Нейтронные космические объекты взаимодействуют с окружающей их материей в соответствии с двумя основными критериями — скоростью вращения и уровнем магнитного поля. По мере эволюции эти тела замедляются, что приводит к ослаблению магнитного поля, поэтому их делят на разные типы.
Нейтронная звезда
Нейтронная звезда — это очень быстро вращающееся тело, оставшееся после взрыва сверхновой. При диаметре 20 километров это тело имеет массу, сравнимую с массой Солнца; один грамм нейтронной звезды в земных условиях весил бы более 500 миллионов тонн! Такая огромная плотность возникает в результате того, что электроны проталкиваются в ядра, где они соединяются с протонами, образуя нейтроны. На самом деле, нейтронные звезды по своим свойствам, включая плотность и состав, очень похожи на атомные ядра. Однако есть одно важное отличие: в ядрах нуклоны притягиваются сильными взаимодействиями, в то время как в звездах они притягиваются гравитационными силами.
Состав нейтронных звёзд
Состав этих объектов (по понятным причинам) до сих пор изучался только в теории и математических расчетах. Однако многое уже известно. Как следует из названия, они состоят в основном из плотно упакованных нейтронов.
Толщина атмосферы нейтронной звезды составляет всего несколько сантиметров, но она улавливает все тепловое излучение. За атмосферой находится земная кора, которая состоит из плотно упакованных ионов и электронов. В центре находится ядро, состоящее из нейтронов. Вблизи центра достигается максимальная плотность материи, которая в 15 раз превышает плотность ядра. Нейтронные звезды — самые плотные объекты во Вселенной. При попытке дальнейшего увеличения плотности материи происходит коллапс черной дыры или кварковой звезды.
Магнитное поле
Скорость вращения нейтронных звезд достигает 1000 оборотов в секунду. Электропроводящая плазма и ядерная материя генерируют магнитные поля гигантских размеров.
Магнитное поле Земли, например, составляет 1 гаусс, а магнитное поле нейтронной звезды — 10 000 000 000 000 000 000 000 000 гаусс. Самое сильное искусственное поле было бы в миллиарды раз слабее.
Нейтронные космические объекты взаимодействуют с окружающей их материей в соответствии с двумя основными критериями — скоростью вращения и уровнем магнитного поля. По мере эволюции эти тела замедляются, что приводит к ослаблению магнитного поля, поэтому их делят на разные типы.
Содержание
Массы большинства известных нейтронных звезд находятся в окрестности 1,44 солнечных масс, что соответствует значению предела Чандрасекара. Теоретически, однако, нейтронные звезды с массами от 1,4 до примерно 2,5 солнечных масс также мыслимы, но эти значения в настоящее время известны лишь очень неточно. Самыми массивными нейтронными звездами, обнаруженными на сегодняшний день, являются Vela X-1 (с массой не менее 1,88±0,13 солнечных масс при 1σ, что соответствует уровню значимости α≈34%) 1 и PSR J1614-2230 (с предполагаемой массой 1,97±0,04 солнечных масс) 2 3 4. Гравитационные силы в нейтронных звездах уравновешиваются давлением вырожденного нейтронного газа; максимальная масса нейтронной звезды задается пределом Оппенгеймера-Волкова, численное значение которого зависит от (пока еще плохо известного) уравнения состояния вещества в ядре звезды. Существуют теоретические гипотезы о том, что нейтронные звезды могут возрождаться при еще большем увеличении плотности, чем кварковые звезды. 5
Магнитное поле на поверхности нейтронных звезд достигает значений 10 1 2-10 13 Гс (для сравнения: у Земли около 1 Гс), а процессы в магнитосфере нейтронных звезд ответственны за радиоизлучение пульсаров. С 1990-х годов некоторые нейтронные звезды были идентифицированы как магнетары — звезды с магнитным полем около 10 14 Гс или более. Такие поля (превышающие «критическое» значение 4,414-10 13 Гс, при котором энергия взаимодействия электрона с магнитным полем превышает энергию покоя mec ²) вводят качественно новую физику, поскольку становятся существенными специальные релятивистские эффекты, поляризация физического вакуума и т.д.
История открытия
Гравитационное отклонение света (благодаря релятивистскому отклонению света можно увидеть более половины поверхности).
Нейтронные звезды — одни из немногих астрономических объектов, которые были предсказаны теоретически до того, как их обнаружили наблюдатели.
В 1933 году астрономы Вальтер Бааде и Фриц Цвикки предположили, что нейтронные звезды могут образоваться в результате взрыва сверхновой звезды. Теоретические расчеты того времени показали, что излучение от нейтронных звезд слишком слабо, чтобы их обнаружить. Нейтронные звезды были забыты на некоторое время. В 1967 году Джослин Белл, аспирант Э. Хьюиша, обнаружил объекты, регулярно испускающие импульсы радиоволн. Это явление было объяснено как узконаправленный радиолуч от быстро вращающегося объекта — своего рода «космического маяка». Обычные звезды, однако, были бы уничтожены такой высокой скоростью вращения. На роль такого маяка подходят только нейтронные звезды. Пульсар PSR B1919+21, вероятно, является первой открытой нейтронной звездой.
