Nast?va po v?buchu supernovy.

Toto je z?pad slnka ?ivota hviezdy. Jeho gravit?cia je tak? siln?, ?e vyvrhuje elektr?ny z obe?n?ch dr?h at?mov a men? ich na neutr?ny.

Ke? strat? podporu vn?torn?ho tlaku, skolabuje a to vedie k v?buch supernovy.

Pozostatky tohto telesa sa stali Neutr?novou hviezdou, ktor? m? hmotnos? 1,4-n?sobok hmotnosti Slnka a polomer takmer rovn? polomeru Manhattanu v Spojen?ch ?t?toch.

Hmotnos? kocky cukru s hustotou neutr?novej hviezdy je...

Ak si napr?klad vezmeme k?sok cukru s objemom 1 cm 3 a predstav?me si, ?e je vyroben? z hmota neutr?novej hviezdy, potom by jeho hmotnos? bola pribli?ne jedna miliarda ton. To sa rovn? hmotnosti pribli?ne 8 tis?c lietadlov?ch lod?. mal? predmet s neuverite?n? hustota!

Novonaroden? neutr?nov? hviezda sa m??e pochv?li? vysokou r?chlos?ou rot?cie. Ke? sa hmotn? hviezda zmen? na neutr?nov?, zmen? sa r?chlos? jej rot?cie.

Rotuj?ca neutr?nov? hviezda je prirodzen? elektrick? gener?tor. Jeho rot?cia vytv?ra siln? magnetick? pole. T?to obrovsk? sila magnetizmu zachyt?va elektr?ny a in? ?astice at?mov a posiela ich obrovskou r?chlos?ou hlboko do vesm?ru. ?astice s vysokou r?chlos?ou maj? tendenciu vy?arova? ?iarenie. Blikanie, ktor? pozorujeme u pulzarov?ch hviezd, je vy?arovanie t?chto ?ast?c.V?imneme si ho ale a? vtedy, ke? jeho ?iarenie smeruje na??m smerom.

Rotuj?ca neutr?nov? hviezda je pulzar, exotick? objekt, ktor? sa objavil po v?buchu supernovy. Toto je koniec jej ?ivota.

Hustota neutr?nov?ch hviezd je rozlo?en? inak. Maj? k?ru, ktor? je neskuto?ne hust?. Ale sily vo vn?tri neutr?novej hviezdy s? schopn? prerazi? k?ru. A ke? sa to stane, hviezda uprav? svoju polohu, ?o vedie k zmene jej rot?cie. Toto sa naz?va: k?ra je prasknut?. Na neutr?novej hviezde d?jde k v?buchu.

?l?nky

NEUTRONOV? HVIEZDA
hviezda zlo?en? preva?ne z neutr?nov. Neutr?n je neutr?lna subatom?rna ?astica, jedna z hlavn?ch zlo?iek hmoty. Hypot?zu o existencii neutr?nov?ch hviezd vyslovili astron?movia W. Baade a F. Zwicky hne? po objaven? neutr?nu v roku 1932. T?to hypot?zu v?ak potvrdili pozorovania a? po objaven? pulzarov v roku 1967.
pozri tie? PULSAR. Neutr?nov? hviezdy vznikaj? v d?sledku gravita?n?ho kolapsu norm?lnych hviezd s hmotnos?ou nieko?kon?sobku hmotnosti Slnka. Hustota neutr?novej hviezdy je bl?zka hustote at?mov?ho jadra, t.j. 100 mili?nov kr?t vy??ia ako hustota be?nej hmoty. Preto m? neutr?nov? hviezda pri svojej obrovskej hmotnosti polomer len cca. 10 km. V?aka mal?mu polomeru neutr?novej hviezdy je sila gravit?cie na jej povrchu extr?mne vysok?: asi 100 mili?rd kr?t v???ia ako na Zemi. T?to hviezdu chr?ni pred kolapsom „degenera?n? tlak“ hustej neutr?novej hmoty, ktor? nez?vis? od jej teploty. Ak v?ak hmotnos? neutr?novej hviezdy presiahne pribli?ne 2 hmotnosti Slnka, potom gravit?cia prekro?? tento tlak a hviezda nebude schopn? odola? kolapsu.
pozri tie? GRAVITA?N? KOLAPS. Neutr?nov? hviezdy maj? ve?mi siln? magnetick? pole, dosahuj?ce na povrchu 10 12-10 13 gaussov (pre porovnanie: Zem m? asi 1 gauss). S neutr?nov?mi hviezdami s? spojen? dva r?zne typy nebesk?ch objektov.
Pulzary (r?diov? pulzary). Tieto objekty striktne pravidelne vysielaj? impulzy r?diov?ch v?n. Mechanizmus ?iarenia nie je ?plne jasn?, ale predpoklad? sa, ?e rotuj?ca neutr?nov? hviezda vy?aruje r?diov? l?? v smere spojenom s jej magnetick?m po?om, ktor?ho os symetrie sa nezhoduje s osou rot?cie hviezdy. Preto rot?cia sp?sobuje rot?ciu r?diov?ho l??a periodicky vysielan?ho na Zem.
R?ntgen sa zdvojn?sob?. Pulzuj?ce zdroje r?ntgenov?ho ?iarenia s? tie? spojen? s neutr?nov?mi hviezdami, ktor? s? s??as?ou bin?rneho syst?mu s mas?vnou norm?lnou hviezdou. V tak?chto syst?moch plyn z povrchu norm?lnej hviezdy dopad? na neutr?nov? hviezdu a zr?ch?uje sa na obrovsk? r?chlos?. Pri dopade na povrch neutr?novej hviezdy uvo?n? plyn 10-30% svojej pokojovej energie, pri?om pri jadrov?ch reakci?ch toto ??slo nedosahuje ani 1%. Povrch neutr?novej hviezdy zahriaty na vysok? teplotu sa st?va zdrojom r?ntgenov?ho ?iarenia. P?d plynu v?ak neprebieha rovnomerne po celom povrchu: siln? magnetick? pole neutr?novej hviezdy zachyt?va padaj?ci ionizovan? plyn a smeruje ho k magnetick?m p?lom, kde pad? ako lievik. Preto sa silne zahrievaj? iba oblasti p?lov, ktor? sa na rotuj?cej hviezde st?vaj? zdrojom r?ntgenov?ch impulzov. R?diov? impulzy z takejto hviezdy u? neprich?dzaj?, preto?e r?diov? vlny s? absorbovan? v plyne, ktor? ju obklopuje.
Zl??enina. Hustota neutr?novej hviezdy rastie s h?bkou. Pod vrstvou atmosf?ry s hr?bkou len nieko?ko centimetrov je nieko?ko metrov hrub? ?krupina tekut?ho kovu a pod ?ou pevn? k?ra s hr?bkou kilometra. L?tka k?ry pripom?na oby?ajn? kov, ale je ove?a hustej?ia. Vo vonkaj?ej ?asti k?ry je to najm? ?elezo; podiel neutr?nov v jeho zlo?en? rastie s h?bkou. Kde hustota dosahuje cca. 4*10 11 g/cm3 sa podiel neutr?nov zv??i nato?ko, ?e niektor? z nich u? nie s? s??as?ou jadier, ale tvoria s?visl? m?dium. Tam hmota vyzer? ako „more“ neutr?nov a elektr?nov, v ktorom s? rozpt?len? jadr? at?mov. A pri hustote cca. 2*10 14 g/cm3 (hustota at?mov?ho jadra), jednotliv? jadr? celkom zanikn? a zostane s?visl? neutr?nov? „kvapalina“ s pr?mesou prot?nov a elektr?nov. Pravdepodobne sa neutr?ny a prot?ny v tomto pr?pade spr?vaj? ako supratekut? kvapalina, podobne ako tekut? h?lium a supravodiv? kovy v pozemsk?ch laborat?ri?ch.

