Nast?v? po v?buchu supernovy.

Tohle je z?pad ?ivota hv?zdy. Jeho gravitace je tak siln?, ?e vyhazuje elektrony z drah atom? a m?n? je na neutrony.

Kdy? ztrat? podporu vnit?n?ho tlaku, zhrout? se a to vede k v?buch supernovy.

Poz?statky tohoto t?lesa se staly Neutronovou hv?zdou, kter? m? hmotnost 1,4 n?sobku hmotnosti Slunce a polom?r t?m?? rovn? polom?ru Manhattanu ve Spojen?ch st?tech.

Hmotnost kostky cukru s hustotou neutronov? hv?zdy je...

Vezmeme-li nap?. kousek cukru o objemu 1 cm 3 a p?edstav?me si, ?e je z hmota neutronov? hv?zdy, pak by jeho hmotnost byla p?ibli?n? jedna miliarda tun. To se rovn? hmotnosti p?ibli?n? 8 tis?c letadlov?ch lod?. mal? p?edm?t s neuv??iteln? hustota!

Novorozen? neutronov? hv?zda se m??e pochlubit vysokou rota?n? rychlost?. Kdy? se hmotn? hv?zda zm?n? na neutronovou, zm?n? se rychlost jej? rotace.

Rotuj?c? neutronov? hv?zda je p?irozen? elektrick? gener?tor. Jeho rotace vytv??? siln? magnetick? pole. Tato ohromn? s?la magnetismu zachycuje elektrony a dal?? ??stice atom? a pos?l? je obrovskou rychlost? hluboko do vesm?ru. Vysokorychlostn? ??stice maj? tendenci emitovat z??en?. Blik?n?, kter? pozorujeme u pulsarov?ch hv?zd, je z??en? t?chto ??stic.Ale v?imneme si ho, a? kdy? jeho z??en? sm??uje na??m sm?rem.

Rotuj?c? neutronov? hv?zda je pulsar, exotick? objekt, kter? se objevil po v?buchu supernovy. Tohle je konec jej?ho ?ivota.

Hustota neutronov?ch hv?zd je rozlo?ena r?zn?. Maj? neuv??iteln? hustou k?ru. Ale s?ly uvnit? neutronov? hv?zdy jsou schopny prorazit k?ru. A kdy? k tomu dojde, hv?zda uprav? svou polohu, co? vede ke zm?n? jej? rotace. ??k? se tomu: k?ra je praskl?. Na neutronov? hv?zd? dojde k v?buchu.

?l?nky

NEUTRONOV? HV?ZDA
hv?zda slo?en? p?ev??n? z neutron?. Neutron je neutr?ln? subatom?rn? ??stice, jedna z hlavn?ch slo?ek hmoty. Hypot?zu o existenci neutronov?ch hv?zd p?edlo?ili astronomov? W. Baade a F. Zwicky bezprost?edn? po objevu neutronu v roce 1932. Tato hypot?za byla ale potvrzena pozorov?n?m a? po objevu pulsar? v roce 1967.
viz tak? PULSAR. Neutronov? hv?zdy vznikaj? jako v?sledek gravita?n?ho kolapsu norm?ln?ch hv?zd s hmotnost? n?kolikan?sobku hmotnosti Slunce. Hustota neutronov? hv?zdy se bl??? hustot? atomov?ho j?dra, tzn. 100 milionkr?t vy??? ne? hustota b??n? hmoty. Neutronov? hv?zda m? proto p?i sv? obrovsk? hmotnosti polom?r pouze cca. 10 km. Vzhledem k mal?mu polom?ru neutronov? hv?zdy je gravita?n? s?la na jej?m povrchu extr?mn? vysok?: asi 100 miliardkr?t vy??? ne? na Zemi. Tato hv?zda je chr?n?na p?ed kolapsem „degenera?n?m tlakem“ hust? neutronov? hmoty, kter? nez?vis? na jej? teplot?. Pokud v?ak hmotnost neutronov? hv?zdy p?es?hne p?ibli?n? 2 hmotnosti Slunce, pak gravitace p?ekro?? tento tlak a hv?zda nebude schopna kolapsu odolat.
viz tak? GRAVITA?N? KOLAPS. Neutronov? hv?zdy maj? velmi siln? magnetick? pole, dosahuj?c? na povrchu 10 12-10 13 gauss? (pro srovn?n?: Zem? m? asi 1 gauss). S neutronov?mi hv?zdami jsou spojeny dva r?zn? typy nebesk?ch objekt?.
Pulsary (r?diov? pulsary). Tyto objekty p??sn? pravideln? vys?laj? pulsy r?diov?ch vln. Radia?n? mechanismus nen? zcela jasn?, ale p?edpokl?d? se, ?e rotuj?c? neutronov? hv?zda vys?l? radiov? paprsek ve sm?ru souvisej?c?m s jej?m magnetick?m polem, jeho? osa symetrie se neshoduje s osou rotace hv?zdy. Proto rotace zp?sobuje rotaci r?diov?ho paprsku periodicky vys?lan?ho k Zemi.
Rentgen se zdvojn?sob?. Pulzuj?c? zdroje rentgenov?ho z??en? jsou tak? spojov?ny s neutronov?mi hv?zdami, kter? jsou sou??st? bin?rn?ho syst?mu s hmotnou norm?ln? hv?zdou. V takov?ch syst?mech dopad? plyn z povrchu norm?ln? hv?zdy na neutronovou hv?zdu a zrychluje se na obrovskou rychlost. P?i dopadu na povrch neutronov? hv?zdy uvoln? plyn 10–30 % sv? klidov? energie, zat?mco p?i jadern?ch reakc?ch toto ??slo nedosahuje ani 1 %. Povrch neutronov? hv?zdy zah??t? na vysokou teplotu se st?v? zdrojem rentgenov?ho z??en?. P?d plynu v?ak neprob?h? rovnom?rn? po cel?m povrchu: siln? magnetick? pole neutronov? hv?zdy zachycuje padaj?c? ionizovan? plyn a sm??uje jej k magnetick?m p?l?m, kam dopad? jako do trycht??e. Proto se siln? zah??vaj? pouze oblasti p?l?, kter? se na rotuj?c? hv?zd? st?vaj? zdroji rentgenov?ch puls?. R?diov? pulsy z takov? hv?zdy ji? nedoraz?, proto?e r?diov? vlny jsou absorbov?ny v plynu, kter? ji obklopuje.
Slou?enina. Hustota neutronov? hv?zdy roste s hloubkou. Pod vrstvou atmosf?ry o tlou??ce jen n?kolik centimetr? je n?kolik metr? siln? sko??pka tekut?ho kovu a pod n? pevn? k?ra o tlou??ce kilometru. L?tka k?ry p?ipom?n? oby?ejn? kov, ale je mnohem hust??. Ve vn?j?? ??sti k?ry je to p?edev??m ?elezo; pod?l neutron? v jeho slo?en? roste s hloubkou. Kde hustota dosahuje cca. 4*10 11 g/cm3 se pod?l neutron? zv??? natolik, ?e n?kter? z nich ji? nejsou sou??st? jader, ale tvo?? spojit? prost?ed?. Tam hmota vypad? jako „mo?e“ neutron? a elektron?, ve kter?ch jsou prolo?ena j?dra atom?. A p?i hustot? cca. 2*10 14 g/cm3 (hustota atomov?ho j?dra), jednotliv? j?dra zcela miz? a z?st?v? spojit? neutronov? „kapalina“ s p??m?s? proton? a elektron?. Pravd?podobn? se v tomto p??pad? neutrony a protony chovaj? jako supratekut? kapalina, podobn? jako kapaln? helium a supravodiv? kovy v pozemsk?ch laborato??ch.

