سرعت چرخش ستارگان نوترونی ببینید "ستاره نوترونی" در سایر لغت نامه ها چیست. اکتشافات و مشاهدات

ستاره نوترونی
ستاره نوترونی

ستاره نوترونی - یک ستاره بسیار چگال که در نتیجه یک انفجار ابرنواختر شکل گرفته است. ماده یک ستاره نوترونی عمدتاً از نوترون تشکیل شده است.
یک ستاره نوترونی چگالی هسته ای (10 14-10 15 گرم بر سانتی متر 3) و شعاع معمولی 10-20 کیلومتر دارد. فشردگی بیشتر گرانشی ستاره نوترونی با فشار ماده هسته ای که به دلیل برهمکنش نوترون ها ایجاد می شود، جلوگیری می کند. این فشار گاز نوترون منحط به میزان قابل توجهی چگال تر می تواند توده هایی را تا 3M از فروپاشی گرانشی حفظ کند. بنابراین، جرم یک ستاره نوترونی در محدوده (1.4-3)M متفاوت است.

برنج. 1. مقطع ستاره نوترونی با جرم 1.5M و شعاع R = 16 کیلومتر. چگالی ρ بر حسب g/cm 3 در نقاط مختلف ستاره نشان داده شده است.

نوترینوهای تولید شده در طی یک فروپاشی ابرنواختر به سرعت ستاره نوترونی را خنک می کنند. تخمین زده می شود که دمای آن از 10 11 به 10 9 کلوین در یک زمان حدود 100 ثانیه کاهش یابد. سپس سرعت خنک کننده کاهش می یابد. با این حال، در مقیاس کیهانی بالا است. کاهش دما از 10 9 به 10 8 K در 100 سال و به 10 6 K در یک میلیون سال رخ می دهد.
تقریباً 1200 جرم شناخته شده وجود دارد که به عنوان ستاره های نوترونی طبقه بندی می شوند. حدود 1000 مورد از آنها در کهکشان ما قرار دارند. ساختار یک ستاره نوترونی با جرم 1.5M و شعاع 16 کیلومتر در شکل نشان داده شده است. 1: I - لایه بیرونی نازک از اتم های فشرده. ناحیه II یک شبکه کریستالی از هسته اتم و الکترون های منحط است. ناحیه III یک لایه جامد از هسته های اتمی است که از نوترون ها فوق اشباع شده است. IV - هسته مایع که عمدتاً از نوترون های منحط تشکیل شده است. ناحیه V هسته هادرونی ستاره نوترونی را تشکیل می دهد. علاوه بر نوکلئون ها، می تواند حاوی پیون ها و هایپرون ها باشد. در این قسمت از ستاره نوترونی، انتقال مایع نوترونی به حالت کریستالی جامد، ظهور یک میعانات پیونی و تشکیل پلاسمای کوارک-گلئون و هایپرون امکان پذیر است. جزئیات خاصی از ساختار یک ستاره نوترونی در حال حاضر در حال روشن شدن است.
شناسایی ستاره های نوترونی با استفاده از روش های نوری به دلیل اندازه کوچک و درخشندگی کم آنها دشوار است. در سال 1967، E. Hewish و J. Bell (دانشگاه کمبریج) منابع کیهانی انتشار رادیویی دوره ای - تپ اخترها را کشف کردند. دوره های تکرار پالس های رادیویی تپ اختر کاملاً ثابت است و برای اکثر تپ اخترها در محدوده 10-2 تا چند ثانیه قرار دارد. تپ اخترها ستاره های نوترونی در حال چرخش هستند. فقط اجرام فشرده با ویژگی های ستاره های نوترونی می توانند شکل خود را بدون فروپاشی در چنین سرعت های چرخشی حفظ کنند. حفظ تکانه زاویه ای و میدان مغناطیسی در هنگام فروپاشی یک ابرنواختر و تشکیل یک ستاره نوترونی منجر به تولد تپ اخترهایی با سرعت چرخش با میدان مغناطیسی بسیار قوی 10 10-10 14 G می شود. میدان مغناطیسی همراه با ستاره نوترونی می چرخد، اما محور این میدان با محور چرخش ستاره منطبق نیست. با این چرخش، تابش رادیویی ستاره مانند پرتوی فانوس دریایی روی زمین می‌چرخد. هر بار که پرتو از زمین عبور می کند و به ناظری روی زمین برخورد می کند، تلسکوپ رادیویی یک پالس کوتاه از گسیل رادیویی را تشخیص می دهد. فرکانس تکرار آن مربوط به دوره چرخش ستاره نوترونی است. تابش یک ستاره نوترونی زمانی اتفاق می‌افتد که ذرات باردار (الکترون‌ها) از سطح ستاره به سمت خارج در امتداد خطوط میدان مغناطیسی حرکت می‌کنند و امواج الکترومغناطیسی ساطع می‌کنند. این مکانیسم انتشار رادیویی از یک تپ اختر است که برای اولین بار پیشنهاد شد

ماده چنین جسمی چندین برابر چگالی هسته اتم است (که برای هسته های سنگین به طور متوسط ​​2.8⋅10 17 kg/m³ است). فشردگی بیشتر گرانشی ستاره نوترونی با فشار ماده هسته ای که به دلیل برهمکنش نوترون ها ایجاد می شود، جلوگیری می کند.

بسیاری از ستارگان نوترونی دارای سرعت چرخش بسیار بالایی هستند که تا چند صد دور در ثانیه می رسد. ستاره های نوترونی از انفجارهای ابرنواختری به وجود می آیند.