Pri e?te vy???ch hustot?ch vznikaj? v neutr?novej hviezde tie najneobvyklej?ie formy hmoty. Mo?no sa neutr?ny a prot?ny rozpadaj? na e?te men?ie ?astice – kvarky; je tie? mo?n?, ?e sa vyr?ba ve?a p?-mez?nov, ktor? tvoria takzvan? pionov? kondenz?t.
pozri tie?
ELEMENT?RNE ?ASTICE;
SUPERVODIVOS? ;
SUPERFLUIDITA.
LITERAT?RA
Dyson F., Ter Haar D. Neutr?nov? hviezdy a pulzary. M., 1973 Lipunov V.M. Astrofyzika neutr?nov?ch hviezd. M., 1987

Collierova encyklop?dia. - Otvoren? spolo?nos?. 2000 .

Pozrite sa, ?o je „NEUTRON STAR“ v in?ch slovn?koch:

NEUTRONOV? HVIEZDA, ve?mi mal? hviezda s vysokou hustotou, pozost?vaj?ca z NEUTTR?NOV. Je to posledn? f?za v?voja mnoh?ch hviezd. Neutr?nov? hviezdy vznikaj?, ke? mas?vna hviezda vybuchne ako SUPERNOVA a exploduje... ... Vedecko-technick? encyklopedick? slovn?k

Hviezda, ktorej l?tku pod?a teoretick?ch konceptov tvoria najm? neutr?ny. Neutroniz?cia hmoty je spojen? s gravita?n?m kolapsom hviezdy po vy?erpan? jadrov?ho paliva v nej. Priemern? hustota neutr?nov?ch hviezd je 2,1017… Ve?k? encyklopedick? slovn?k

?trukt?ra neutr?novej hviezdy. Neutr?nov? hviezda je astronomick? objekt, ktor? je jedn?m z kone?n?ch produktov ... Wikipedia

Hviezda, ktorej l?tku pod?a teoretick?ch konceptov tvoria najm? neutr?ny. Priemern? hustota takejto hviezdy je Neutr?nov? hviezda 2·1017 kg/m3, priemern? polomer je 20 km. Detegovan? pulzn?m r?diov?m vy?arovan?m, pozri Pulzary... Astronomick? slovn?k

Hviezda, ktorej l?tku pod?a teoretick?ch konceptov tvoria najm? neutr?ny. Neutroniz?cia hmoty je spojen? s gravita?n?m kolapsom hviezdy po vy?erpan? jadrov?ho paliva v nej. Priemern? hustota neutr?novej hviezdy ... ... encyklopedick? slovn?k

Hydrostaticky rovnov??na hviezda, v ktorej sa roj sklad? hlavne. z neutr?nov. Vznik? ako v?sledok premeny prot?nov na neutr?ny po?as gravit?cie. kolaps v z?vere?n?ch f?zach v?voja dostato?ne hmotn?ch hviezd (s hmotnos?ou nieko?kon?sobne v???ou ako ... ... Pr?rodn? veda. encyklopedick? slovn?k

neutr?nov? hviezda- jedna z et?p vo v?voji hviezd, kedy sa n?sledkom gravita?n?ho kolapsu zmr??uje na tak? mal? rozmery (polomer gule 10 20 km), ?e elektr?ny s? vtl??an? do jadier at?mov a neutralizuj? ich n?boj, cel? hmota z hviezdy sa st?va ... ... Za?iatky modern?ch pr?rodn?ch vied

Culverova neutr?nov? hviezda. Objavili ho astron?movia z Pennsylv?nskej ?t?tnej univerzity v USA a kanadskej McGill University v s?hvezd? Mal?ho medve?a. Hviezda je nezvy?ajn? vo svojich charakteristik?ch a nepodob? sa ?iadnej inej ... ... Wikipedia

- (anglicky runaway star) hviezda, ktor? sa pohybuje abnorm?lne vysokou r?chlos?ou vzh?adom na okolit? medzihviezdne m?dium. Vlastn? pohyb takejto hviezdy je ?asto indikovan? presne vzh?adom na hviezdnu asoci?ciu, ktorej ?lenom ... ... Wikipedia

V astrofyzike, ako aj v ka?dom inom odbore vedy, s? najzauj?mavej?ie evolu?n? probl?my spojen? s odvek?mi ot?zkami „?o sa stalo? a to bude?". ?o sa stane s hmotou hviezdy, ktor? sa pribli?ne rovn? hmotnosti n??ho Slnka, u? vieme. Tak? hviezda, prech?dzaj?ca javiskom ?erven? obor, bude biely trpasl?k. Bieli trpasl?ci v Hertzsprung-Russellovom diagrame le?ia mimo hlavnej postupnosti.