P?i je?t? vy???ch hustot?ch se v neutronov? hv?zd? tvo?? nejneobvyklej?? formy hmoty. Mo?n? se neutrony a protony rozpadaj? na je?t? men?? ??stice – kvarky; je tak? mo?n?, ?e se vyr?b? mnoho p?-mezon?, kter? tvo?? tzv. pionov? kondenz?t.
viz tak?
Element?rn? ??stice;
SUPERVODIVOST ;
SUPERFLUIDITA.
LITERATURA
Dyson F., Ter Haar D. Neutronov? hv?zdy a pulsary. M., 1973 Lipunov V.M. Astrofyzika neutronov?ch hv?zd. M., 1987

Collierova encyklopedie. - Otev?en? spole?nost. 2000 .

Pod?vejte se, co je „NEUTRON STAR“ v jin?ch slovn?c?ch:

NEUTRONOV? HV?ZDA, velmi mal? hv?zda s vysokou hustotou, skl?daj?c? se z NEUTRON?. Je to posledn? f?ze ve v?voji mnoha hv?zd. Neutronov? hv?zdy vznikaj?, kdy? masivn? hv?zda vybuchne jako SUPERNOVA a exploduje... ... V?deckotechnick? encyklopedick? slovn?k

Hv?zda, jej?? l?tka se podle teoretick?ch koncepc? skl?d? p?ev??n? z neutron?. Neutronizace hmoty je spojena s gravita?n?m kolapsem hv?zdy po vy?erp?n? jadern?ho paliva v n?. Pr?m?rn? hustota neutronov?ch hv?zd je 2,1017… Velk? encyklopedick? slovn?k

Struktura neutronov? hv?zdy. Neutronov? hv?zda je astronomick? objekt, kter? je jedn?m z kone?n?ch produkt? ... Wikipedie

Hv?zda, jej?? l?tka se podle teoretick?ch koncepc? skl?d? p?ev??n? z neutron?. Pr?m?rn? hustota takov? hv?zdy je Neutronov? hv?zda 2·1017 kg/m3, pr?m?rn? polom?r je 20 km. Detekov?no pulzn?m r?diov?m vyza?ov?n?m, viz Pulsary... Astronomick? slovn?k

Hv?zda, jej?? l?tka se podle teoretick?ch koncepc? skl?d? p?ev??n? z neutron?. Neutronizace hmoty je spojena s gravita?n?m kolapsem hv?zdy po vy?erp?n? jadern?ho paliva v n?. Pr?m?rn? hustota neutronov? hv?zdy ... ... encyklopedick? slovn?k

Hydrostaticky rovnov??n? hv?zda, ve kter? se roj skl?d? hlavn?. z neutron?. Vznik? jako v?sledek p?em?ny proton? na neutrony b?hem gravitace. kolaps v z?v?re?n?ch f?z?ch v?voje dostate?n? hmotn?ch hv?zd (s hmotnost? n?kolikr?t v?t?? ne? ... ... P??rodn? v?da. encyklopedick? slovn?k

neutronov? hv?zda- jedna z etap ve v?voji hv?zd, kdy se n?sledkem gravita?n?ho kolapsu zmen?? na tak mal? rozm?ry (polom?r koule 10 20 km), ?e elektrony jsou vtla?eny do jader atom? a neutralizuj? jejich n?boj, ve?ker? hmota z hv?zdy se st?v? ... ... Po??tky modern? p??rodn? v?dy

Culverova neutronov? hv?zda. Objevili ho astronomov? z Pennsylv?nsk? st?tn? univerzity v USA a kanadsk? McGill University v souhv?zd? Mal? medv?dice. Hv?zda je neobvykl? sv?mi vlastnostmi a nepodob? se ??dn? jin? ... ... Wikipedii

- (anglicky runaway star) hv?zda, kter? se pohybuje abnorm?ln? vysokou rychlost? vzhledem k okoln?mu mezihv?zdn?mu m?diu. Vlastn? pohyb takov? hv?zdy je ?asto indikov?n p?esn? s ohledem na hv?zdnou asociaci, jej?? ?lenem ... ... Wikipedia

V astrofyzice, stejn? jako v ka?d?m jin?m oboru v?dy, jsou nejzaj?mav?j?? evolu?n? probl?my spojen? s prastar?mi ot?zkami „co se stalo? a to bude?". Co se stane s hv?zdnou hmotou p?ibli?n? rovnou hmotnosti na?eho Slunce, u? v?me. Takov? hv?zda, proch?zej?c? jevi?t?m ?erven? obr, bude b?l? trpasl?k. B?l? trpasl?ci v Hertzsprung-Russellov? diagramu le?? mimo hlavn? sekvenci.