اطلاعات کلی

در میان ستارگان نوترونی با جرم قابل اطمینان اندازه گیری شده، بیشتر آنها در محدوده 1.3 تا 1.5 جرم خورشیدی قرار می گیرند که نزدیک به حد چاندراسخار است. از نظر تئوری، ستارگان نوترونی با جرم 0.1 تا حدود 2.16 خورشیدی قابل قبول هستند. پرجرم ترین ستاره های نوترونی شناخته شده Vela X-1 (دارای جرم حداقل 1.88±0.13 جرم خورشیدی در سطح 1σ، که مربوط به سطح اهمیت α≈34٪ است)، PSR J1614-2230 en (با جرم) هستند. برآورد 1. 0.04±97 خورشیدی)، و PSR J0348+0432 en (با تخمین جرمی 0.04±2.01 خورشیدی). گرانش در ستارگان نوترونی با فشار گاز نوترونی منحط متعادل می شود، حداکثر مقدار جرم یک ستاره نوترونی با حد اوپنهایمر-ولکوف تعیین می شود که مقدار عددی آن به معادله حالت (هنوز ضعیف شناخته شده) بستگی دارد. ماده در هسته ستاره فرضیه های نظری وجود دارد که با افزایش حتی بیشتر در چگالی، انحطاط ستارگان نوترونی به ستاره های کوارکی امکان پذیر است.

تا سال 2015، بیش از 2500 ستاره نوترونی کشف شد. حدود 90 درصد آنها مجرد هستند. در مجموع، 10 ستاره نوترونی 8 -10 9 می تواند در کهکشان ما وجود داشته باشد، یعنی حدود یک در هزار ستاره معمولی. ستارگان نوترونی با سرعت زیاد (معمولاً صدها کیلومتر بر ثانیه) مشخص می شوند. در نتیجه تجمع ماده ابری، یک ستاره نوترونی در این وضعیت می تواند از زمین در محدوده های طیفی مختلف از جمله نوری قابل مشاهده باشد که حدود 0.003 درصد از انرژی ساطع شده (مطابق با قدر 10) را تشکیل می دهد.

ساختار

یک ستاره نوترونی دارای پنج لایه است: جو، پوسته بیرونی، پوسته داخلی، هسته بیرونی و هسته داخلی.

جو یک ستاره نوترونی لایه ای بسیار نازک از پلاسما است (از ده ها سانتی متر برای ستاره های گرم تا میلی متر برای ستاره های سرد)، که در آن تابش گرمایی یک ستاره نوترونی تشکیل می شود.

پوسته بیرونی از یون ها و الکترون ها تشکیل شده است، ضخامت آن به چند صد متر می رسد. لایه نازک (بیش از چند متر) نزدیک به سطح یک ستاره نوترونی داغ حاوی گاز الکترونی غیر منحط است، لایه های عمیق تر حاوی گاز الکترونی منحط است و با افزایش عمق، نسبیتی و فوق نسبیتی می شود.

پوسته داخلی از الکترون ها، نوترون های آزاد و هسته های اتمی غنی از نوترون تشکیل شده است. با افزایش عمق، نسبت نوترون های آزاد افزایش می یابد و نسبت هسته های اتمی کاهش می یابد. ضخامت پوسته داخلی می تواند به چندین کیلومتر برسد.

هسته بیرونی شامل نوترون هایی با مخلوط کوچک (چند درصد) پروتون و الکترون است. در ستارگان نوترونی کم جرم، هسته بیرونی می تواند تا مرکز ستاره گسترش یابد.

ستارگان نوترونی پرجرم یک هسته داخلی نیز دارند. شعاع آن می تواند به چندین کیلومتر برسد، چگالی در مرکز هسته می تواند 10-15 برابر تراکم هسته های اتمی باشد. ترکیب و معادله حالت هسته داخلی به طور قابل اعتمادی شناخته نشده است: چندین فرضیه وجود دارد که سه فرضیه محتمل ترین آنها عبارتند از: 1) هسته کوارکی که در آن نوترون ها در کوارک های بالا و پایین تشکیل دهنده خود تجزیه می شوند. 2) یک هسته هایپرونیک از باریون ها شامل کوارک های عجیب. و 3) یک هسته کائونی متشکل از مزون های دو کوارکی، از جمله (ضد) کوارک های عجیب. با این حال، در حال حاضر تأیید یا رد هر یک از این فرضیه ها غیرممکن است.

یک نوترون آزاد، در شرایط عادی، که بخشی از هسته اتم نیست، معمولاً حدود 880 ثانیه عمر می کند، اما تأثیر گرانشی یک ستاره نوترونی اجازه نمی دهد که نوترون فروپاشی کند، بنابراین ستاره های نوترونی از پایدارترین اجرام هستند. در جهان. [ ]

سرد شدن ستارگان نوترونی

در لحظه تولد یک ستاره نوترونی (در نتیجه یک انفجار ابرنواختر)، دمای آن بسیار بالا است - حدود 10 11 K (یعنی 4 مرتبه قدر بالاتر از دمای مرکز خورشید)، اما به دلیل خنک شدن نوترینو خیلی سریع افت می کند. فقط در چند دقیقه، دما از 10 11 به 10 9 K کاهش می یابد، در یک ماه - به 10 8 K. سپس درخشندگی نوترینو به شدت کاهش می یابد (بستگی زیادی به دما دارد)، و خنک شدن به دلیل فوتون بسیار کندتر اتفاق می افتد. تابش (حرارتی) از سطح. دمای سطح ستارگان نوترونی شناخته شده ای که برای آنها اندازه گیری شده است در حدود 105-106K است (اگرچه هسته ظاهرا بسیار داغتر است).

