvijezde sa materijom, okrenimo se op?oj teoriji spore promjene na?ina interakcije neutronskih zvijezda s okolinom. Razmotrimo ukratko glavne faze takve evolucije. Neutronske zvijezde - ostaci supernove - u po?etku rotiraju vrlo brzo u periodu od 10 -2 - 10 -3 sekunde. Sa tako brzom rotacijom, zvijezda emituje radio valove, elektromagnetno zra?enje, ?estice.

Jedno od najnevjerovatnijih svojstava pulsara je monstruozna snaga njihovog zra?enja, milijarde puta ve?a od snage zra?enja iz unutra?njosti zvijezda. Tako, na primjer, snaga radio emisije pulsara u "Raku" dose?e 1031 erg / sec, u optici - 1034 erg / sec, ?to je mnogo vi?e od snage zra?enja Sunca. Ovaj pulsar jo? vi?e zra?i u opsegu rendgenskih i gama zraka.

Kako su raspore?eni ovi generatori prirodne energije? Svi radio pulsari imaju jedno zajedni?ko svojstvo, koje je poslu?ilo kao klju? za razotkrivanje mehanizma njihovog djelovanja. Ovo svojstvo le?i u ?injenici da period emitovanja impulsa ne ostaje konstantan, ve? se polako pove?ava. Vrijedi napomenuti da su ovo svojstvo rotiraju?ih neutronskih zvijezda prvo predvidjeli teoreti?ari, a potom vrlo brzo eksperimentalno potvrdili. Tako je 1969. godine utvr?eno da period zra?enja pulsara u "Raku" raste za 36 milijarditi dio sekunde dnevno.

Ne?emo sada raspravljati o tome kako se mjere tako mali vremenski intervali. Za nas je va?na sama ?injenica pove?anja perioda izme?u impulsa, ?to, ina?e, omogu?ava procjenu starosti pulsara. Ali ipak, za?to pulsar emituje impulse radio emisije? Ovaj fenomen nije u potpunosti obja?njen u okviru bilo koje potpune teorije. Ali se ipak mo?e napraviti kvalitativna slika fenomena.

Stvar je u tome da se os rotacije neutronske zvijezde ne poklapa s njenom magnetskom osom. Iz elektrodinamike je dobro poznato da ako se magnet rotira u vakuumu oko ose koja se ne poklapa s magnetskom, tada ?e se elektromagnetno zra?enje pojaviti to?no na frekvenciji rotacije magneta. Istovremeno, brzina rotacije magneta ?e se usporiti. To je razumljivo iz op?tih razmatranja, jer da nije bilo ko?enja, jednostavno bismo imali perpetum motor.

Dakle, na? oda?ilja? crpi energiju radio impulsa iz rotacije zvijezde, a njegovo magnetsko polje je, takore?i, pogonski remen ma?ine. Pravi proces je mnogo komplikovaniji, budu?i da je magnet koji rotira u vakuumu samo delimi?no analogan pulsaru. Uostalom, neutronska zvijezda se uop?e ne rotira u vakuumu, okru?ena je sna?nom magnetosferom, oblakom plazme, a ovo je dobar provodnik, koji sama prilago?ava jednostavnu i prili?no shematsku sliku koju smo nacrtali. Kao rezultat interakcije magnetnog polja pulsara sa magnetosferom koja ga okru?uje, nastaju uski snopovi usmjerenog zra?enja, koji se, uz povoljan "raspored svjetiljki", mogu uo?iti u razli?itim dijelovima galaksije, u posebno na Zemlji.

Brza rotacija radio pulsara u ranoj fazi njegovog ?ivota uzrokuje vi?e od samo radio emisije. Relativisti?ke ?estice nose i zna?ajan dio energije. Kako se brzina rotacije pulsara smanjuje, tlak zra?enja se smanjuje. Prije toga, zra?enje je odbacivalo plazmu od pulsara. Sada okolna materija po?inje da pada na zvezdu i gasi njeno zra?enje. Ovaj proces mo?e biti posebno efikasan ako pulsar u?e u binarni sistem. U takvom sistemu, posebno ako je dovoljno blizu, pulsar na sebe navla?i materiju "normalnog" pratioca.