B?l? trpasl?ci jsou koncem v?voje hv?zd slune?n? hmoty. Jsou jakousi evolu?n? slepou uli?kou. Pomal? a klidn? vyhas?n?n? - konec dr?hy v?ech hv?zd s hmotnost? men?? ne? Slunce. A co hmotn?j?? hv?zdy? Vid?li jsme, ?e jejich ?ivot je pln? bou?liv?ch ud?lost?. Nab?z? se ale p?irozen? ot?zka: jak skon?? monstr?zn? kataklyzmata pozorovan? v podob? v?buch? supernov?

V roce 1054 vzpl?la na obloze hostuj?c? hv?zda. Bylo vid?t na obloze i ve dne a zhaslo a? po n?kolika m?s?c?ch. Dnes vid?me poz?statky t?to hv?zdn? katastrofy v podob? jasn?ho optick?ho objektu, ozna?en?ho M1 v katalogu mlhovin Monsieur. Je to fam?zn? krab? mlhovina- poz?statek v?buchu supernovy.

Ve 40. letech na?eho stolet? za?al americk? astronom W. Baade studovat centr?ln? ??st „kraba“, aby se pokusil naj?t hv?zdn? zbytek po v?buchu supernovy ve st?edu mlhoviny. Mimochodem, jm?no „krab“ dal tomuto objektu v 19. stolet? anglick? astronom Lord Ross. Baade na?el kandid?ta na hv?zdn? zbytek v podob? hv?zdi?ky 17m.

Astronom ale ?t?st? nem?l, nem?l vhodnou techniku pro detailn? studium, a proto si nemohl v?imnout, ?e tato hv?zda blik?, pulzuje. Pokud by perioda t?chto pulsac? jasnosti nebyla 0,033 sekundy, ale ?ekn?me n?kolik sekund, Baade by si toho nepochybn? v?iml, a pak by ?est objevit prvn? pulsar nepat?ila A. Hewishovi a D. Bellovi.

Deset let p?edt?m, ne? Baade nam??il dalekohled na st?ed krab? mlhovina, za?ali teoreti?t? fyzici zkoumat stav hmoty p?i hustot?ch p?esahuj?c?ch hustotu b?l?ch trpasl?k? (106 - 107 g/cm3). Z?jem o tuto problematiku vznikl v souvislosti s probl?mem z?v?re?n?ch f?z? hv?zdn?ho v?voje. Zaj?mav? je, ?e jedn?m ze spoluautor? t?to my?lenky byl tent?? Baade, kter? pr?v? spojil samotn? fakt existence neutronov? hv?zdy s v?buchem supernovy.

Pokud je hmota stla?ena na hustoty v?t??, ne? je hustota b?l?ch trpasl?k?, za?nou tzv. neutroniza?n? procesy. Obrovsk? tlak uvnit? hv?zdy „poh?n?“ elektrony do atomov?ch jader. Za norm?ln?ch podm?nek bude j?dro, kter? absorbovalo elektrony, nestabiln?, proto?e obsahuje nadm?rn? mno?stv? neutron?. To v?ak nen? p??pad kompaktn?ch hv?zd. Jak se hustota hv?zdy zvy?uje, elektrony degenerovan?ho plynu jsou postupn? pohlcov?ny j?dry a hv?zda se postupn? m?n? v ob??. neutronov? hv?zda- kapka. Degenerovan? elektronov? plyn je nahrazen degenerovan?m neutronov?m plynem o hustot? 1014-1015 g/cm3. Jin?mi slovy, hustota neutronov? hv?zdy je miliardkr?t v?t?? ne? hustota b?l?ho trpasl?ka.

Tato monstr?zn? konfigurace hv?zdy byla dlouhou dobu pova?ov?na za hru mysli teoretik?. P??rod? trvalo v?ce ne? t?icet let, ne? potvrdila tuto vynikaj?c? p?edpov??. Ve stejn?ch 30. letech do?lo k dal??mu d?le?it?mu objevu, kter? m?l rozhoduj?c? vliv na celou teorii hv?zdn?ho v?voje. Chandrasekhar a L. Landau zjistili, ?e pro hv?zdu, kter? vy?erpala zdroje jadern? energie, existuje ur?it? limituj?c? hmotnost, kdy? je hv?zda st?le stabiln?. S touto hmotou je tlak degenerovan?ho plynu st?le schopen odol?vat gravita?n?m sil?m. V d?sledku toho m? hmotnost degenerovan?ch hv?zd (b?l?ch trpasl?k?, neutronov?ch hv?zd) kone?nou mez (Chandrasekharova mez), jej?? p?ekro?en? zp?sob? katastrof?ln? stla?en? hv?zdy, jej? kolaps.

V?imn?te si, ?e pokud je hmotnost j?dra hv?zdy mezi 1,2 M a 2,4 M, kone?n?m „produktem“ v?voje takov? hv?zdy mus? b?t neutronov? hv?zda. S hmotnost? j?dra men?? ne? 1,2 M povede evoluce nakonec ke zrozen? b?l?ho trpasl?ka.