تاریخچه کشف

ستاره‌های نوترونی یکی از معدود کلاس‌های اجرام کیهانی هستند که پیش از کشف آن‌ها توسط رصدگران پیش‌بینی تئوری شده بود.

برای اولین بار، ایده وجود ستارگان با چگالی افزایش یافته، حتی قبل از کشف نوترون ساخته شده توسط چادویک در اوایل فوریه 1932، توسط دانشمند مشهور شوروی، لو لاندو، بیان شد. بنابراین، او در مقاله‌اش «درباره نظریه ستارگان» که در فوریه 1931 نوشته و به دلایل نامعلومی با تأخیر در 29 فوریه 1932 (بیش از یک سال بعد) منتشر شد، می‌نویسد: «ما انتظار داریم که همه این [نقض قوانین] مکانیک کوانتومی] باید زمانی خود را نشان دهد که چگالی ماده آنقدر زیاد شود که هسته‌های اتم با هم تماس نزدیک پیدا کنند و یک هسته غول پیکر را تشکیل دهند.

"پروانه"

سرعت چرخش دیگر برای پرتاب ذرات کافی نیست، بنابراین چنین ستاره ای نمی تواند یک تپ اختر رادیویی باشد. با این حال، سرعت چرخش همچنان بالا است و مواد احاطه کننده ستاره نوترونی که توسط میدان مغناطیسی گرفته شده است نمی توانند سقوط کنند، یعنی تجمع ماده رخ نمی دهد. ستارگان نوترونی از این نوع عملاً هیچ مظاهر قابل مشاهده ای ندارند و به خوبی مورد مطالعه قرار نمی گیرند.

آکرکتور (تپ اختر اشعه ایکس)

سرعت چرخش آنقدر کاهش می‌یابد که اکنون هیچ چیز مانع از افتادن ماده بر روی چنین ستاره نوترونی نمی‌شود. در حال سقوط، ماده که قبلاً در حالت پلاسما قرار دارد، در امتداد خطوط میدان مغناطیسی حرکت می کند و به سطح جامد بدن ستاره نوترونی در ناحیه قطب های آن برخورد می کند و تا ده ها میلیون درجه گرم می شود. ماده ای که در چنین دماهای بالایی گرم می شود در محدوده اشعه ایکس به خوبی می درخشد. منطقه ای که در آن برخورد ماده در حال سقوط با سطح جسم ستاره نوترونی رخ می دهد بسیار کوچک است - فقط حدود 100 متر. به دلیل چرخش ستاره، این نقطه داغ به صورت دوره ای از دید ناپدید می شود، بنابراین ضربان های منظم تابش اشعه ایکس مشاهده می شود. چنین اجسامی را تپ اخترهای اشعه ایکس می نامند.

Georotator

سرعت چرخش چنین ستارگان نوترونی کم است و مانع از تجمع آنها نمی شود. اما اندازه مگنتوسفر به گونه ای است که پلاسما قبل از اینکه توسط گرانش گرفته شود توسط میدان مغناطیسی متوقف می شود. مکانیسم مشابهی در مگنتوسفر زمین عمل می کند، به همین دلیل است که این نوع ستاره نوترونی نام خود را به خود اختصاص داده است.

یادداشت

1. دیمیتری ترونین. اخترفیزیکدانان حداکثر جرم ستارگان نوترونی را مشخص کرده اند (تعریف نشده) . nplus1.ru. بازبینی شده در 18 ژانویه 2018.
2. اچ کواینترل و همکاران.جرم ستاره نوترونی در Vela X-1 و نوسانات غیر شعاعی ناشی از جزر و مد در GP Vel // نجوم و اخترفیزیک. - فروردین 1382. - شماره 401. - صص 313-323. - arXiv:astro-ph/0301243.
3. P. B. Demorest، T. Pennucci، S. M. Ransom، M. S. E. Roberts & J. W. T. Hessels.یک ستاره نوترونی با جرم دو خورشیدی که با استفاده از تاخیر شاپیرو (انگلیسی) اندازه گیری شد // طبیعت. - 2010. - جلد. 467. - ص 1081-1083.

بقایای ابرنواختر Corma-A که یک ستاره نوترونی در مرکز خود دارد

ستاره های نوترونی بقایای ستارگان عظیمی هستند که در زمان و مکان به پایان مسیر تکاملی خود رسیده اند.

این اجرام جالب از غول هایی که زمانی پرجرم بوده اند متولد شده اند که چهار تا هشت برابر بزرگتر از خورشید ما هستند. این اتفاق در یک انفجار ابرنواختری رخ می دهد.

پس از چنین انفجاری، لایه های بیرونی به فضا پرتاب می شوند، هسته باقی می ماند، اما دیگر قادر به پشتیبانی از همجوشی هسته ای نیست. بدون فشار خارجی از لایه های پوشاننده، فرو می ریزد و به طور فاجعه آمیزی منقبض می شود.

ستارگان نوترونی با وجود قطر کوچکشان - حدود 20 کیلومتر - می توانند 1.5 برابر بیشتر از خورشید ما جرم داشته باشند. بنابراین، آنها فوق العاده متراکم هستند.