Bieli trpasl?ci s? koncom v?voja hviezd slne?nej hmoty. S? akousi evolu?nou slepou uli?kou. Pomal? a pokojn? vyhasnutie - koniec cesty v?etk?ch hviezd s hmotnos?ou men?ou ako Slnko. A ?o mas?vnej?ie hviezdy? Videli sme, ?e ich ?ivot je pln? b?rliv?ch udalost?. Vyn?ra sa v?ak prirodzen? ot?zka: ako sa skon?ia obludn? kataklizmy pozorovan? v podobe v?buchov supernov?

V roku 1054 vzb?kla na oblohe hos?uj?ca hviezda. Na oblohe bolo vidie? aj cez de? a zhaslo a? po nieko?k?ch mesiacoch. Dnes vid?me pozostatky tejto hviezdnej katastrofy v podobe jasn?ho optick?ho objektu, ozna?en?ho M1 v katal?gu hmloviny Monsieur. Je to fam?zne krabia hmlovina- pozostatok po v?buchu supernovy.

V 40. rokoch n??ho storo?ia za?al americk? astron?m W. Baade ?tudova? centr?lnu ?as? „Kraba“, aby sa pok?sil n?js? v strede hmloviny pozostatok hviezdy po v?buchu supernovy. Mimochodom, n?zov „krab“ dal tomuto objektu v 19. storo?? anglick? astron?m Lord Ross. Baade na?iel kandid?ta na hviezdny pozostatok v podobe hviezdi?ky 17m.

Ale astron?m to ??astie nemal, nemal vhodn? techniku na podrobn? ?t?dium, a preto si nemohol v?imn??, ?e t?to hviezda blik?, pulzuje. Ak by peri?da t?chto pulz?ci? jasu nebola 0,033 sekundy, ale povedzme nieko?ko sek?nd, Baade by si to nepochybne v?imol a potom by ?es? objavenia prv?ho pulzaru nepatrila A. Hewishovi a D. Bellovi.

Desa? rokov predt?m, ako Baade namieril svoj ?alekoh?ad na stred krabia hmlovina, teoretick? fyzici za?ali sk?ma? stav hmoty pri hustot?ch presahuj?cich hustotu bielych trpasl?kov (106 - 107 g/cm3). Z?ujem o t?to problematiku vznikol v s?vislosti s probl?mom z?vere?n?ch f?z hviezdneho v?voja. Zauj?mav? je, ?e jedn?m zo spoluautorov tejto my?lienky bol ten ist? Baade, ktor? pr?ve spojil samotn? fakt existencie neutr?novej hviezdy s v?buchom supernovy.

Ak sa hmota stla?? na hustoty v???ie ako hustota bielych trpasl?kov, za?n? sa takzvan? neutroniza?n? procesy. Obrovsk? tlak vo vn?tri hviezdy „poh??a“ elektr?ny do at?mov?ch jadier. Za norm?lnych podmienok bude jadro, ktor? absorbovalo elektr?ny, nestabiln?, preto?e obsahuje nadmern? mno?stvo neutr?nov. V kompaktn?ch hviezdach to v?ak neplat?. Ako sa hustota hviezdy zvy?uje, elektr?ny degenerovan?ho plynu s? postupne pohlcovan? jadrami a hviezda sa postupne men? na obrovsk?. neutr?nov? hviezda- kvapka. Degenerovan? elektr?nov? plyn je nahraden? degenerovan?m neutr?nov?m plynom s hustotou 1014-1015 g/cm3. In?mi slovami, hustota neutr?novej hviezdy je miliardy kr?t v???ia ako hustota bieleho trpasl?ka.

Po dlh? dobu bola t?to mon?tru?zna konfigur?cia hviezdy pova?ovan? za hru mysle teoretikov. Pr?rode trvalo viac ako tridsa? rokov, k?m potvrdila t?to vynikaj?cu predpove?. V t?ch ist?ch 30. rokoch do?lo k ?al?iemu d?le?it?mu objavu, ktor? mal rozhoduj?ci vplyv na cel? te?riu hviezdneho v?voja. Chandrasekhar a L. Landau zistili, ?e pre hviezdu, ktor? vy?erpala zdroje jadrovej energie, existuje ur?it? limituj?ca hmotnos?, ke? je hviezda st?le stabiln?. S touto hmotou je tlak degenerovan?ho plynu st?le schopn? odol?va? sil?m gravit?cie. V d?sledku toho m? hmotnos? degenerovan?ch hviezd (bielych trpasl?kov, neutr?nov?ch hviezd) kone?n? limit (Chandrasekharov limit), ktor?ho prekro?enie sp?sobuje katastrofick? stla?enie hviezdy, jej kolaps.

V?imnite si, ?e ak je hmotnos? jadra hviezdy medzi 1,2 M a 2,4 M, kone?n?m „produktom“ v?voja takejto hviezdy mus? by? neutr?nov? hviezda. S hmotnos?ou jadra men?ou ako 1,2 M evol?cia nakoniec povedie k zrodeniu bieleho trpasl?ka.

