Скорость вращения нейтронных звезд. Смотреть что такое "нейтронная звезда" в других словарях. Открытия и наблюдения

Нейтронная звезда
Neutron star

Нейтронная звезда – сверхплотная звезда, образующаяся в результате взрыва Сверхновой. Вещество нейтронной звезды состоит в основном из нейтронов.
Нейтронная звезда имеет ядерную плотность (10 14 -10 15 г/см 3) и типичный радиус 10-20 км. Дальнейшему гравитационному сжатию нейтронной звезды препятствует давление ядерной материи, возникающее за счёт взаимодействия нейтронов. Это давление вырожденного существенно более плотного нейтронного газа в состоянии удерживать от гравитационного коллапса массы вплоть до 3M. Таким образом, масса нейтронной звезды меняется в пределах (1.4-3)M.

Рис. 1. Сечение нейтронной звезды массой 1.5M и радиусом R = 16 км. Указана плотность ρ в г/см 3 в различных частях звезды.

Нейтрино, образующиеся в момент коллапса сверхновой, быстро охлаждают нейтронную звезду. Её температура по оценкам падает с 10 11 до 10 9 К за время около 100 с. Дальше темп остывания уменьшается. Однако он высок по космическим масштабам. Уменьшение температуры с 10 9 до 10 8 К происходит за 100 лет и до 10 6 К – за миллион лет.
Известно ≈ 1200 объектов, которые относят к нейтронным звёздам. Около 1000 из них расположены в пределах нашей галактики. Структура нейтронной звезды массой 1.5M и радиусом 16 км показана на рис. 1: I – тонкий внешний слой из плотно упакованных атомов. Область II представляет собой кристаллическую решётку атомных ядер и вырожденных электронов. Область III – твёрдый слой из атомных ядер, перенасыщенных нейтронами. IV – жидкое ядро, состоящее в основном из вырожденных нейтронов. Область V образует адронную сердцевину нейтронной звезды. Она, помимо нуклонов, может содержать пионы и гипероны. В этой части нейтронной звезды возможен переход нейтронной жидкости в твёрдое кристаллическое состояние, появление пионного конденсата, образование кварк-глюонной и гиперонной плазмы. Отдельные детали строения нейтронной звезды в настоящее время уточняются.
Обнаружить нейтронные звёзды оптическими методами сложно из-за малого размера и низкой светимости. В 1967 г. Э. Хьюиш и Дж. Белл (Кембриджский университет) открыли космические источники периодического радиоизлучения – пульсары. Периоды повторения радиоимпульсов пульсаров строго постоянны и для большинства пульсаров лежат в интервале от 10 -2 до нескольких секунд. Пульсары – это вращающиеся нейтронные звёзды. Только компактные объекты, имеющие свойства нейтронных звёзд, могут сохранять форму, не разрушаясь при таких скоростях вращения. Сохранение углового момента и магнитного поля при коллапсе сверхновой и образовании нейтронной звезды приводит к рождению быстро вращающихся пульсаров с очень сильным магнитным полем 10 10 –10 14 Гс. Магнитное поле вращается вместе с нейтронной звездой, однако, ось этого поля не совпадает с осью вращения звезды. При таком вращении радиоизлучение звезды скользит по Земле как луч маяка. Каждый раз, когда луч пересекает Землю и попадает на земного наблюдателя, радиотелескоп фиксирует короткий импульс радиоизлучения. Частота его повторения соответствует периоду вращения нейтронной звезды. Излучение нейтронной звезды возникает за счёт того, что заряженные частицы (электроны) с поверхности звезды двигаются вовне по силовым линиям магнитного поля, испуская электромагнитные волны. Таков механизм радиоизлучения пульсара, впервые предложенный

Вещества такого объекта в несколько раз превышает плотность атомного ядра (которая для тяжёлых ядер составляет в среднем 2,8⋅10 17 кг/м³). Дальнейшему гравитационному сжатию нейтронной звезды препятствует давление ядерной материи, возникающее за счёт взаимодействия нейтронов.

Многие нейтронные звёзды обладают чрезвычайно высокой скоростью вращения, - до нескольких сотен оборотов в секунду. Нейтронные звёзды возникают в результате вспышек сверхновых звёзд .