یک قاشق کوچک از ماده ستاره ای روی زمین حدود صد میلیون تن وزن دارد. در آن، پروتون‌ها و الکترون‌ها با هم ترکیب می‌شوند تا نوترون‌ها را تشکیل دهند - فرآیندی به نام نوترونی شدن.

ترکیب

ترکیب آنها ناشناخته است. آنها کشش گرانشی بسیار قوی دارند، بسیار بیشتر از زمین یا حتی خورشید. این نیروی گرانشی به ویژه چشمگیر است زیرا اندازه آن کوچک است.
همه آنها حول یک محور می چرخند. در حین فشرده سازی، تکانه زاویه ای چرخش حفظ می شود و به دلیل کاهش اندازه، سرعت چرخش افزایش می یابد.

به دلیل سرعت بسیار زیاد چرخش، سطح بیرونی که یک «پوسته» جامد است، به طور دوره‌ای ترک‌ها و «ستاره‌لرزه‌ها» رخ می‌دهد که سرعت چرخش را کاهش می‌دهد و انرژی «اضافی» را به فضا می‌ریزد.

فشارهای سرسام آوری که در هسته وجود دارد ممکن است مشابه فشارهایی باشد که در زمان انفجار بزرگ وجود داشت، اما متأسفانه نمی توان آنها را در زمین شبیه سازی کرد. بنابراین، این اجرام آزمایشگاه‌های طبیعی ایده‌آلی هستند که می‌توانیم انرژی‌های غیرقابل دسترس روی زمین را مشاهده کنیم.

تپ اخترهای رادیویی

اولسارهای رادیویی در اواخر سال 1967 توسط دانشجوی فارغ التحصیل جوسلین بل برنل به عنوان منابع رادیویی که با فرکانس ثابت ضربان دارند، کشف شدند.
تابش ساطع شده توسط ستاره به صورت یک منبع تابش ضربانی یا تپ اختر قابل مشاهده است.

نمایش شماتیک از چرخش یک ستاره نوترونی

تپ اخترهای رادیویی (یا به طور ساده تپ اخترها) ستارگان نوترونی در حال چرخشی هستند که فواره های ذرات آنها تقریباً با سرعت نور حرکت می کنند، مانند یک پرتو فانوس در حال چرخش.

پس از چندین میلیون سال چرخش مداوم، تپ اخترها انرژی خود را از دست می دهند و به ستاره های نوترونی عادی تبدیل می شوند. امروزه تنها حدود 1000 تپ اختر شناخته شده است، اگرچه ممکن است صدها مورد از آنها در کهکشان وجود داشته باشد.

تپ اختر رادیویی در سحابی خرچنگ

برخی از ستارگان نوترونی اشعه ایکس ساطع می کنند. سحابی معروف خرچنگ نمونه خوبی از چنین جرمی است که در طی یک انفجار ابرنواختری شکل گرفته است. این انفجار ابرنواختر در سال 1054 پس از میلاد مشاهده شد.

باد از پالسار، ویدئوی تلسکوپ چاندرا

یک تپ اختر رادیویی در سحابی خرچنگ که توسط تلسکوپ فضایی هابل از طریق یک فیلتر 547 نانومتری (نور سبز) از 7 اوت 2000 تا 17 آوریل 2001 عکسبرداری شده است.

آهنرباها

ستاره‌های نوترونی دارای میدان مغناطیسی میلیون‌ها برابر قوی‌تر از قوی‌ترین میدان مغناطیسی تولید شده روی زمین هستند. آنها همچنین به عنوان مگنتار شناخته می شوند.

سیارات اطراف ستاره های نوترونی

امروز می دانیم که چهار سیاره دارند. هنگامی که در یک سیستم دوتایی قرار دارد، می توان جرم آن را اندازه گیری کرد. از این دوتایی های رادیویی یا پرتو ایکس، جرم اندازه گیری شده ستارگان نوترونی حدود 1.4 برابر جرم خورشید بود.

سیستم های دوگانه

نوع کاملا متفاوتی از تپ اختر در برخی باینری های اشعه ایکس دیده می شود. در این موارد، ستاره نوترونی و ستاره معمولی یک سیستم دوتایی را تشکیل می دهند. یک میدان گرانشی قوی مواد را از یک ستاره معمولی می کشد. موادی که در طی فرآیند برافزایش بر روی آن می افتند به قدری گرم می شوند که اشعه ایکس تولید می کند. اشعه ایکس پالسی زمانی قابل مشاهده است که نقاط داغ روی تپ اختر در حال چرخش از خط دید زمین عبور کنند.

برای سیستم‌های دوتایی حاوی یک جسم ناشناخته، این اطلاعات به تشخیص اینکه آیا ستاره نوترونی است یا مثلاً یک سیاه‌چاله، کمک می‌کند، زیرا سیاه‌چاله‌ها بسیار پرجرم‌تر هستند.

27 دسامبر 2004، انفجاری از پرتوهای گاما از SGR 1806-20 به منظومه شمسی ما رسید (به تصویر کشیده شده توسط هنرمند). این انفجار به حدی قوی بود که جو زمین را در فاصله بیش از 50000 سال نوری تحت تأثیر قرار داد.