?o je to neutr?nov? hviezda? Pozn?me jeho hmotnos?, vieme aj to, ?e pozost?va preva?ne z neutr?nov, ktor?ch ve?kosti s? tie? zn?me. Odtia? je ?ahk? ur?i? polomer hviezdy. Ukazuje sa, ?e je bl?zko... 10 kilometrov! Ur?enie polomeru tak?hoto objektu naozaj nie je ?a?k?, ale je ve?mi ?a?k? si predstavi?, ?e hmotu bl?zkou hmotnosti Slnka je mo?n? umiestni? do objektu, ktor?ho priemer je o nie?o v???? ako d??ka ulice Profsoyuznaya v Moskve. Toto je obrovsk? jadrov? kvapka, supernukleus prvku, ktor? nezapad? do ?iadneho periodick?ho syst?mu a m? neo?ak?van? zvl??tnu ?trukt?ru.

L?tka neutr?novej hviezdy m? vlastnosti supratekutej kvapaliny! Na prv? poh?ad sa tejto skuto?nosti d? len ?a?ko uveri?, no je to tak. Stla?en? do obrovsk?ch hust?t l?tka do ur?itej miery pripom?na tekut? h?lium. Okrem toho by sme nemali zab?da?, ?e teplota neutr?novej hviezdy je asi miliarda stup?ov a ako vieme, supratekutos? sa v pozemsk?ch podmienkach prejavuje iba pri ultran?zkych teplot?ch.

Je pravda, ?e pre spr?vanie samotnej neutr?novej hviezdy teplota nehr? zvl??tnu ?lohu, preto?e jej stabilita je ur?en? tlakom degenerovan?ho neutr?nov?ho plynu - kvapaliny. ?trukt?ra neutr?novej hviezdy v mnohom pripom?na ?trukt?ru plan?ty. Okrem „pl???a“, ktor? pozost?va z l?tky s ??asn?mi vlastnos?ami supravodivej kvapaliny, m? tak?to hviezda tenk? pevn? k?ru hrub? asi kilometer. Predpoklad? sa, ?e k?ra m? zvl??tnu kry?talick? ?trukt?ru. Zvl??tne, preto?e na rozdiel od n?m zn?mych kry?t?lov, kde ?trukt?ra kry?t?lu z?vis? od konfigur?cie elektr?nov?ch obalov at?mu, v jadre neutr?novej hviezdy s? at?mov? jadr? bez elektr?nov. Preto tvoria mrie?ku pripom?naj?cu kubick? mrie?ky ?eleza, medi, zinku, ale pod?a toho s nemerate?ne vy???mi hustotami. ?alej prich?dza pl???, o vlastnostiach ktor?ho sme u? hovorili. V strede neutr?novej hviezdy dosahuj? hustoty 1015 gramov na centimeter kubick?. In?mi slovami, ly?i?ka hmoty takejto hviezdy v??i miliardy ton. Predpoklad? sa, ?e v strede neutr?novej hviezdy je nepretr?it? form?cia v?etk?ch zn?mych v jadrovej fyzike, ako aj exotick?ch element?rnych ?ast?c, ktor? e?te neboli objaven?.

Neutr?nov? hviezdy sa ochladzuj? pomerne r?chlo. Odhady ukazuj?, ?e za prv?ch desa? a? stotis?c rokov teplota klesne z nieko?k?ch mili?rd na stovky mili?nov stup?ov. Neutr?nov? hviezdy rotuj? r?chlo a to vedie k mno?stvu ve?mi zauj?mav?ch d?sledkov. Mimochodom, pr?ve mal? ve?kos? hviezdy jej umo??uje zosta? neporu?en? po?as r?chlej rot?cie. Ak by jeho priemer nebol 10, ale povedzme 100 kilometrov, jednoducho by ho odstrediv? sily roztrhali.

O p?tavom pr?behu objavenia pulzarov sme u? hovorili. Okam?ite sa objavila my?lienka, ?e pulzar je r?chlo rotuj?ca neutr?nov? hviezda, preto?e zo v?etk?ch zn?mych hviezdnych konfigur?ci? iba ona mohla zosta? stabiln?, rotuj?ca vysokou r?chlos?ou. Pr?ve ?t?dium pulzarov umo?nilo dospie? k pozoruhodn?mu z?veru, ?e neutr?nov? hviezdy objaven? teoretikmi „na ?pi?ke pera“ v pr?rode skuto?ne existuj? a vznikaj? v d?sledku v?buchov supernov. ?a?kosti s ich detekciou v optickom rozsahu s? zrejm?, preto?e pre ich mal? priemer nemo?no v???inu neutr?nov?ch hviezd vidie? v najv?konnej??ch ?alekoh?adoch, aj ke?, ako sme videli, existuj? v?nimky - pulzar v krabia hmlovina.

Astron?movia teda objavili nov? triedu objektov - pulzary, r?chlo rotuj?ce neutr?nov? hviezdy. Vyn?ra sa prirodzen? ot?zka: ak? je d?vod takej r?chlej rot?cie neutr?novej hviezdy, pre?o by sa vlastne mala ot??a? okolo svojej osi ve?kou r?chlos?ou?

D?vod tohto javu je jednoduch?. Dobre vieme, ako m??e kor?uliar zv??i? r?chlos? rot?cie, ke? pritla?? ruky k telu. Vyu??va pri tom z?kon zachovania momentu hybnosti. Tento z?kon nie je nikdy poru?en? a je to pr?ve on, kto pri v?buchu supernovy mnohon?sobne zv??i r?chlos? rot?cie jej zvy?ku – pulzaru.

Po?as kolapsu hviezdy sa jej hmotnos? (?o zostane po v?buchu) nemen? a polomer sa zn??i asi stotis?ckr?t. Ale moment hybnosti, ktor? sa rovn? s??inu rovn?kovej r?chlosti ot??ania kr?t hmotnos? kr?t polomer, zost?va rovnak?. Hmotnos? sa nemen?, preto sa r?chlos? mus? zv??i? o rovnak?ch stotis?ckr?t.