Co je to neutronov? hv?zda? Zn?me jeho hmotnost, v?me tak?, ?e se skl?d? p?ev??n? z neutron?, jejich? velikosti jsou tak? zn?m?. Odtud je snadn? ur?it polom?r hv?zdy. Uk?zalo se, ?e je to bl?zko... 10 kilometr?! Ur?en? polom?ru takov?ho objektu skute?n? nen? obt??n?, ale je velmi obt??n? si p?edstavit, ?e hmotu bl?zkou hmotnosti Slunce lze um?stit do objektu, jeho? pr?m?r je o n?co v?t?? ne? d?lka ulice Profsoyuznaya v Moskv?. Toto je ob?? jadern? kapka, supernukleus prvku, kter? nezapad? do ??dn? periodick? soustavy a m? neo?ek?vanou, zvl??tn? strukturu.

L?tka neutronov? hv?zdy m? vlastnosti supratekut? kapaliny! Na prvn? pohled je tato skute?nost t??ko uv??iteln?, ale je to tak. Stla?en? do monstr?zn?ch hustot l?tka p?ipom?n? do jist? m?ry kapaln? helium. Krom? toho bychom nem?li zapom?nat, ?e teplota neutronov? hv?zdy je asi miliarda stup??, a jak v?me, supratekutost se v pozemsk?ch podm?nk?ch projevuje pouze p?i ultran?zk?ch teplot?ch.

Je pravda, ?e pro chov?n? samotn? neutronov? hv?zdy nehraje teplota zvl??tn? roli, proto?e jej? stabilita je ur?ena tlakem degenerovan?ho neutronov?ho plynu - kapaliny. Struktura neutronov? hv?zdy v mnoha ohledech p?ipom?n? strukturu planety. Krom? „pl??t?“, kter? se skl?d? z l?tky s ??asn?mi vlastnostmi supravodiv? kapaliny, m? takov? hv?zda tenkou, pevnou k?ru o tlou??ce asi kilometr. P?edpokl?d? se, ?e k?ra m? zvl??tn? krystalickou strukturu. Zvl??tn? proto, ?e na rozd?l od n?m zn?m?ch krystal?, kde struktura krystalu z?vis? na konfiguraci elektronov?ch obal? atomu, v j?dru neutronov? hv?zdy jsou atomov? j?dra bez elektron?. Vytv??ej? proto m???ku p?ipom?naj?c? kubick? m???ky ?eleza, m?di, zinku, ale v souladu s t?m s nem??iteln? vy???mi hustotami. D?le p?ich?z? na ?adu pl???, o jeho? vlastnostech jsme ji? mluvili. Ve st?edu neutronov? hv?zdy dosahuj? hustoty 1015 gram? na centimetr krychlov?. Jin?mi slovy, l?i?ka hmoty takov? hv?zdy v??? miliardy tun. P?edpokl?d? se, ?e ve st?edu neutronov? hv?zdy je souvisl? formace v?ech zn?m?ch v jadern? fyzice, stejn? jako exotick?ch element?rn?ch ??stic dosud neobjeven?ch.

Neutronov? hv?zdy pom?rn? rychle vychladnou. Odhady ukazuj?, ?e b?hem prvn?ch deseti a? sto tis?c let teplota klesne z n?kolika miliard na stovky milion? stup??. Neutronov? hv?zdy rychle rotuj? a to vede k ?ad? velmi zaj?mav?ch d?sledk?. Mimochodem, pr?v? mal? velikost hv?zdy umo??uje, aby b?hem rychl? rotace z?stala neporu?en?. Pokud by jej? pr?m?r nebyl 10, ale ?ekn?me 100 kilometr?, odst?ediv? s?ly by ji prost? roztrhaly.

O poutav?m p??b?hu o objevu pulsar? jsme ji? mluvili. Okam?it? se objevila my?lenka, ?e pulsar je rychle rotuj?c? neutronov? hv?zda, proto?e ze v?ech zn?m?ch hv?zdn?ch konfigurac? pouze ona mohla z?stat stabiln? a rotuj?c? vysokou rychlost?. Pr?v? studium pulsar? umo?nilo dosp?t k pozoruhodn?mu z?v?ru, ?e neutronov? hv?zdy objeven? teoretiky „na ?pi?ce pera“ v p??rod? skute?n? existuj? a vznikaj? v d?sledku v?buch? supernov. Obt??e s jejich detekc? v optick?m dosahu jsou z?ejm?, proto?e kv?li jejich mal?mu pr?m?ru nelze v?t?inu neutronov?ch hv?zd vid?t v nejv?konn?j??ch dalekohledech, i kdy?, jak jsme vid?li, zde existuj? v?jimky - pulsar v krab? mlhovina.

Astronomov? tedy objevili novou t??du objekt? - pulsary, rychle rotuj?c? neutronov? hv?zdy. Nab?z? se p?irozen? ot?zka: jak? je d?vod tak rychl? rotace neutronov? hv?zdy, pro? by se vlastn? m?la ot??et kolem sv? osy velkou rychlost??

D?vod tohoto jevu je jednoduch?. Dob?e v?me, jak m??e brusla? zv??it rychlost rotace, kdy? p?itla?? ruce k t?lu. P?itom vyu??v? z?kon zachov?n? momentu hybnosti. Tento z?kon nen? nikdy poru?en a je to pr?v? on, kdo p?i v?buchu supernovy mnohon?sobn? zv??? rychlost rotace jej?ho zbytku – pulsaru.

B?hem kolapsu hv?zdy se toti? jej? hmotnost (co zbylo po v?buchu) nem?n? a polom?r se zmen?? asi stotis?ckr?t. Ale moment hybnosti, kter? se rovn? sou?inu ekvatori?ln? rota?n? rychlosti kr?t hmotnost kr?t polom?r, z?st?v? stejn?. Hmotnost se nem?n?, proto se rychlost mus? zv??it stejn? stotis?ckr?t.