Общие сведения

Среди нейтронных звёзд с надёжно измеренными массами большинство попадает в интервал от 1,3 до 1,5 масс Солнца , что близко к значению предела Чандрасекара . Теоретически же допустимы нейтронные звёзды с массами от 0,1 до примерно 2,16 солнечных масс. Самые массивные нейтронные звёзды из известных - Vela X-1 (имеет массу не менее 1,88±0,13 солнечных масс на уровне 1σ , что соответствует уровню значимости α≈34 %) , PSR J1614–2230 en (с оценкой массы 1,97±0,04 солнечных) , и PSR J0348+0432 en (с оценкой массы 2,01±0,04 солнечных). Гравитация в нейтронных звёздах уравновешивается давлением вырожденного нейтронного газа , максимальное значение массы нейтронной звезды задаётся пределом Оппенгеймера-Волкова , численное значение которого зависит от (пока ещё плохо известного) уравнения состояния вещества в ядре звезды. Существуют теоретические предпосылки к тому, что при ещё большем увеличении плотности возможно перерождение нейтронных звёзд в кварковые .

К 2015 году открыто более 2500 нейтронных звёзд. Порядка 90 % из них - одиночные. Всего же в нашей Галактике могут существовать 10 8 -10 9 нейтронных звёзд, то есть где-то по одной на тысячу обычных звёзд. Для нейтронных звёзд характерна высокая скорость движения (как правило, сотни км/с). В результате аккреции вещества облака, нейтронная звезда может быть в этой ситуации видна с Земли в разных спектральных диапазонах, включая оптический, на который приходится около 0,003 % излучаемой энергии (соответствует 10 звёздной величине) .

Строение

В нейтронной звезде можно выделить пять слоёв: атмосфера, внешняя кора, внутренняя кора, внешнее ядро и внутреннее ядро.

Атмосфера нейтронной звезды - очень тонкий слой плазмы (от десятков сантиметров у горячих звёзд до миллиметров у холодных), в ней формируется тепловое излучение нейтронной звезды .

Внешняя кора состоит из ионов и электронов, её толщина достигает нескольких сотен метров. Тонкий (не более нескольких метров) приповерхностный слой горячей нейтронной звезды содержит невырожденный электронный газ, более глубокие слои - вырожденный электронный газ, с увеличением глубины он становится релятивистским и ультрарелятивистским .

Внутренняя кора состоит из электронов, свободных нейтронов и нейтронно-избыточных атомных ядер. С ростом глубины доля свободных нейтронов увеличивается, а атомных ядер - уменьшается. Толщина внутренней коры может достигать нескольких километров .

Внешнее ядро состоит из нейтронов с небольшой примесью (несколько процентов) протонов и электронов. У маломассивных нейтронных звёзд внешнее ядро может простираться до центра звезды .

У массивных нейтронных звёзд есть и внутреннее ядро. Его радиус может достигать нескольких километров, плотность в центре ядра может превышать плотность атомных ядер в 10-15 раз. Состав и уравнение состояния внутреннего ядра достоверно неизвестны: существует несколько гипотез, три наиболее вероятные из которых - 1) кварковое ядро, в котором нейтроны разваливаются на составляющие их верхние и нижние кварки; 2) гиперонное ядро из барионов включающих в себя странные кварки; и 3) каонное ядро состоящее из двухкварковых мезонов, включающих в себя странные (анти)кварки. Однако в настоящее время невозможно подтвердить или опровергнуть какую-либо из этих гипотез .

Свободный нейтрон, в обычных условиях, не являясь частью атомного ядра, обычно имеет время жизни около 880 секунд, но гравитационное воздействие нейтронной звезды не позволяет нейтрону распадаться, поэтому нейтронные звёзды являются одними из самых стабильных объектов во Вселенной. [ ]

Остывание нейтронных звёзд

В момент рождения нейтронной звезды (в результате вспышки сверхновой), её температура очень высока - порядка 10 11 K (то есть на 4 порядка выше температуры в центре Солнца), но она очень быстро падает за счёт нейтринного охлаждения . Всего за несколько минут температура падает с 10 11 до 10 9 K, за месяц - до 10 8 K. Затем нейтринная светимость резко снижается (она очень сильно зависит от температуры), и охлаждение происходит гораздо медленнее за счёт фотонного (теплового) излучения поверхности. Температура поверхности известных нейтронных звёзд, у которых её удалось измерить, составляет порядка 10 5 -10 6 K (хотя ядро, видимо, гораздо горячее) .