Zoberme si jednoduch? pr?klad. Na?e Slnko sa ot??a dos? pomaly okolo svojej vlastnej osi. Obdobie tohto striedania je pribli?ne 25 dn?. Ak by sa teda Slnko n?hle stalo neutr?novou hviezdou, doba jeho rot?cie by sa skr?tila na jednu desa?tis?cinu sekundy.

Druh?m d?le?it?m d?sledkom z?konov zachovania je, ?e neutr?nov? hviezdy musia by? ve?mi silne magnetizovan?. Skuto?ne, v ?iadnom pr?rodnom procese nem??eme len tak vzia? a zni?i? magnetick? pole (ak u? existuje). Magnetick? silo?iary s? nav?dy spojen? s vysoko elektricky vodivou hmotou hviezdy. Ve?kos? magnetick?ho toku na povrchu hviezdy sa rovn? s??inu ve?kosti intenzity magnetick?ho po?a a druhej mocniny polomeru hviezdy. T?to hodnota je pr?sne kon?tantn?. Preto, ke? sa hviezda stiahne, magnetick? pole sa mus? ve?mi zv??i?. Zastavme sa pri tomto jave podrobnej?ie, ke??e pr?ve tento jav ur?uje mnoh? z ??asn?ch vlastnost? pulzarov.

Na povrchu na?ej Zeme si m??ete zmera? silu magnetick?ho po?a. Dostaneme mal? hodnotu asi jeden gauss. V dobrom fyzik?lnom laborat?riu je mo?n? z?ska? magnetick? polia mili?n gaussov. Na povrchu bielych trpasl?kov dosahuje sila magnetick?ho po?a sto mili?nov gaussov. V bl?zkosti po?a e?te silnej?ie - a? desa? mili?rd gaussov. Ale na povrchu neutr?novej hviezdy pr?roda dosahuje absol?tny rekord. Tu m??e by? sila po?a stovky tis?c mili?rd gaussov. Pr?zdnota v litrovom poh?ri obsahuj?com tak?to pole vo vn?tri by v??ila asi tis?c ton.

Tak?to siln? magnetick? polia nem??u neovplyv?ova? (samozrejme v kombin?cii s gravita?n?m po?om) charakter interakcie neutr?novej hviezdy s okolitou hmotou. Ve? sme e?te nehovorili o tom, pre?o maj? pulzary ve?k? aktivitu, pre?o vy?aruj? r?diov? vlny. A nielen r?diov? vlny. Astrofyzici dnes dobre poznaj? r?ntgenov? pulzary pozorovan? iba v bin?rnych syst?moch, zdroje gama ?iarenia s neobvykl?mi vlastnos?ami, takzvan? r?ntgenov? bursty.

Aby sme si predstavili r?zne mechanizmy interakcie medzi neutr?novou hviezdou a hmotou, obr??me sa na v?eobecn? te?riu pomalej zmeny v sp?soboch interakcie medzi neutr?nov?mi hviezdami a prostred?m. Pozrime sa stru?ne na hlavn? f?zy tak?hoto v?voja. Neutr?nov? hviezdy - zvy?ky supernov - rotuj? spo?iatku ve?mi r?chlo s peri?dou 10 -2 - 10 -3 sek?nd. Pri takejto r?chlej rot?cii hviezda vy?aruje r?diov? vlny, elektromagnetick? ?iarenie, ?astice.

Jednou z naj??asnej??ch vlastnost? pulzarov je monstr?zna sila ich ?iarenia, miliardkr?t v???ia ako sila ?iarenia z vn?tra hviezd. Napr?klad sila r?diovej emisie pulzaru v „krabe“ dosahuje 1031 erg / s, v optike - 1034 erg / s, ?o je ove?a viac ako sila ?iarenia Slnka. Tento pulzar vy?aruje e?te viac v oblasti r?ntgenov?ho a gama ?iarenia.

Ako s? usporiadan? tieto pr?rodn? gener?tory energie? V?etky r?diov? pulzary maj? jednu spolo?n? vlastnos?, ktor? sl??ila ako k??? k odhaleniu mechanizmu ich p?sobenia. T?to vlastnos? spo??va v tom, ?e peri?da vy?arovania impulzov nezost?va kon?tantn?, ale pomaly sa zvy?uje. Stoj? za zmienku, ?e t?to vlastnos? rotuj?cich neutr?nov?ch hviezd najsk?r predpovedali teoretici a potom ve?mi r?chlo experiment?lne potvrdili. Tak?e v roku 1969 sa zistilo, ?e peri?da vy?arovania pulzarov?ch impulzov v „Krabovi“ rastie o 36 miliardt?n sekundy za de?.

Nebudeme teraz rozobera?, ako sa meraj? tak? mal? ?asov? intervaly. Pre n?s je d?le?it? samotn? fakt predl?ovania peri?dy medzi pulzmi, ?o mimochodom umo??uje odhadn?? aj vek pulzarov. Pre?o v?ak pulzar vysiela r?diov? impulzy? Tento jav nie je ?plne vysvetlen? v r?mci ?iadnej ?plnej te?rie. Ale napriek tomu je mo?n? nakresli? kvalitat?vny obraz tohto javu.

Ide o to, ?e os rot?cie neutr?novej hviezdy sa nezhoduje s jej magnetickou osou. Z elektrodynamiky je dobre zn?me, ?e ak sa magnet ot??a vo v?kuu okolo osi, ktor? sa nezhoduje s magnetickou, potom sa elektromagnetick? ?iarenie objav? presne s frekvenciou ot??ania magnetu. Z?rove? sa spomal? r?chlos? ot??ania magnetu. Zo v?eobecn?ch ?vah je to pochopite?n?, ke??e ak by neexistovalo brzdenie, mali by sme jednoducho perpetum mobile.