ستاره نوترونی یک جسم کیهانی است که یکی از نتایج احتمالی تکامل است که عمدتاً از یک هسته نوترونی پوشیده شده با پوسته نسبتاً نازک (حدود 1 کیلومتر) ماده به شکل هسته‌های اتمی و الکترون‌های سنگین تشکیل شده است. جرم ستارگان نوترونی با جرم ستاره های نوترونی قابل مقایسه است، اما شعاع معمول یک ستاره نوترونی تنها 10-20 کیلومتر است. بنابراین، چگالی متوسط ​​ماده چنین جسمی چندین بار بیشتر از چگالی هسته اتم است (که برای هسته های سنگین به طور متوسط ​​2.8·10 17 کیلوگرم بر متر مکعب است). فشردگی بیشتر گرانشی ستاره نوترونی با فشار ماده هسته ای که به دلیل برهمکنش نوترون ها ایجاد می شود، جلوگیری می کند.

بسیاری از ستارگان نوترونی دارای سرعت چرخش بسیار بالایی هستند که تا هزار دور در ثانیه می رسد. ستاره های نوترونی از انفجارهای ستاره ای به وجود می آیند.

جرم اکثر ستارگان نوترونی با جرم قابل اطمینان اندازه گیری شده 1.3-1.5 جرم خورشید است که نزدیک به حد چاندراسخار است. از نظر تئوری، ستارگان نوترونی با جرم 0.1 تا حدود 2.5 خورشیدی قابل قبول هستند، اما مقدار جرم حد بالایی در حال حاضر بسیار نادرست شناخته شده است. پرجرم ترین ستاره های نوترونی شناخته شده Vela X-1 (با جرم حداقل 0.13±1.88 جرم خورشیدی در سطح 1σ، که مربوط به سطح اهمیت α≈34٪ است)، PSR J1614-2230ruen (با تخمین جرم) هستند. از 0.04 ± 1.97 خورشیدی)، و PSR J0348+0432ruen (با تخمین جرم 0.04±2.01 خورشیدی). گرانش در ستارگان نوترونی با فشار گاز نوترونی منحط متعادل می شود. ماده در هسته ستاره فرضیه های نظری وجود دارد که با افزایش حتی بیشتر در چگالی، انحطاط ستاره های نوترونی به کوارک ها امکان پذیر است.

ساختار یک ستاره نوترونی.

میدان مغناطیسی روی سطح ستارگان نوترونی به مقدار 10 12 -10 13 G می رسد (برای مقایسه، زمین حدود 1 G دارد)، این فرآیندها در مغناطیس کره ستاره های نوترونی هستند که مسئول انتشار رادیویی تپ اخترها هستند. . از دهه 1990، برخی از ستارگان نوترونی به عنوان مگنتارها - ستارگانی با میدان های مغناطیسی درجه 1014 و بالاتر شناخته شده اند. چنین میدان های مغناطیسی (بیش از مقدار "بحرانی" 4.414 10 13 G، که در آن انرژی برهمکنش یک الکترون با یک میدان مغناطیسی از انرژی استراحت مک مربع آن بیشتر است) فیزیک کیفی جدیدی را معرفی می کند، زیرا اثرات نسبیتی خاص، قطبش خلاء فیزیکی و غیره قابل توجه می شوند.

تا سال 2012، حدود 2000 ستاره نوترونی کشف شد. حدود 90 درصد آنها مجرد هستند. در کل، 10 ستاره نوترونی 8 -10 9 می تواند در ستاره ما وجود داشته باشد، یعنی حدود یک در هزار ستاره معمولی. ستارگان نوترونی با سرعت زیاد (معمولاً صدها کیلومتر بر ثانیه) مشخص می شوند. در نتیجه تجمع ماده ابری، ستاره نوترونی می تواند در این موقعیت در محدوده های طیفی مختلف از جمله نوری قابل مشاهده باشد که حدود 0.003 درصد از انرژی ساطع شده (مطابق با قدر 10) را تشکیل می دهد.

انحراف گرانشی نور (بیش از نیمی از سطح به دلیل انحراف نسبیتی نور قابل مشاهده است)

ستاره‌های نوترونی یکی از معدود کلاس‌های اجرام کیهانی هستند که پیش از کشف آن‌ها توسط رصدگران پیش‌بینی تئوری شده بود.

در سال 1933، اخترشناسان والتر بااد و فریتز زویکی پیشنهاد کردند که یک ستاره نوترونی می تواند در نتیجه یک انفجار ابرنواختری شکل بگیرد. محاسبات نظری در آن زمان نشان داد که تابش یک ستاره نوترونی بسیار ضعیف است که قابل تشخیص نیست. علاقه به ستارگان نوترونی در دهه 1960، زمانی که نجوم پرتو ایکس شروع به توسعه کرد، تشدید شد، زیرا تئوری پیش بینی می کرد که حداکثر گسیل حرارتی آنها در ناحیه نرم اشعه ایکس رخ می دهد. با این حال، به طور غیر منتظره آنها در مشاهدات رادیویی کشف شدند. در سال 1967، جوسلین بل، دانشجوی کارشناسی ارشد E. Huish، اجسامی را کشف کرد که پالس های منظم امواج رادیویی را ساطع می کردند. این پدیده با جهت باریک پرتو رادیویی از یک جسم به سرعت در حال چرخش - نوعی "فانوس رادیویی کیهانی" توضیح داده شد. اما هر ستاره معمولی با چنین سرعت چرخشی بالایی فرو می ریزد. فقط ستارگان نوترونی برای نقش چنین فانوس‌هایی مناسب بودند. اعتقاد بر این است که تپ اختر PSR B1919+21 اولین ستاره نوترونی کشف شده است.