История открытия

Нейтронные звёзды - один из немногих классов космических объектов , которые были теоретически предсказаны до открытия наблюдателями.

Впервые мысль о существовании звёзд с увеличенной плотностью ещё до открытия нейтрона, сделанного Чедвиком в начале февраля 1932 года, высказал известный советский учёный Лев Ландау . Так, в своей статье «О теории звёзд» , написанной в феврале 1931 года и по неизвестным причинам запоздало опубликованной 29 февраля 1932 года (более чем через год), он пишет: «Мы ожидаем, что всё это [нарушение законов квантовой механики] должно проявляться, когда плотность материи станет столь большой, что атомные ядра придут в тесный контакт, образовав одно гигантское ядро».

«Пропеллер»

Скорость вращения уже недостаточна для эжекции частиц, поэтому такая звезда не может быть радиопульсаром . Однако скорость вращения всё ещё велика, и захваченная магнитным полем окружающая нейтронную звезду материя не может упасть, то есть аккреция вещества не происходит. Нейтронные звёзды данного типа практически не имеют наблюдаемых проявлений и изучены плохо.

Аккретор (рентгеновский пульсар)

Скорость вращения снижается настолько, что веществу теперь ничего не препятствует падать на такую нейтронную звезду. Падая, вещество, уже будучи в состоянии плазмы, движется по линиям магнитного поля и ударяется о твёрдую поверхность тела нейтронной звезды в районе её полюсов, разогреваясь до десятков миллионов градусов. Вещество, нагретое до столь высоких температур, ярко светится в рентгеновском диапазоне . Область, в которой происходит столкновение падающего вещества с поверхностью тела нейтронной звезды, очень мала - всего около 100 метров. Это горячее пятно из-за вращения звезды периодически пропадает из вида, поэтому наблюдаются регулярные пульсации рентген-излучения. Такие объекты и называются рентгеновскими пульсарами .

Георотатор

Скорость вращения таких нейтронных звёзд мала и не препятствует аккреции. Но размеры магнитосферы таковы, что плазма останавливается магнитным полем раньше, чем она будет захвачена гравитацией. Подобный механизм работает в магнитосфере Земли , из-за чего данный тип нейтронных звёзд и получил своё название.

Примечания

1. Дмитрий Трунин. Астрофизики уточнили предельную массу нейтронных звезд (неопр.) . nplus1.ru. Проверено 18 января 2018.
2. H. Quaintrell и др. The mass of the neutron star in Vela X-1 and tidally induced non-radial oscillations in GP Vel // Astronomy and Astrophysics. - апрель 2003. - № 401 . - С. 313-323 . - arXiv :astro-ph/0301243 .
3. P. B. Demorest, T. Pennucci, S. M. Ransom, M. S. E. Roberts & J. W. T. Hessels. A two-solar-mass neutron star measured using Shapiro delay (англ.) // Nature. - 2010. - Vol. 467 . - P. 1081-1083 .

Остаток сверхновой Корма-А, в центре которой находится нейтронная звезда

Нейтронные звезды являются остатками массивных звезд, которые достигли конца своего эволюционного пути во времени и пространстве.

Эти интересные объекты, рождаются от некогда массивных гигантов, которые в четыре-восемь раз больше нашего Солнца. Происходит это во вспышке сверхновой.

После такого взрыва внешние слои выбрасываются в космос, ядро остается, но она больше не в состоянии поддерживать ядерный синтез. Без внешнего давления от вышележащих слоев, она коллапсирует и катастрофически сжимается.

Несмотря на свой малый диаметр — около 20 км, нейтронные звезды могут похвастаться в 1,5 раза большей массой нежели чем у нашего Солнца. Таким образом, они являются невероятно плотными.

Маленькая ложка вещества звезды на Земле будет весить около ста миллионов тонн. В ней протоны и электроны объединяются в нейтроны – этот процесс называется нейтронизацией.