N?? vysiela? teda ?erp? energiu r?diov?ch impulzov z rot?cie hviezdy a jej magnetick? pole je akoby hnac?m reme?om stroja. Skuto?n? proces je ove?a komplikovanej??, preto?e magnet rotuj?ci vo v?kuu je len ?iasto?ne analogick? s pulzarom. Koniec koncov, neutr?nov? hviezda sa vo v?kuu v?bec neot??a, je obklopen? silnou magnetosf?rou, plazmov?m oblakom, a to je dobr? vodi?, ktor? sa s?m prisp?sobuje jednoduch?mu a dos? schematick?mu obr?zku, ktor? sme nakreslili. V d?sledku interakcie magnetick?ho po?a pulzaru s magnetosf?rou, ktor? ho obklopuje, sa vytv?raj? ?zke zv?zky smerov?ho ?iarenia, ktor? pri priaznivom „usporiadan? svietidiel“ mo?no pozorova? v r?znych ?astiach galaxie, napr. najm? na Zemi.

R?chla rot?cia r?diov?ho pulzaru na za?iatku jeho ?ivota sp?sobuje viac ne? len r?diov? vy?arovanie. Zna?n? ?as? energie odn??aj? aj relativistick? ?astice. Ke? sa r?chlos? ot??ania pulzaru zni?uje, tlak ?iarenia kles?. Predt?m ?iarenie odvrhovalo plazmu z pulzaru. Teraz okolit? hmota za?ne pada? na hviezdu a uhas? jej ?iarenie. Tento proces m??e by? obzvl??? ??inn?, ak pulzar vst?pi do bin?rneho syst?mu. V takomto syst?me, najm? ak je dostato?ne bl?zko, pulzar stiahne hmotu „norm?lneho“ spolo?n?ka na seba.

Ak je pulzar mlad? a pln? energie, jeho r?diov? vy?arovanie je st?le schopn? „prerazi?“ k pozorovate?ovi. Ale star? pulzar u? nie je schopn? bojova? s narastan?m a hviezdu "zhasne". Ke? sa rot?cia pulzaru spoma?uje, za??naj? sa objavova? ?al?ie pozoruhodn? procesy. Ke??e gravita?n? pole neutr?novej hviezdy je ve?mi siln?, prib?danie hmoty uvo??uje zna?n? mno?stvo energie vo forme r?ntgenov?ho ?iarenia. Ak v bin?rnom syst?me norm?lny spolo?n?k dod? pulzaru zna?n? mno?stvo hmoty, pribli?ne 10 -5 - 10 -6 M za rok, neutr?nov? hviezda nebude pozorovan? ako r?diov? pulzar, ale ako r?ntgenov? pulzar.

To v?ak nie je v?etko. V niektor?ch pr?padoch, ke? je magnetosf?ra neutr?novej hviezdy bl?zko jej povrchu, sa tam za?ne hromadi? hmota, ktor? vytvor? ak?si obal hviezdy. V tejto ?krupine m??u by? vytvoren? priazniv? podmienky pre prechod termonukle?rnych reakci? a potom m??eme na oblohe vidie? r?ntgenov? v?buch (z anglick?ho slova burst - „blesk“).

Presne povedan?, tento proces by sa n?m nemal zda? neo?ak?van?, u? sme o ?om hovorili v s?vislosti s bielymi trpasl?kmi. Podmienky na povrchu bieleho trpasl?ka a neutr?novej hviezdy s? v?ak ve?mi odli?n?, a preto s? r?ntgenov? z?blesky jedine?ne spojen? s neutr?nov?mi hviezdami. Termonukle?rne v?buchy pozorujeme vo forme r?ntgenov?ch z?bleskov a mo?no aj gama z?bleskov. Niektor? z?blesky gama ?iarenia sa skuto?ne m??u zda? d?sledkom termonukle?rnych v?buchov na povrchu neutr?nov?ch hviezd.

Ale sp?? k r?ntgenov?m pulzarom. Mechanizmus ich vy?arovania je, samozrejme, ?plne odli?n? od mechanizmu bursterov. Jadrov? zdroje energie tu u? nehraj? ?iadnu rolu. Ani kinetick? energia samotnej neutr?novej hviezdy nem??e by? v s?lade s ?dajmi z pozorovania.

Vezmite si napr?klad zdroj r?ntgenov?ho ?iarenia Centaurus X-1. Jeho v?kon je 10 erg/s. Z?soba tejto energie by teda mohla vysta?i? len na jeden rok. Navy?e je celkom zrejm?, ?e doba rot?cie hviezdy by sa v tomto pr?pade musela zv??i?. V mnoh?ch r?ntgenov?ch pulzaroch sa v?ak na rozdiel od r?diov?ch pulzarov interval medzi pulzmi s ?asom zni?uje. Nejde teda o kinetick? energiu rot?cie. Ako funguj? r?ntgenov? pulzary?

Pam?t?me si, ?e sa objavuj? v bin?rnych syst?moch. Pr?ve tam s? procesy narastania obzvl??? ??inn?. R?chlos? hmoty dopadaj?cej na neutr?nov? hviezdu m??e dosiahnu? jednu tretinu r?chlosti svetla (100 000 kilometrov za sekundu). Potom jeden gram hmoty uvo?n? energiu 1020 erg. A aby sa zabezpe?ilo uvo?nenie energie 1037 erg/s, je potrebn?, aby tok hmoty k neutr?novej hviezde bol 1017 gramov za sekundu. To vo v?eobecnosti nie je ve?a, asi jedna tis?cina hmotnosti Zeme za rok.

Dod?vate? materi?lu m??e by? optick?m spolo?n?kom. Pr?d plynu bude nepretr?ite pr?di? z ?asti jeho povrchu smerom k neutr?novej hviezde. Bude dod?va? energiu aj hmotu akre?n?mu disku vytvoren?mu okolo neutr?novej hviezdy.