Pod?vejme se na jednoduch? p??klad. Na?e Slunce se ot??? pom?rn? pomalu kolem sv? vlastn? osy. Doba tohoto st??d?n? je p?ibli?n? 25 dn?. Pokud by se tedy Slunce n?hle stalo neutronovou hv?zdou, doba jeho rotace by se zkr?tila na jednu desetitis?cinu sekundy.

Druh?m d?le?it?m d?sledkem z?kon? zachov?n? je, ?e neutronov? hv?zdy mus? b?t velmi siln? magnetizov?ny. Ve skute?nosti v ??dn?m p??rodn?m procesu nem??eme magnetick? pole jen tak vz?t a zni?it (pokud ji? existuje). Magnetick? silo??ry jsou nav?dy spojeny s vysoce elektricky vodivou hmotou hv?zdy. Velikost magnetick?ho toku na povrchu hv?zdy se rovn? sou?inu velikosti intenzity magnetick?ho pole a druh? mocniny polom?ru hv?zdy. Tato hodnota je p??sn? konstantn?. To je d?vod, pro?, kdy? se hv?zda smr??uje, magnetick? pole se mus? velmi zv??it. Zastavme se u tohoto jevu podrobn?ji, proto?e je to pr?v? tento jev, kter? ur?uje mnoh? z ??asn?ch vlastnost? pulsar?.

Na povrchu na?? Zem? m??ete zm??it s?lu magnetick?ho pole. Dostaneme malou hodnotu asi jeden gauss. V dobr? fyzik?ln? laborato?i lze z?skat magnetick? pole o velikosti milionu gauss?. Na povrchu b?l?ch trpasl?k? dosahuje s?la magnetick?ho pole sta milion? gauss?. V bl?zkosti pole je?t? siln?j?? - a? deset miliard gauss?. Ale na povrchu neutronov? hv?zdy p??roda dosahuje absolutn?ho rekordu. Zde m??e b?t intenzita pole stovky tis?c miliard gauss?. Pr?zdnota v litrov? n?dob? obsahuj?c? takov? pole uvnit? by v??ila asi tis?c tun.

Takto siln? magnetick? pole nemohou neovliv?ovat (samoz?ejm? v kombinaci s gravita?n?m polem) povahu interakce neutronov? hv?zdy s okoln? hmotou. Ostatn?, je?t? jsme nemluvili o tom, pro? maj? pulsary velkou aktivitu, pro? vyza?uj? r?diov? vlny. A nejen r?diov? vlny. Dnes astrofyzici dob?e znaj? rentgenov? pulsary pozorovan? pouze v bin?rn?ch syst?mech, zdroje gama z??en? s neobvykl?mi vlastnostmi, takzvan? rentgenov? bursty.

Abychom si p?edstavili r?zn? mechanismy interakce neutronov? hv?zdy s hmotou, p?ejd?me k obecn? teorii pomal? zm?ny zp?sob? interakce neutronov?ch hv?zd s prost?ed?m. Pod?vejme se kr?tce na hlavn? f?ze takov?ho v?voje. Neutronov? hv?zdy - zbytky supernov - zpo??tku rotuj? velmi rychle s periodou 10 -2 - 10 -3 sekund. P?i tak rychl? rotaci hv?zda vys?l? r?diov? vlny, elektromagnetick? z??en?, ??stice.

Jednou z nej??asn?j??ch vlastnost? pulsar? je monstr?zn? s?la jejich z??en?, miliardkr?t v?t?? ne? s?la z??en? z nitra hv?zd. Nap??klad v?kon r?diov? emise pulsaru v „krabu“ dosahuje 1031 erg / sec, v optice - 1034 erg / sec, co? je mnohem v?ce ne? s?la z??en? Slunce. Tento pulsar vyza?uje je?t? v?ce v oblasti rentgenov?ho a gama z??en?.

Jak jsou tyto p??rodn? gener?tory energie uspo??d?ny? V?echny r?diov? pulsary maj? jednu spole?nou vlastnost, kter? slou?ila jako kl?? k odhalen? mechanismu jejich p?soben?. Tato vlastnost spo??v? v tom, ?e perioda pulzn? emise nez?st?v? konstantn?, ale pomalu se prodlu?uje. Stoj? za zm?nku, ?e tato vlastnost rotuj?c?ch neutronov?ch hv?zd byla nejprve p?edpov?zena teoretiky a pot? velmi rychle experiment?ln? potvrzena. V roce 1969 se tedy zjistilo, ?e perioda vyza?ov?n? pulz? pulsaru v „Krabovi“ roste o 36 miliardtin sekundy za den.

Nebudeme nyn? rozeb?rat, jak se m??? tak mal? ?asov? intervaly. Pro n?s je d?le?it? samotn? fakt prodlu?ov?n? periody mezi pulsy, co? mimochodem umo??uje odhadnout i st??? pulsar?. Ale p?esto, pro? pulsar vys?l? pulsy r?diov? emise? Tento jev nen? pln? vysv?tlen v r?mci ??dn? ?pln? teorie. Kvalitativn? obraz jevu v?ak lze nakreslit.

Jde o to, ?e osa rotace neutronov? hv?zdy se neshoduje s jej? magnetickou osou. Z elektrodynamiky je dob?e zn?mo, ?e pokud se magnet ot??? ve vakuu kolem osy, kter? se neshoduje s magnetickou, pak se elektromagnetick? z??en? objev? p?esn? s frekvenc? ot??en? magnetu. Z?rove? dojde ke zpomalen? rychlosti ot??en? magnetu. Z obecn?ch ?vah je to pochopiteln?, proto?e kdyby nebylo brzd?n?, m?li bychom prost? perpetum mobile.