Ako je pulsar mlad i pun energije, njegova radio emisija je jo? uvijek u stanju da se "probije" do posmatra?a. Ali stari pulsar vi?e nije u stanju da se bori protiv nakupljanja i "gasi" zvezdu. Kako se rotacija pulsara usporava, po?inju se pojavljivati drugi izvanredni procesi. Budu?i da je gravitaciono polje neutronske zvijezde vrlo sna?no, akrecija materije osloba?a zna?ajnu koli?inu energije u obliku rendgenskih zraka. Ako u binarnom sistemu normalan pratilac daje pulsaru zna?ajnu koli?inu materije, otprilike 10 -5 - 10 -6 M godi?nje, neutronska zvijezda ?e se posmatrati ne kao radio pulsar, ve? kao rendgenski pulsar.

Ali to nije sve. U nekim slu?ajevima, kada je magnetosfera neutronske zvijezde blizu njene povr?ine, materija se po?inje akumulirati tamo, formiraju?i neku vrstu ljuske zvijezde. U ovoj ljusci mogu se stvoriti povoljni uslovi za prolazak termonuklearnih reakcija i tada na nebu mo?emo vidjeti rasprskavanje rendgenskih zraka (od engleske rije?i burst - "bljesak").

Strogo govore?i, ovaj proces nam ne bi trebao izgledati neo?ekivano, ve? smo o njemu govorili u vezi s bijelim patuljcima. Me?utim, uvjeti na povr?ini bijelog patuljka i neutronske zvijezde su vrlo razli?iti, pa su rendgenski bursteri jedinstveno povezani s neutronskim zvijezdama. Termonuklearne eksplozije promatramo u obliku rendgenskih bljeskova i, mo?da, rafala gama zraka. Zaista, neki gama-zraci mogu biti, o?igledno, posljedica termonuklearnih eksplozija na povr?ini neutronskih zvijezda.

Ali da se vratimo na rendgenske pulsare. Mehanizam njihovog zra?enja je, naravno, potpuno druga?iji nego kod burstera. Nuklearni izvori energije ovdje vi?e ne igraju nikakvu ulogu. Kineti?ka energija same neutronske zvijezde tako?er ne mo?e biti u skladu sa podacima opservacije.

Uzmimo za primjer izvor X-zraka Centaurus X-1. Njegova snaga je 10 erg/sec. Stoga bi rezerva ove energije mogla biti dovoljna za samo godinu dana. Osim toga, sasvim je o?igledno da bi se period rotacije zvijezde u ovom slu?aju morao pove?ati. Me?utim, u mnogim rendgenskim pulsarima, za razliku od radio pulsara, period izme?u impulsa se smanjuje s vremenom. Dakle, ne radi se o kineti?koj energiji rotacije. Kako rade rendgenski pulsari?

Sje?amo se da se pojavljuju u binarnim sistemima. Tamo su procesi akrecije posebno efikasni. Brzina pada materije na neutronsku zvijezdu mo?e dose?i jednu tre?inu brzine svjetlosti (100.000 kilometara u sekundi). Tada ?e jedan gram materije osloboditi energiju od 1020 erg. A da bi se osiguralo osloba?anje energije od 1037 erg/sec, potrebno je da protok materije do neutronske zvijezde bude 1017 grama u sekundi. Ovo, generalno, nije mnogo, oko hiljaditi deo mase Zemlje godi?nje.

Dobavlja? materijala mo?e biti opti?ki pratilac. Mlaz gasa ?e neprekidno strujati sa dela njegove povr?ine prema neutronskoj zvezdi. On ?e opskrbljivati i energiju i materiju akrecionom disku formiranom oko neutronske zvijezde.

Budu?i da neutronska zvijezda ima ogromno magnetsko polje, plin ?e "te?i" du? magnetnih linija sile prema polovima. Tamo se, na relativno malim "ta?kama" veli?ine samo jednog kilometra, odvijaju procesi proizvodnje najmo?nijeg rendgenskog zra?enja, grandioznih razmjera. X-zrake emituju relativisti?ki i obi?ni elektroni koji se kre?u u magnetskom polju pulsara. Gas koji pada na njega tako?e mo?e „nahraniti“ njegovu rotaciju. Zbog toga se upravo kod rendgenskih pulsara u velikom broju slu?ajeva uo?ava smanjenje perioda rotacije.

Izvori rendgenskih zraka u binarnim sistemima jedan su od najupe?atljivijih fenomena u svemiru. Malo ih je, vjerovatno ne vi?e od stotinu u na?oj Galaksiji, ali njihov zna?aj je ogroman, ne samo sa stanovi?ta, posebno za razumijevanje tipa I. Binarni sistemi obezbe?uju najprirodniji i najefikasniji na?in protoka materije od zvezde do zvezde i tu (zbog relativno brze promene mase zvezda) mo?emo nai?i na razli?ite opcije za „ubrzanu“ evoluciju.