برهمکنش یک ستاره نوترونی با ماده اطراف توسط دو پارامتر اصلی و در نتیجه تظاهرات قابل مشاهده آنها تعیین می شود: دوره (سرعت) چرخش و قدر میدان مغناطیسی. با گذشت زمان، ستاره انرژی چرخشی خود را مصرف می کند و چرخش آن کند می شود. میدان مغناطیسی نیز ضعیف می شود. به همین دلیل، یک ستاره نوترونی می تواند در طول زندگی خود نوع خود را تغییر دهد. در زیر نامگذاری ستارگان نوترونی به ترتیب نزولی سرعت چرخش، بر اساس مونوگراف V.M. لیپونووا. از آنجایی که نظریه مغناطیس‌کره‌های تپ‌اختر هنوز در حال تکامل است، مدل‌های نظری جایگزین وجود دارد.

میدان های مغناطیسی قوی و دوره چرخش کوتاه. در ساده ترین مدل مگنتوسفر، میدان مغناطیسی به صورت جامد، یعنی با همان سرعت زاویه ای بدن ستاره نوترونی می چرخد. در شعاع معینی، سرعت خطی چرخش میدان به سرعت نور نزدیک می شود. به این شعاع «شعاع استوانه نور» می گویند. فراتر از این شعاع، یک میدان دوقطبی معمولی نمی تواند وجود داشته باشد، بنابراین خطوط قدرت میدان در این نقطه شکسته می شوند. ذرات باردار که در امتداد خطوط میدان مغناطیسی حرکت می کنند می توانند ستاره نوترونی را از میان چنین صخره هایی خارج کرده و به فضای بین ستاره ای پرواز کنند. یک ستاره نوترونی از این نوع، ذرات باردار نسبیتی را که در محدوده رادیویی ساطع می‌کنند، (از پرتابگر فرانسوی - برای بیرون راندن، بیرون راندن) بیرون می‌زند. اجکتورها به عنوان تپ اخترهای رادیویی مشاهده می شوند.

پروانه

سرعت چرخش دیگر برای پرتاب ذرات کافی نیست، بنابراین چنین ستاره ای نمی تواند یک تپ اختر رادیویی باشد. با این حال، سرعت چرخش همچنان بالا است و مواد احاطه کننده ستاره نوترونی که توسط میدان مغناطیسی گرفته شده است نمی توانند سقوط کنند، یعنی تجمع ماده رخ نمی دهد. ستارگان نوترونی از این نوع عملاً هیچ مظاهر قابل مشاهده ای ندارند و به خوبی مورد مطالعه قرار نمی گیرند.

آکرکتور (تپ اختر اشعه ایکس)

سرعت چرخش به حدی کاهش می یابد که اکنون هیچ چیز مانع از افتادن ماده بر روی چنین ستاره نوترونی نمی شود. ماده در حال سقوط، در حال حاضر در حالت پلاسما، در امتداد خطوط میدان مغناطیسی حرکت می کند و به سطح جامد بدن ستاره نوترونی در ناحیه قطب های آن برخورد می کند و تا ده ها میلیون درجه گرم می شود. ماده ای که در چنین دماهای بالایی گرم می شود در محدوده اشعه ایکس به خوبی می درخشد. منطقه ای که در آن برخورد ماده در حال سقوط با سطح جسم ستاره نوترونی رخ می دهد بسیار کوچک است - فقط حدود 100 متر. به دلیل چرخش ستاره، این نقطه داغ به صورت دوره ای از دید ناپدید می شود و ضربان های منظم تابش اشعه ایکس مشاهده می شود. چنین اجسامی را تپ اخترهای اشعه ایکس می نامند.

Georotator

سرعت چرخش چنین ستارگان نوترونی کم است و مانع از تجمع آنها نمی شود. اما اندازه مگنتوسفر به گونه ای است که پلاسما قبل از اینکه توسط گرانش گرفته شود توسط میدان مغناطیسی متوقف می شود. مکانیسم مشابهی در مگنتوسفر زمین عمل می کند، به همین دلیل است که این نوع ستاره نوترونی نام خود را به خود اختصاص داده است.

مغناطیس

یک ستاره نوترونی با میدان مغناطیسی فوق العاده قوی (تا 10 11 T). وجود نظری مگنتارها در سال 1992 پیش‌بینی شد و اولین شواهد وجود واقعی آنها در سال 1998 با مشاهده انفجار قدرتمند پرتو گاما و پرتو ایکس از منبع SGR 1900+14 در صورت فلکی Aquila به دست آمد. طول عمر مگنتارها حدود 1000000 سال است. مغناطیس ها قوی ترین میدان مغناطیسی را در .

مغناطیس ها نوع کمی از ستاره های نوترونی هستند که به دلیل این واقعیت که تعداد کمی از آنها به اندازه کافی به زمین نزدیک هستند. قطر آهنرباها حدود 20 تا 30 کیلومتر است، اما بیشتر آنها جرمی بزرگتر از جرم خورشید دارند. مگنتار چنان فشرده است که وزن یک نخود از ماده آن بیش از 100 میلیون تن است. اکثر مگنتارهای شناخته شده خیلی سریع می چرخند، حداقل چندین چرخش حول محور خود در هر ثانیه. مشاهده شده در تشعشعات گاما نزدیک به اشعه ایکس، گسیل رادیویی ساطع نمی کند. چرخه زندگی مگنتار بسیار کوتاه است. میدان مغناطیسی قوی آنها پس از حدود 10000 سال ناپدید می شود و پس از آن فعالیت و انتشار اشعه ایکس متوقف می شود. بر اساس یک فرض، تا 30 میلیون مگنتار می‌توانست در تمام مدت کهکشان ما شکل گرفته باشد. مغناطیس ها از ستاره های پرجرم با جرم اولیه حدود 40 M☉ تشکیل شده اند.