N?? vys?la? tedy ?erp? energii r?diov?ch impuls? z rotace hv?zdy a jej? magnetick? pole je jakoby hnac?m ?emenem stroje. Skute?n? proces je mnohem slo?it?j??, proto?e magnet rotuj?c? ve vakuu je pouze ??ste?n? analogick? pulsaru. Koneckonc?, neutronov? hv?zda se ve vakuu v?bec neot???, je obklopena silnou magnetosf?rou, plazmov?m oblakem, a to je dobr? vodi?, kter? si s?m upravuje jednoduch? a sp??e schematick? obr?zek, kter? jsme nakreslili. V d?sledku interakce magnetick?ho pole pulsaru s magnetosf?rou, kter? jej obklopuje, se vytv??ej? ?zk? svazky sm?rov?ho z??en?, kter? lze p?i p??zniv?m „uspo??d?n? sv?tidel“ pozorovat v r?zn?ch ??stech galaxie, nap?. konkr?tn? na Zemi.

Rychl? rotace r?diov?ho pulsaru v ran? f?zi jeho ?ivota zp?sobuje v?ce ne? jen r?diov? vyza?ov?n?. Zna?nou ??st energie odn??ej? i relativistick? ??stice. S klesaj?c? rychlost? rotace pulsaru kles? radia?n? tlak. P?edt?m z??en? odhazovalo plazmu z pulsaru. Nyn? okoln? hmota za?ne dopadat na hv?zdu a uhas? jej? z??en?. Tento proces m??e b?t zvl??t? ??inn?, pokud pulsar vstoup? do bin?rn?ho syst?mu. V takov?m syst?mu, zvl??t? pokud je dostate?n? bl?zko, si pulsar st?hne hmotu „norm?ln?ho“ spole?n?ka na sebe.

Pokud je pulsar mlad? a pln? energie, jeho radiov? emise je st?le schopna „prorazit“ k pozorovateli. Ale star? pulsar ji? nen? schopen bojovat s nar?st?n?m a hv?zdu "zhas?n?". Jak se rotace pulsaru zpomaluje, za??naj? se objevovat dal?? pozoruhodn? procesy. Proto?e gravita?n? pole neutronov? hv?zdy je velmi siln?, akrece hmoty uvol?uje zna?n? mno?stv? energie ve form? rentgenov?ho z??en?. Pokud v bin?rn?m syst?mu norm?ln? spole?n?k dod? pulsaru zna?n? mno?stv? hmoty, p?ibli?n? 10 -5 - 10 -6 M za rok, neutronov? hv?zda nebude pozorov?na jako r?diov? pulsar, ale jako rentgenov? pulsar.

Ale to nen? v?echno. V n?kter?ch p??padech, kdy? je magnetosf?ra neutronov? hv?zdy bl?zko jej?ho povrchu, za?ne se tam hromadit hmota, kter? vytvo?? jak?si obal hv?zdy. V t?to sko??pce mohou b?t vytvo?eny p??zniv? podm?nky pro pr?chod termonukle?rn?ch reakc? a pak m??eme na obloze vid?t rentgenov? v?buch (z anglick?ho slova burst - „blesk“).

P??sn? vzato by se n?m tento proces nem?l zd?t neo?ek?van?, ji? jsme o n?m mluvili v souvislosti s b?l?mi trpasl?ky. Podm?nky na povrchu b?l?ho trpasl?ka a neutronov? hv?zdy jsou v?ak velmi odli?n?, a proto jsou rentgenov? z?blesky jednozna?n? spojeny s neutronov?mi hv?zdami. Termonukle?rn? v?buchy pozorujeme ve form? rentgenov?ch z?blesk? a mo?n? i gama z?blesk?. N?kter? z?blesky gama mohou b?t zjevn? zp?sobeny termonukle?rn?mi explozemi na povrchu neutronov?ch hv?zd.

Ale zp?t k rentgenov?m pulsar?m. Mechanismus jejich vyza?ov?n? je samoz?ejm? ?pln? jin? ne? u burster?. Jadern? zdroje zde ji? nehraj? ??dnou roli. Ani kinetick? energie samotn? neutronov? hv?zdy nem??e b?t v souladu s pozorovac?mi ?daji.

Vezm?te si nap??klad zdroj rentgenov?ho z??en? Centaurus X-1. Jeho v?kon je 10 erg/s. Z?soba t?to energie by tedy mohla vysta?it pouze na jeden rok. Nav?c je zcela z?ejm?, ?e by se perioda rotace hv?zdy v tomto p??pad? musela prodlou?it. U mnoha rentgenov?ch pulsar? se v?ak na rozd?l od r?diov?ch pulsar? perioda mezi pulsy s ?asem sni?uje. Nejde tedy o kinetickou energii rotace. Jak funguj? rentgenov? pulsary?

Pamatujeme si, ?e se objevuj? v bin?rn?ch soustav?ch. Pr?v? tam jsou akre?n? procesy obzvl??t? ??inn?. Rychlost hmoty dopadaj?c? na neutronovou hv?zdu m??e dos?hnout jedn? t?etiny rychlosti sv?tla (100 000 kilometr? za sekundu). Pak jeden gram hmoty uvoln? energii 1020 erg. A aby se zajistilo uvoln?n? energie 1037 erg/s, je nutn?, aby tok hmoty k neutronov? hv?zd? byl 1017 gram? za sekundu. To obecn? nen? p??li? mnoho, asi jedna tis?cina hmotnosti Zem? za rok.

Dodavatel materi?lu m??e b?t optick? spole?n?k. Proud plynu bude nep?etr?it? proudit z ??sti jeho povrchu sm?rem k neutronov? hv?zd?. Bude dod?vat energii i hmotu akre?n?mu disku vytvo?en?mu kolem neutronov? hv?zdy.