Jo? jedno zanimljivo razmatranje. Znamo koliko je te?ko, ako ne i nemogu?e, procijeniti masu jedne zvijezde. Ali budu?i da su neutronske zvijezde dio binarnih sistema, mo?e se ispostaviti da ?e prije ili kasnije biti mogu?e empirijski (a ovo je izuzetno va?no!) odrediti grani?nu masu neutronske zvijezde, kao i dobiti direktne informacije o njenom porijeklu .

MOSKVA, 28. avgusta - RIA Novosti. Nau?nici su otkrili rekordno te?ku neutronsku zvijezdu sa dvostruko ve?om masom od Sunca, ?to ih je natjeralo da preispitaju brojne teorije, posebno teoriju da bi "slobodni" kvarkovi mogli biti prisutni unutar superguste materije neutronskih zvijezda, navodi se u ?lanku. objavljeno u ?etvrtak u ?asopisu Nature.

Neutronska zvijezda je "le?" zvijezde koji je ostao nakon eksplozije supernove. Njegova veli?ina ne prelazi veli?inu malog grada, ali je gustina materije 10-15 puta ve?a od gustine atomskog jezgra - "prstohvat" materije neutronske zvezde te?i vi?e od 500 miliona tona.

Gravitacija "priti??e" elektrone u protone, pretvaraju?i ih u neutrone, zbog ?ega su neutronske zvijezde dobile svoje ime. Nau?nici su donedavno vjerovali da masa neutronske zvijezde ne mo?e biti ve?a od dvije solarne mase, jer bi u suprotnom gravitacija "sru?ila" zvijezdu u crnu rupu. Stanje unutra?njosti neutronskih zvijezda je uglavnom misterija. Na primjer, raspravlja se o prisutnosti "slobodnih" kvarkova i takvih elementarnih ?estica kao ?to su K-mezoni i hiperoni u centralnim podru?jima neutronske zvijezde.

Autori studije, grupa ameri?kih nau?nika predvo?enih Paulom Demorestom iz Nacionalne radio opservatorije, prou?avali su binarnu zvijezdu J1614-2230, tri hiljade svjetlosnih godina od Zemlje, ?ija je jedna komponenta neutronska zvijezda, a druga bijeli patuljak.

U isto vrijeme, neutronska zvijezda je pulsar, odnosno zvijezda koja emituje usko usmjerene tokove radio-emisije; kao rezultat rotacije zvijezde, tok zra?enja mo?e se uhvatiti sa Zemljine povr?ine pomo?u radio teleskopa u razli?ito vrijeme intervalima.

Bijeli patuljak i neutronska zvijezda rotiraju jedan u odnosu na drugog. Me?utim, na brzinu radio signala iz centra neutronske zvijezde utje?e gravitacija bijelog patuljka, ona ga "usporava". Nau?nici, mjere?i vrijeme dolaska radio signala na Zemlju, mogu sa velikom precizno??u odrediti masu objekta "odgovornog" za ka?njenje signala.

"Imamo puno sre?e sa ovim sistemom. Pulsar koji se brzo okre?e daje nam signal koji dolazi iz orbite koja je savr?eno postavljena. ?tavi?e, na? bijeli patuljak je prili?no velik za zvijezdu ovog tipa. Ova jedinstvena kombinacija nam omogu?ava da uzmemo punu prednost Shapiro efekta (ka?njenje gravitacionog signala) i pojednostavljuje mjerenja", ka?e koautor Scott Ransom.

Binarni sistem J1614-2230 lociran je tako da se mo?e posmatrati gotovo sa ivice, odnosno u ravni orbite. To olak?ava precizno mjerenje masa njegovih sastavnih zvijezda.

Kao rezultat toga, masa pulsara je bila jednaka 1,97 solarnih masa, ?to je bio rekord za neutronske zvijezde.

„Ova mjerenja mase nam govore da ako uop?e postoje kvarkovi u jezgru neutronske zvijezde, oni ne mogu biti 'slobodni', ali, najvjerovatnije, moraju me?usobno mnogo ja?e komunicirati nego u 'obi?nim' atomskim jezgrama, “ obja?njava glavna grupa astrofizi?ara koja se bavi ovom problematikom, Feryal Ozel (Feryal Ozel) sa Univerziteta Arizona.

"Iznena?uje me da ne?to tako jednostavno kao ?to je masa neutronske zvijezde mo?e re?i toliko toga u toliko razli?itih podru?ja fizike i astronomije", ka?e Ransom.