شوک های ایجاد شده روی سطح مگنتار باعث ایجاد ارتعاشات عظیم در ستاره می شود. نوسانات میدان مغناطیسی که آنها را همراهی می کند اغلب منجر به انفجارهای عظیم تابش گاما می شود که در سال های 1979، 1998 و 2004 روی زمین ثبت شد.

تا ماه مه 2007، دوازده مگنتار شناخته شده بود و سه نامزد دیگر در انتظار تایید بودند. نمونه هایی از مگنتارهای شناخته شده:

SGR 1806-20، در فاصله 50000 سال نوری از زمین در طرف مقابل کهکشان راه شیری ما در صورت فلکی قوس واقع شده است.
SGR 1900+14، در فاصله 20000 سال نوری، واقع در صورت فلکی Aquila. پس از یک دوره طولانی انتشار کم (انفجارهای قابل توجه فقط در سال‌های 1979 و 1993)، در ماه مه تا اوت 1998 فعال شد و انفجاری که در 27 آگوست 1998 شناسایی شد، از قدرت کافی برای وادار کردن فضاپیمای NEAR Shoemaker به خاموش شدن در جلوگیری از آسیب. در 29 می 2008، تلسکوپ اسپیتزر ناسا حلقه هایی از ماده را در اطراف این مگنتار کشف کرد. اعتقاد بر این است که این حلقه در اثر انفجار مشاهده شده در سال 1998 تشکیل شده است.
1E 1048.1-5937 یک تپ اختر پرتو ایکس غیرعادی است که در فاصله 9000 سال نوری از ما در صورت فلکی کارینا قرار دارد. جرم ستاره ای که مگنتار از آن به وجود آمد، 30 تا 40 برابر جرم خورشید بود.
فهرست کامل در کاتالوگ مگنتار آورده شده است.

در سپتامبر 2008، ESO شناسایی شیئی را گزارش می‌کند که در ابتدا تصور می‌شد مغناطیس باشد، SWIFT J195509+261406. در ابتدا با انفجارهای پرتو گاما شناسایی شد (GRB 070610)

معرفی

بشریت در طول تاریخ خود از تلاش برای درک جهان دست برنداشته است. کائنات کلیت هر چیزی است که وجود دارد، همه ذرات مادی فضای بین این ذرات. بر اساس ایده های مدرن، سن جهان حدود 14 میلیارد سال است.

اندازه قسمت مرئی کیهان تقریباً 14 میلیارد سال نوری است (یک سال نوری مسافتی است که نور در خلاء در یک سال طی می کند). برخی از دانشمندان وسعت جهان را 90 میلیارد سال نوری تخمین می زنند. برای سهولت در استفاده از چنین فواصل عظیمی، از مقداری به نام پارسک استفاده می شود. پارسک فاصله ای است که از آن شعاع متوسط ​​مدار زمین، عمود بر خط دید، با زاویه یک ثانیه قوسی قابل مشاهده است. 1 پارسک = 3.2616 سال نوری.

تعداد زیادی از اجرام مختلف در جهان وجود دارد که نام آنها برای بسیاری آشناست، مانند سیارات و ماهواره ها، ستاره ها، سیاهچاله ها و غیره. ستارگان از نظر روشنایی، اندازه، دما و سایر پارامترها بسیار متنوع هستند. ستاره ها شامل اجرامی مانند کوتوله های سفید، ستاره های نوترونی، غول ها و ابرغول ها، اختروش ها و تپ اخترها هستند. مراکز کهکشان ها از اهمیت خاصی برخوردار هستند. بر اساس ایده های مدرن، سیاهچاله برای نقش جسم واقع در مرکز کهکشان مناسب است. سیاهچاله ها محصول تکامل ستارگان هستند که از نظر خواص منحصر به فرد هستند. قابلیت اطمینان تجربی وجود سیاهچاله ها به اعتبار نظریه نسبیت عام بستگی دارد.

علاوه بر کهکشان‌ها، جهان پر از سحابی‌ها (ابرهای بین‌ستاره‌ای متشکل از غبار، گاز و پلاسما)، تشعشعات پس‌زمینه مایکروویو کیهانی است که در کل کیهان نفوذ می‌کند، و دیگر اجرام کمتر مطالعه‌شده.

ستاره های نوترونی

ستاره نوترونی یک جسم نجومی است که یکی از محصولات نهایی تکامل ستارگان است که عمدتاً از یک هسته نوترونی پوشیده شده با پوسته نسبتاً نازک (? 1 کیلومتری) ماده به شکل هسته های اتمی و الکترون های سنگین تشکیل شده است. جرم ستارگان نوترونی با جرم خورشید قابل مقایسه است، اما شعاع معمولی آن تنها 10-20 کیلومتر است. بنابراین، چگالی متوسط ​​ماده چنین ستاره ای چندین برابر چگالی هسته اتم است (که برای هسته های سنگین به طور متوسط ​​2.8 * 1017 کیلوگرم بر متر است؟). فشردگی بیشتر گرانشی ستاره نوترونی با فشار ماده هسته ای که به دلیل برهمکنش نوترون ها ایجاد می شود، جلوگیری می کند.