Классификация нейтронных звёзд
Есть два параметра, которые характеризуют взаимодействие нейтронных звезд с окружающей их материей и, следовательно, наблюдаемые ими явления: период вращения и напряженность магнитного поля. Со временем звезда расходует свою энергию вращения, и период ее вращения увеличивается. Магнитное поле также становится слабее. По этой причине нейтронная звезда может менять свой тип в течение жизни. Ниже приведена номенклатура нейтронных звезд в порядке уменьшения скорости вращения. 6
Ракетная установка (радиопульсар)
Сильные магнитные поля и малый период вращения. Магнитное поле вращается твердотельно, то есть с той же угловой скоростью, что и сама нейтронная звезда. На определённом радиусе » width=»» height=»» /> Линейная скорость вращения поля начинает превышать скорость света. Этот радиус называется радиусом светового цилиндра. За пределами этого радиуса обычное дипольное поле существовать не может, поэтому линии напряженности поля прерываются в этой точке. Заряженные частицы, движущиеся вдоль линий магнитного поля, могут покинуть нейтронную звезду через такие разрывы и улететь в бесконечность. Нейтронная звезда такого типа выбрасывает релятивистски заряженные частицы, которые излучаются в радиодиапазоне. Для наблюдателя эжекторы выглядят как радиопульсары.
Пропеллер
Скорость вращения уже недостаточна для выброса частиц, поэтому такая звезда не может быть радиопульсаром. Однако она все еще велика, и материя, заключенная в магнитном поле вокруг нейтронной звезды, не может коллапсировать, т.е. не происходит накопления материи. Наблюдений нейтронных звезд этого типа мало, и они плохо изучены.
Ускоритель (рентгеновский пульсар)
Скорость вращения уменьшается до такой степени, что веществу уже не удается предотвратить падение на такую нейтронную звезду. Падающая плазма движется вдоль линий магнитного поля и ударяется о твердую поверхность вблизи полюсов нейтронной звезды, где она нагревается до десятков миллионов градусов. Материя, нагретая до таких высоких температур, светится в рентгеновской области. Область, где падающая материя ударяется о поверхность звезды, очень мала, всего около 100 метров. Это горячее пятно исчезает из поля зрения через регулярные промежутки времени из-за вращения звезды, которое наблюдатель воспринимает как волны. Эти объекты называются рентгеновскими пульсарами.
Георотатор.
Скорость вращения этих нейтронных звезд невелика и не препятствует образованию звездных скоплений. Однако магнитосфера настолько велика, что плазма останавливается магнитным полем до того, как ее поймает гравитация. Аналогичный механизм действует в магнитосфере Земли, отсюда и название этого типа.
Радиопульсары (или просто пульсары) — это вращающиеся нейтронные звезды, струи частиц которых движутся почти со скоростью света, подобно вращающемуся лучу маяка.
Они очень горячие и очень плотные
Температура поверхности почти всех наблюдаемых нейтронных звезд составляет около 600 000 К и еще выше для недавно образовавшихся звезд. Для сравнения, температура поверхности Солнца составляет около 5 775 К, а Сириус, белый карлик, имеет температуру поверхности 9 940 К.
Нейтронная звезда настолько массивна и плотна, что ложка образца звезды весила бы более миллиарда тонн. Его плотность сильно варьируется и увеличивается с глубиной. Вблизи ядра нейтронная звезда становится плотнее атомного ядра. Кроме того, его магнитное поле примерно в квадриллион раз сильнее, а гравитационное поле примерно в 200 миллиардов раз сильнее земного. Однако причина их сильного магнитного поля остается загадкой.
Ближайшая нейтронная звезда
Концепция художника «изолированной нейтронной звезды».
В 2007 году группа исследователей обнаружила странный рентгеновский источник в созвездии Малой Урсы, в 250-1000 световых годах от Земли, который они позже идентифицировали как нейтронную звезду. Возможно, это самая близкая к Земле нейтронная звезда.
Нейтронная звезда получила официальное обозначение 1RXS J141256.0 + 792204 и прозвище Кальвер, в честь антагониста из популярного фильма 1960-х годов «Великолепная семерка». В отличие от большинства наблюдаемых звезд, Кальвера принадлежит к редкой группе изолированных нейтронных звезд, у которых нет ни остатка сверхновой, ни звезды-компаньона.
В Млечном Пути есть около двух тысяч известных пульсаров
Согласно оценкам, основанным на количестве взрывов сверхновых, в Млечном Пути должно быть не менее 100 миллионов нейтронных звезд. Однако до сих пор астрономы обнаружили лишь менее двух тысяч пульсаров (наиболее распространенный тип нейтронных звезд).
Такая большая разница в цифрах может быть обусловлена их возрастом. Возраст нейтронных звезд обычно составляет миллиарды лет, поэтому у них достаточно времени для остывания. Без энергии, необходимой для излучения на разных длинах волн, многие пульсары становятся почти невидимыми для наших спутников. Даже молодые пульсары могут остаться незамеченными из-за узкого поля излучения.