Astrofizi?ar Sergej Popov sa Sternbergovog dr?avnog astronomskog instituta napominje da prou?avanje neutronskih zvijezda mo?e pru?iti klju?ne informacije o strukturi materije.

"U zemaljskim laboratorijama nemogu?e je prou?avati materiju gusto?e mnogo ve?e od nuklearne. A to je veoma va?no za razumijevanje kako svijet funkcionira. Na sre?u, takva gusta materija postoji u dubinama neutronskih zvijezda. Da bi se utvrdila svojstva ovog materija, veoma je va?no znati kolika je najve?a masa neutronske zvezde, a ne da se pretvori u crnu rupu“, rekao je Popov za RIA Novosti.

Neutronske zvijezde su krajnji proizvod zvjezdane evolucije. Njihova veli?ina i te?ina su jednostavno neverovatne! Ima veli?inu do 20 km u pre?niku, ali te?i kao . Gusto?a materije u neutronskoj zvijezdi je mnogo puta ve?a od gustine atomskog jezgra. Neutronske zvijezde se pojavljuju tokom eksplozija supernove.

Ve?ina poznatih neutronskih zvijezda ima masu od pribli?no 1,44 solarne mase. i jednaka je granici mase Chandrasekhara. Ali teoretski je mogu?e da mogu imati do 2,5 mase. Najte?i do sada otkriveni ima te?inu od 1,88 solarne mase, i zove se - Vele X-1, a drugi sa masom od 1,97 solarne - PSR J1614-2230. Sa daljim pove?anjem gustine, zvezda se pretvara u kvark.

Magnetno polje neutronskih zvijezda je vrlo jako i dosti?e 10 do 12 stepena G, Zemljino polje je 1 Gs. Od 1990. godine neke neutronske zvijezde su identificirane kao magnetari - to su zvijezde u kojima magnetna polja idu daleko iznad 10 do 14. stepena gausa. Sa takvim kriti?nim magnetnim poljima mijenja se i fizika, javljaju se relativisti?ki efekti (devijacija svjetlosti magnetnim poljem) i polarizacija fizi?kog vakuuma. Neutronske zvijezde su bile predvi?ene, a zatim otkrivene.

Prve sugestije dali su Walter Baade i Fritz Zwicky 1933. godine., iznijeli su pretpostavku da se neutronske zvijezde ra?aju kao rezultat eksplozije supernove. Prema prora?unima, zra?enje ovih zvijezda je vrlo malo, jednostavno ga je nemogu?e otkriti. Ali 1967. godine, diplomirana studentica Hewish Jocelyn Bell otkrila je , koji emituje regularne radio impulse.

Takvi impulsi su dobijeni kao rezultat brze rotacije objekta, ali obi?ne zvijezde od tako jake rotacije jednostavno bi se razletjele, pa su stoga odlu?ili da su neutronske zvijezde.

Pulsari u opadaju?em redoslijedu brzine rotacije:

Ejektor je radio pulsar. Mala brzina rotacije i jako magnetno polje. Takav pulsar ima magnetno polje i zvijezda se rotira jednakom ugaonom brzinom. U odre?enom trenutku, linearna brzina polja dosti?e brzinu svjetlosti i po?inje je prema?ivati. Nadalje, dipolno polje ne mo?e postojati, a linije ja?ine polja su pokidane. Kre?u?i se du? ovih linija, nabijene ?estice dospiju do litice i odlome se, tako da napuste neutronsku zvijezdu i mogu odletjeti na bilo koju udaljenost do beskona?nosti. Stoga se ovi pulsari nazivaju ejektorima (daju, izbijaju) - radio pulsari.

Propeler, vi?e nema takvu brzinu rotacije kao ejektor da ubrza ?estice do post-svjetlosne brzine, tako da ne mo?e biti radio pulsar. Ali njegova brzina rotacije je jo? uvijek vrlo velika, materija zarobljena magnetnim poljem jo? ne mo?e pasti na zvijezdu, odnosno ne dolazi do akrecije. Takve zvijezde se vrlo slabo prou?avaju, jer ih je gotovo nemogu?e promatrati.

Akretor je rendgenski pulsar. Zvezda se vi?e ne okre?e tako brzo i materija po?inje da pada na zvezdu, padaju?i du? linije magnetnog polja. Padaju?i blizu pola na ?vrstu povr?inu, supstanca se zagreva na desetine miliona stepeni, ?to rezultira rendgenskim zracima. Pulsacije nastaju kao rezultat ?injenice da se zvijezda jo? uvijek rotira, a kako je podru?je padaju?e tvari svega oko 100 metara, ovo mjesto povremeno nestaje iz vidokruga.