بسیاری از ستارگان نوترونی دارای سرعت چرخش بسیار بالایی هستند، تا هزاران دور در ثانیه. اعتقاد بر این است که ستارگان نوترونی در جریان انفجارهای ابرنواختری متولد می شوند.

نیروهای گرانشی در ستارگان نوترونی با فشار گاز نوترونی منحط متعادل می شوند، حداکثر مقدار جرم یک ستاره نوترونی توسط حد اوپنهایمر-ولکوف تعیین می شود که مقدار عددی آن به معادله (هنوز ضعیف شناخته شده) بستگی دارد. وضعیت ماده در هسته ستاره فرضیه های نظری وجود دارد که با افزایش حتی بیشتر در چگالی، انحطاط ستاره های نوترونی به کوارک ها امکان پذیر است.

میدان مغناطیسی روی سطح ستارگان نوترونی به مقدار 1012-1013 G می رسد (گاوس واحد اندازه گیری القای مغناطیسی است) و این فرآیندها در مغناطیس کره ستاره های نوترونی هستند که مسئول انتشار رادیویی تپ اخترها هستند. از دهه 1990، برخی از ستارگان نوترونی به عنوان مگنتارها شناخته شده اند - ستارگانی با میدان مغناطیسی درجه 1014 گاوس یا بالاتر. چنین میدان هایی (بیشتر از مقدار "بحرانی" 4.414 1013 G، که در آن انرژی برهمکنش یک الکترون با یک میدان مغناطیسی از انرژی استراحت آن فراتر می رود) فیزیک کیفی جدیدی را معرفی می کند، زیرا اثرات نسبیتی خاص، قطبش خلاء فیزیکی و غیره. قابل توجه شود.

طبقه بندی ستارگان نوترونی

دو پارامتر اصلی که برهمکنش ستارگان نوترونی با ماده اطراف و در نتیجه تظاهرات رصدی آنها را مشخص می کند، دوره چرخش و قدر میدان مغناطیسی است. با گذشت زمان، ستاره انرژی چرخشی خود را صرف می کند و دوره چرخش آن افزایش می یابد. میدان مغناطیسی نیز ضعیف می شود. به همین دلیل، یک ستاره نوترونی می تواند در طول زندگی خود نوع خود را تغییر دهد.

اجکتور (تپ اختر رادیویی) - میدان مغناطیسی قوی و دوره چرخش کوتاه. در ساده ترین مدل مگنتوسفر، میدان مغناطیسی به صورت جامد، یعنی با همان سرعت زاویه ای خود ستاره نوترونی می چرخد. در شعاع معینی، سرعت خطی چرخش میدان به سرعت نور نزدیک می شود. این شعاع را شعاع استوانه نور می نامند. فراتر از این شعاع، یک میدان دوقطبی معمولی نمی تواند وجود داشته باشد، بنابراین خطوط قدرت میدان در این نقطه شکسته می شوند. ذرات باردار که در امتداد خطوط میدان مغناطیسی حرکت می‌کنند می‌توانند ستاره نوترونی را از میان چنین صخره‌هایی رها کرده و تا بی‌نهایت پرواز کنند. یک ستاره نوترونی از این نوع، ذرات باردار نسبیتی را که در محدوده رادیویی ساطع می‌کنند، به بیرون پرتاب می‌کند. برای یک ناظر، اجکتورها شبیه تپ اخترهای رادیویی هستند.

پروانه - سرعت چرخش دیگر برای پرتاب ذرات کافی نیست، بنابراین چنین ستاره ای نمی تواند یک تپ اختر رادیویی باشد. با این حال، هنوز بزرگ است، و مواد احاطه کننده ستاره نوترونی که توسط میدان مغناطیسی گرفته شده است، نمی تواند سقوط کند، یعنی تجمع ماده رخ نمی دهد. ستارگان نوترونی از این نوع عملاً هیچ مظاهر قابل مشاهده ای ندارند و به خوبی مورد مطالعه قرار نمی گیرند.

آکرکتور (تپ اختر اشعه ایکس) - سرعت چرخش به حدی کاهش می یابد که اکنون هیچ چیز مانع از سقوط ماده به چنین ستاره نوترونی نمی شود. پلاسما، در حال سقوط، در امتداد خطوط میدان مغناطیسی حرکت می کند و به سطح جامد در ناحیه قطب های ستاره نوترونی برخورد می کند و تا ده ها میلیون درجه گرم می شود. ماده ای که تا چنین دماهای بالایی گرم می شود در محدوده اشعه ایکس می درخشد. منطقه ای که در آن ماده در حال سقوط با سطح ستاره برخورد می کند بسیار کوچک است - فقط حدود 100 متر. به دلیل چرخش ستاره، این نقطه داغ به صورت دوره ای از دید ناپدید می شود که ناظر آن را به عنوان ضربان درک می کند. چنین اجسامی را تپ اخترهای اشعه ایکس می نامند.

Georotator - سرعت چرخش چنین ستارگان نوترونی کم است و از برافزایش جلوگیری نمی کند. اما اندازه مگنتوسفر به گونه ای است که پلاسما قبل از اینکه توسط گرانش گرفته شود توسط میدان مغناطیسی متوقف می شود. مکانیسم مشابهی در مگنتوسفر زمین عمل می کند، به همین دلیل است که این نوع نام خود را به خود اختصاص داده است.