Ke??e neutr?nov? hviezda m? obrovsk? magnetick? pole, plyn bude „pr?di?“ pozd?? magnetick?ch silo?iar smerom k p?lom. Pr?ve tam, na relat?vne mal?ch „?kvrn?ch“ s ve?kos?ou r?dovo len jeden kilometer, sa odohr?vaj? procesy v?roby najsilnej?ieho r?ntgenov?ho ?iarenia, grandi?zneho rozsahu. R?ntgenov? l??e vy?aruj? relativistick? a oby?ajn? elektr?ny pohybuj?ce sa v magnetickom poli pulzaru. Plyn, ktor? na? dopad?, m??e tie? „k?mi?“ jeho rot?ciu. Preto sa pr?ve v r?ntgenov?ch pulzaroch v mnoh?ch pr?padoch pozoruje zn??enie peri?dy rot?cie.

Zdroje r?ntgenov?ho ?iarenia v bin?rnych syst?moch s? jedn?m z najpozoruhodnej??ch javov vo vesm?re. Nie je ich ve?a, v na?ej Galaxii pravdepodobne nie viac ako sto, ale ich v?znam je obrovsk? nielen z h?adiska, najm? pre pochopenie I. typu. Bin?rne syst?my poskytuj? najprirodzenej?? a najefekt?vnej?? sp?sob toku hmoty z hviezdy na hviezdu a pr?ve tu sa (v d?sledku pomerne r?chlej zmeny hmotnosti hviezd) m??eme stretn?? s r?znymi mo?nos?ami „zr?chlen?ho“ v?voja.

?al?ia zauj?mav? ?vaha. Vieme, ak? ?a?k?, ak nie nemo?n?, odhadn?? hmotnos? jednej hviezdy. Ale ke??e neutr?nov? hviezdy s? s??as?ou bin?rnych syst?mov, m??e sa uk?za?, ?e sk?r ?i nesk?r bude mo?n? empiricky (a to je mimoriadne d?le?it?!) ur?i? limitn? hmotnos? neutr?novej hviezdy, ako aj z?ska? priame inform?cie o jej p?vode. .

MOSKVA 28. augusta - RIA Novosti. Vedci objavili rekordne ?a?k? neutr?nov? hviezdu s dvojn?sobnou hmotnos?ou ako Slnko, ?o ich prin?ti prehodnoti? mno?stvo te?ri?, najm? te?riu, pod?a ktorej sa vo vn?tri superhustej hmoty neutr?nov?ch hviezd m??u nach?dza? „vo?n?“ kvarky. pod?a ?l?nku uverejnen?ho vo ?tvrtok v ?asopise Nature.

Neutr?nov? hviezda je „m?tvola“ hviezdy, ktor? zostala po v?buchu supernovy. Jeho ve?kos? nepresahuje ve?kos? mal?ho mesta, ale hustota hmoty je 10-15 kr?t vy??ia ako hustota at?mov?ho jadra - "?tipka" hmoty neutr?novej hviezdy v??i viac ako 500 mili?nov ton.

Gravit?cia „lisuje“ elektr?ny na prot?ny a men? ich na neutr?ny, a preto dostali neutr?nov? hviezdy svoje meno. A? doned?vna sa vedci domnievali, ?e hmotnos? neutr?novej hviezdy nem??e presiahnu? dve hmotnosti Slnka, preto?e inak by gravit?cia hviezdu „zr?tila“ do ?iernej diery. Stav vn?tra neutr?nov?ch hviezd je do zna?nej miery z?hadou. Diskutuje sa napr?klad o pr?tomnosti „vo?n?ch“ kvarkov a tak?ch element?rnych ?ast?c, ako s? K-mez?ny a hyper?ny v centr?lnych oblastiach neutr?novej hviezdy.

Autori ?t?die, skupina americk?ch vedcov pod veden?m Paula Demoresta z National Radio Observatory, sk?mali dvojhviezdu J1614-2230, tri tis?cky sveteln?ch rokov od Zeme, ktorej jednou zlo?kou je neutr?nov? hviezda a druhou biely trpasl?k.

Neutr?nov? hviezda je z?rove? pulzar, teda hviezda, ktor? vy?aruje ?zko nasmerovan? r?diov? emisn? pr?dy; v d?sledku rot?cie hviezdy mo?no tok ?iarenia zachyti? z povrchu Zeme pomocou r?dioteleskopov pri r?znych ?asov?ch intervaloch.

Biely trpasl?k a neutr?nov? hviezda sa navz?jom ot??aj?. R?chlos? r?diov?ho sign?lu zo stredu neutr?novej hviezdy v?ak ovplyv?uje gravit?cia bieleho trpasl?ka, „spoma?uje“ ho. Vedci, ktor? meraj? ?as pr?chodu r?diov?ch sign?lov na Zem, dok??u s vysokou presnos?ou ur?i? hmotnos? objektu „zodpovedn?ho“ za oneskorenie sign?lu.

"M?me ve?k? ??astie s t?mto syst?mom. R?chlo rotuj?ci pulzar n?m d?va sign?l prich?dzaj?ci z dokonale umiestnenej obe?nej dr?hy. N?? biely trpasl?k je navy?e na hviezdu tohto typu dos? ve?k?. T?to jedine?n? kombin?cia n?m umo??uje pln? v?hodu efektu Shapiro (oneskorenie gravita?n?ho sign?lu) a zjednodu?uje merania,“ hovor? spoluautor Scott Ransom.

Bin?rny syst?m J1614-2230 je umiestnen? tak, ?e ho mo?no pozorova? takmer zboku, teda v rovine obe?nej dr?hy. To u?ah?uje presn? meranie hmotnosti hviezd, z ktor?ch sa sklad?.

V d?sledku toho sa hmotnos? pulzaru rovnala 1,97 hmotnosti Slnka, ?o bol rekord pre neutr?nov? hviezdy.

„Tieto merania hmotnosti n?m hovoria, ?e ak sa v jadre neutr?novej hviezdy v?bec nach?dzaj? kvarky, nem??u by? ‚vo?n?‘, ale s najv???ou pravdepodobnos?ou musia medzi sebou interagova? ove?a silnej?ie ako v ‚oby?ajn?ch‘ at?mov?ch jadr?ch,“ vysvet?uje. ved?ci skupiny astrofyzikov zaoberaj?cich sa touto problematikou, Feryal Ozel (Feryal Ozel) z University of Arizona.