Vzhledem k tomu, ?e neutronov? hv?zda m? obrovsk? magnetick? pole, plyn bude „prot?kat“ pod?l magnetick?ch silo?ar sm?rem k p?l?m. Pr?v? tam, na relativn? mal?ch „flec?ch“ o velikosti jen jednoho kilometru, se odehr?vaj? procesy v?roby nejsiln?j??ho rentgenov?ho z??en?, grandi?zn?ho rozsahu. Rentgenov? z??en? je emitov?no relativistick?mi a oby?ejn?mi elektrony pohybuj?c?mi se v magnetick?m poli pulsaru. Plyn dopadaj?c? na n?j m??e tak? „krmit“ jeho rotaci. Proto je pr?v? u rentgenov?ch pulsar? v ?ad? p??pad? pozorov?no sn??en? periody rotace.

Zdroje rentgenov?ho z??en? v bin?rn?ch syst?mech jsou jedn?m z nejpozoruhodn?j??ch jev? ve vesm?ru. Je jich m?lo, v na?? Galaxii pravd?podobn? ne v?ce ne? sto, ale jejich v?znam je obrovsk?, a to nejen z hlediska, zejm?na pro pochopen? typu I. Bin?rn? syst?my poskytuj? nejp?irozen?j?? a nejefektivn?j?? zp?sob proud?n? hmoty od hv?zdy ke hv?zd? a pr?v? zde se m??eme (vzhledem k pom?rn? rychl? zm?n? hmotnosti hv?zd) setkat s r?zn?mi mo?nostmi „zrychlen?ho“ v?voje.

Dal?? zaj?mav? ?vaha. V?me, jak obt??n?, ne-li nemo?n?, odhadnout hmotnost jedn? hv?zdy. Ale proto?e neutronov? hv?zdy jsou sou??st? bin?rn?ch syst?m?, m??e se uk?zat, ?e d??ve nebo pozd?ji bude mo?n? empiricky (a to je nesm?rn? d?le?it?!) ur?it limitn? hmotnost neutronov? hv?zdy, stejn? jako z?skat p??mou informaci o jej?m p?vodu. .

MOSKVA 28. srpna – RIA Novosti. V?dci objevili rekordn? t??kou neutronovou hv?zdu s dvojn?sobnou hmotnost? ne? Slunce, co? je p?im?lo p?ehodnotit ?adu teori?, zejm?na teorii, ?e uvnit? superhust? hmoty neutronov?ch hv?zd mohou b?t p??tomny „voln?“ kvarky. publikov?no ve ?tvrtek v ?asopise Nature.

Neutronov? hv?zda je „mrtvola“ hv?zdy, kter? z?stala po v?buchu supernovy. Jeho velikost nep?esahuje velikost mal?ho m?sta, ale hustota hmoty je 10–15kr?t vy??? ne? hustota atomov?ho j?dra – „?petka“ hmoty neutronov? hv?zdy v??? v?ce ne? 500 milion? tun.

Gravitace „lisuje“ elektrony na protony a m?n? je na neutrony, proto dostaly neutronov? hv?zdy sv? jm?no. A? doned?vna se v?dci domn?vali, ?e hmotnost neutronov? hv?zdy nem??e p?ekro?it dv? hmotnosti Slunce, proto?e jinak by gravitace „zhroutila“ hv?zdu do ?ern? d?ry. Stav nitra neutronov?ch hv?zd je do zna?n? m?ry z?hadou. Diskutuje se nap??klad o p??tomnosti „voln?ch“ kvark? a takov?ch element?rn?ch ??stic, jako jsou K-mezony a hyperony v centr?ln?ch oblastech neutronov? hv?zdy.

Auto?i studie, skupina americk?ch v?dc? veden? Paulem Demorestem z National Radio Observatory, studovali dvojhv?zdu J1614-2230, t?i tis?ce sv?teln?ch let od Zem?, jej?? jednou slo?kou je neutronov? hv?zda a druhou b?l? trpasl?k.

Neutronov? hv?zda je z?rove? pulsar, tedy hv?zda vyza?uj?c? ?zce sm??uj?c? radiov? emisn? proudy, v d?sledku rotace hv?zdy lze tok z??en? zachytit z povrchu Zem? pomoc? radioteleskop? v r?zn?m ?ase. intervalech.

B?l? trpasl?k a neutronov? hv?zda se v??i sob? ot??ej?. Rychlost r?diov?ho sign?lu ze st?edu neutronov? hv?zdy v?ak ovliv?uje gravitace b?l?ho trpasl?ka, „zpomaluje“ ho. V?dci, kte?? m??? ?as p??chodu r?diov?ch sign?l? na Zemi, mohou s vysokou p?esnost? ur?it hmotnost objektu „zodpov?dn?ho“ za zpo?d?n? sign?lu.

"M?me s t?mto syst?mem velk? ?t?st?. Rychle rotuj?c? pulsar n?m d?v? sign?l p?ich?zej?c? z ob??n? dr?hy, kter? je perfektn? um?st?na. N?? b?l? trpasl?k je nav?c na hv?zdu tohoto typu pom?rn? velk?. Tato jedine?n? kombinace n?m umo??uje vz?t pln? vyu??v? efekt Shapiro (gravita?n? zpo?d?n? sign?lu) a zjednodu?uje m??en?,“ ??k? spoluautor Scott Ransom.

Bin?rn? soustava J1614-2230 je um?st?na tak, ?e ji lze pozorovat t?m?? zboku, tedy v rovin? ob??n? dr?hy. To usnad?uje p?esn? m??en? hmotnost? hv?zd, z nich? se skl?d?.

V d?sledku toho se hmotnost pulsaru rovnala 1,97 hmotnosti Slunce, co? byl rekord pro neutronov? hv?zdy.

„Tato m??en? hmotnosti n?m ??kaj?, ?e pokud v j?dru neutronov? hv?zdy kvarky v?bec jsou, nemohou b?t ‚voln?‘, ale s nejv?t?? pravd?podobnost? mus? mezi sebou interagovat mnohem siln?ji ne? v ‚oby?ejn?ch‘ atomov?ch j?drech. “ vysv?tluje hlavn? skupina astrofyzik? zab?vaj?c?ch se touto problematikou Feryal Ozel (Feryal Ozel) z University of Arizona.

"P?ekvapuje m?, ?e n?co tak jednoduch?ho, jako je hmotnost neutronov? hv?zdy, m??e ??ci tolik v mnoha r?zn?ch oblastech fyziky a astronomie," ??k? Ransom.

Astrofyzik Sergej Popov ze Sternberg State Astronomical Institute poznamen?v?, ?e studium neutronov?ch hv?zd m??e poskytnout z?sadn? informace o struktu?e hmoty.

"V pozemsk?ch laborato??ch je nemo?n? studovat hmotu v hustot? mnohem vy??? ne? jadern?. A to je velmi d?le?it? pro pochopen? toho, jak sv?t funguje. Na?t?st? takov? hust? hmota existuje v hlubin?ch neutronov?ch hv?zd. K ur?en? vlastnost? tohoto hmoty, je velmi d?le?it? v?d?t, jakou maxim?ln? hmotnost m??e m?t neutronov? hv?zda a neprom?nit se v ?ernou d?ru,“ ?ekl Popov RIA Novosti.

Neutronov? hv?zdy jsou kone?n?m produktem hv?zdn?ho v?voje. Jejich velikost a hmotnost jsou prost? ??asn?! S velikost? a? 20 km v pr?m?ru, ale v???c? jako . Hustota hmoty v neutronov? hv?zd? je mnohon?sobn? v?t?? ne? hustota atomov?ho j?dra. Neutronov? hv?zdy se objevuj? b?hem v?buch? supernov.

V?t?ina zn?m?ch neutronov?ch hv?zd m? hmotnost p?ibli?n? 1,44 hmotnosti Slunce. a rovn? se hmotnostn?mu limitu Chandrasekhar. Ale je teoreticky mo?n?, ?e mohou m?t a? 2,5 hmoty. Dosud nejt???? objeven? m? hmotnost 1,88 slune?n? hmotnosti a naz?v? se - Vele X-1 a druh? s hmotnost? 1,97 slune?n? hmotnosti - PSR J1614-2230. S dal??m n?r?stem hustoty se hv?zda m?n? v kvarkovou.

Magnetick? pole neutronov?ch hv?zd je velmi siln? a dosahuje 10 a? 12 mocniny G, pole Zem? je 1 Gs. Od roku 1990 byly n?kter? neutronov? hv?zdy identifikov?ny jako magnetary – jedn? se o hv?zdy, ve kter?ch magnetick? pole sahaj? daleko za 10 a? 14. mocninu gauss?. S takto kritick?mi magnetick?mi poli se m?n? i fyzika, objevuj? se relativistick? efekty (odchylka sv?tla magnetick?m polem) a polarizace fyzik?ln?ho vakua. Neutronov? hv?zdy byly p?edpov?zeny a pot? objeveny.

Prvn? n?vrhy p?edlo?ili Walter Baade a Fritz Zwicky v roce 1933., vych?zeli z p?edpokladu, ?e neutronov? hv?zdy se rod? v d?sledku v?buchu supernovy. Podle v?po?t? je z??en? t?chto hv?zd velmi mal?, je prost? nemo?n? ho detekovat. Ale v roce 1967 hewsk? postgradu?ln? studentka Jocelyn Bell objevila , kter? vys?lal pravideln? r?diov? pulsy.

Takov? impulsy byly z?sk?ny jako v?sledek rychl? rotace objektu, ale oby?ejn? hv?zdy z tak siln? rotace by se jednodu?e rozlet?ly, a proto se rozhodli, ?e jsou neutronov? hv?zdy.

Pulsary v sestupn?m po?ad? rychlosti ot??en?:

Ejektor je radiov? pulsar. N?zk? rychlost ot??en? a siln? magnetick? pole. Takov? pulsar m? magnetick? pole a hv?zda rotuje spole?n? se stejnou ?hlovou rychlost?. V ur?it?m okam?iku line?rn? rychlost pole dos?hne rychlosti sv?tla a za?ne ji p?ekra?ovat. D?le dip?lov? pole nem??e existovat a ??ry intenzity pole jsou roztrhan?. Pohybuj?c? se po t?chto lini?ch nabit? ??stice dos?hnou ?tesu a odlom? se, tak?e opust? neutronovou hv?zdu a mohou odlet?t do jak?koli vzd?lenosti a? do nekone?na. Proto se t?mto pulsar?m ??k? ejektory (rozdat, vybuchnout) – r?diov? pulsary.

Vrtule, u? nem? takovou rychlost rotace jako ejektor pro urychlen? ??stic na rychlost po sv?tle, tak?e to nem??e b?t r?diov? pulsar. Ale rychlost jeho rotace je st?le velmi vysok?, hmota zachycen? magnetick?m polem je?t? nem??e dopadnout na hv?zdu, to znamen?, ?e nedoch?z? k akreci. Takov? hv?zdy se studuj? velmi ?patn?, proto?e je t?m?? nemo?n? je pozorovat.

Accretor je rentgenov? pulsar. Hv?zda se ji? neot??? tak rychle a hmota za??n? na hv?zdu padat pod?l magnetick? silo??ry. Dopadem bl?zko p?lu na pevn? povrch se l?tka zah?eje na des?tky milion? stup??, co? m? za n?sledek rentgenov? z??en?. K pulzac?m doch?z? v d?sledku toho, ?e hv?zda st?le rotuje, a proto?e plocha padaj?c? hmoty je jen asi 100 metr?, tato skvrna pravideln? miz? z dohledu.