"Som prekvapen?, ?e nie?o tak? jednoduch?, ako je hmotnos? neutr?novej hviezdy, m??e poveda? to?ko v to?k?ch r?znych oblastiach fyziky a astron?mie," hovor? Ransom.

Astrofyzik Sergej Popov zo ?ternbersk?ho ?t?tneho astronomick?ho in?tit?tu poznamen?va, ?e ?t?dium neutr?nov?ch hviezd m??e poskytn?? k???ov? inform?cie o ?trukt?re hmoty.

"V pozemsk?ch laborat?ri?ch je nemo?n? ?tudova? hmotu s hustotou ove?a v???ou ako jadrov?. A to je ve?mi d?le?it? pre pochopenie toho, ako svet funguje. Na??astie tak?to hust? hmota existuje v h?bkach neutr?nov?ch hviezd. Na ur?enie vlastnost? tohto hmoty, je ve?mi d?le?it? vedie?, ak? maxim?lnu hmotnos? m??e ma? neutr?nov? hviezda a nepremeni? sa na ?iernu dieru,“ povedal Popov pre RIA Novosti.

Neutr?nov? hviezdy s? kone?n?m produktom hviezdneho v?voja. Ich ve?kos? a hmotnos? s? jednoducho ??asn?! S ve?kos?ou a? 20 km v priemere, ale s hmotnos?ou ako . Hustota hmoty v neutr?novej hviezde je mnohon?sobne v???ia ako hustota at?mov?ho jadra. Neutr?nov? hviezdy sa objavuj? po?as v?buchov supernov.

V???ina zn?mych neutr?nov?ch hviezd m? hmotnos? pribli?ne 1,44 hmotnosti Slnka. a rovn? sa hmotnostn?mu limitu Chandrasekhar. Ale je teoreticky mo?n?, ?e m??u ma? a? 2,5 hmoty. Naj?a??? doteraz objaven? m? hmotnos? 1,88 slne?nej hmotnosti a naz?va sa Vele X-1 a druh? s hmotnos?ou 1,97 slne?nej hmotnosti - PSR J1614-2230. S ?al??m zvy?ovan?m hustoty sa hviezda men? na kvarkov?.

Magnetick? pole neutr?nov?ch hviezd je ve?mi siln? a dosahuje 10 a? 12 mocninu G, pole Zeme je 1 Gs. Od roku 1990 boli niektor? neutr?nov? hviezdy identifikovan? ako magnetary – s? to hviezdy, v ktor?ch magnetick? polia siahaj? ?aleko za 10 a? 14. mocninu gaussov. S tak?mito kritick?mi magnetick?mi po?ami sa men? aj fyzika, objavuj? sa relativistick? efekty (odch?lka svetla magnetick?m po?om) a polariz?cia fyzik?lneho v?kua. Neutr?nov? hviezdy boli predpovedan? a potom objaven?.

Prv? n?vrhy predlo?ili Walter Baade a Fritz Zwicky v roku 1933. Predpokladali, ?e neutr?nov? hviezdy sa rodia v d?sledku v?buchu supernovy. Pod?a v?po?tov je ?iarenie t?chto hviezd ve?mi mal?, je jednoducho nemo?n? ho odhali?. Ale v roku 1967 Hewish postgradu?lna ?tudentka Jocelyn Bell objavila , ktor? vysielala pravideln? r?diov? impulzy.

Tak?to impulzy boli z?skan? ako v?sledok r?chleho ot??ania objektu, ale oby?ajn? hviezdy z takej silnej rot?cie by sa jednoducho rozleteli, a preto sa rozhodli, ?e ide o neutr?nov? hviezdy.

Pulzary v zostupnom porad? ot??ok:

Ejektor je r?diov? pulzar. N?zka r?chlos? ot??ania a siln? magnetick? pole. Tak?to pulzar m? magnetick? pole a hviezda rotuje spolu s rovnakou uhlovou r?chlos?ou. V ur?itom momente line?rna r?chlos? po?a dosiahne r?chlos? svetla a za?ne ju prekra?ova?. ?alej dip?lov? pole nem??e existova? a ?iary intenzity po?a s? roztrhan?. Pohybuj?c sa pozd?? t?chto l?ni? nabit? ?astice dosiahnu ?tes a odlomia sa, tak?e opustia neutr?nov? hviezdu a m??u odletie? do ?ubovo?nej vzdialenosti a? do nekone?na. Preto sa tieto pulzary naz?vaj? ejektory (rozda?, vybuchn??) – r?diov? pulzary.

Vrtu?a, u? nem? tak? r?chlos? rot?cie ako ejektor na ur?chlenie ?ast?c na r?chlos? po svetle, tak?e nem??e ?s? o r?diov? pulzar. Ale jeho r?chlos? rot?cie je st?le ve?mi vysok?, hmota zachyten? magnetick?m po?om e?te nem??e spadn?? na hviezdu, to znamen?, ?e nedoch?dza k akr?cii. Tak?to hviezdy sa ?tuduj? ve?mi zle, preto?e je takmer nemo?n? ich pozorova?.

Accretor je r?ntgenov? pulzar. Hviezda sa u? neot??a tak r?chlo a hmota za??na pada? na hviezdu a pad? pozd?? silo?iary magnetick?ho po?a. Pri p?de v bl?zkosti p?lu na pevn? povrch sa l?tka zahrieva na desiatky mili?nov stup?ov, ?o vedie k r?ntgenov?mu ?iareniu. Pulz?cie vznikaj? v d?sledku skuto?nosti, ?e hviezda sa st?le ot??a, a ke??e plocha padaj?cej hmoty je len asi 100 metrov, toto miesto pravidelne mizne z doh?adu.