Состав

Состав их неизвестен, предполагают, что они могут состоять из сверхтекучей нейтронной жидкости. Они обладают чрезвычайно сильным гравитационным притяжением, гораздо больше, чем у Земли и даже у Солнца. Это гравитационные силы особенно впечатляют, поскольку она имеет небольшой размер.
Все они вращаются вокруг оси. При сжатии, угловой момент вращения сохраняется, а из-за уменьшения размеров, скорость вращения возрастает.

Из-за огромной скорости вращения, внешняя поверхность, представляющая собой твердую «кору» периодически трескается и происходят «звездотрясения», которые замедляют скорость вращения и сбрасывают «излишки» энергии в космос.

Ошеломляющее давление, которое существуют в ядре, может быть похоже на то, которое существовало в момент большого взрыва, но к сожалению, его нельзя смоделировать на Земле. Поэтому эти объекты являются идеальными природными лабораториями, где мы можем наблюдать энергии недоступные на Земле.

Радиопульсары

Радиоульсары были открыты в конце 1967 г. аспирантом Jocelyn Bell Burnell как радиоисточники, которые пульсируют на постоянной частоте.
Радиация, испускаемая звездой, видна как пульсирующий источник излучения или пульсар.

Схематическое изображение вращения нейтронной звезды

Радиопульсары (или просто пульсар) — это вращающиеся нейтронные звезды, струи частиц которых, движутся почти со скоростью света, как вращающийся луч маяка.

После непрерывного вращения, в течение нескольких миллионов лет, пульсары теряют свою энергию и становятся нормальными нейтронными звездами. На сегодня известно только около 1000 пульсаров, хотя их могут быть сотни в галактике.

Радиопульсар в Крабовидной туманности

Некоторые нейтронные звезды испускают рентгеновское излучение. Знаменитая Крабовидная туманность — хороший пример такого объекта, образовавшейся во время взрыва сверхновой. Эта вспышка сверхновой наблюдалась в 1054 году нашей эры.

Ветер от Пульсара, видео телескопа Чандра

Радиопульсар в Крабовидной туманности, сфотографированный с помощью космического телескопа Хаббла через фильтр 547nm (зеленый свет) с 7 августа 2000 года по 17 апреля 2001 года.

Магнетары

Нейтронные звезды имеют магнитное поле в миллионы раз сильнее, чем самое сильное магнитное поле, производимое на Земле. Они также известны как магнетары.

Планеты у нейтронных звезд

На сегодня известно, что у четырех есть планеты. Когда она находится в двойной системе, то возможно измерить ее массу. Из числа таких двоичных систем в радио или рентгеновском диапазоне, измеренные массы нейтронных звезд были примерно в 1.4 раза больше массы Солнца.

Двойные системы

Совсем иной тип пульсаров виден в некоторых рентгеновских двойных системах. В этих случаях, нейтронная звезда и обычная образуют двойную систему. Сильное гравитационное поле тянет материал из обычной звезды. Материал, падающий на нее в процессе аккреции, нагревается так сильно, что производит рентгеновские лучи. Импульсные рентгеновские лучи видны, когда горячие пятна на вращающемся пульсаре проходят через луч зрения с Земли.

Для бинарных систем, содержащих неизвестный объект, эта информация помогает отличить: является ли он нейтронной звездой, или например черной дырой, потому что черные дыры куда более массивные.

27 декабря 2004 года, всплеск гамма-лучей, прибывших в нашу солнечную систему от SGR 1806-20 (изображено в представлении художника). Взрыв был настолько мощным, что воздействовал на атмосферу Земли на расстоянии свыше 50 000 световых лет

Нейтронная звезда - космическое тело, являющийся одним из возможных результатов эволюции , состоящий, в основном, из нейтронной сердцевины, покрытой сравнительно тонкой (∼1 км) корой вещества в виде тяжёлых атомных ядер и электронов. Массы нейтронных звёзд сравнимы с массой , но типичный радиус нейтронное звезды составляет лишь 10-20 километров. Поэтому средняя плотность вещества такого объекта в несколько раз превышает плотность атомного ядра (которая для тяжёлых ядер составляет в среднем 2,8·10 17 кг/м³). Дальнейшему гравитационному сжатию нейтронной звезды препятствует давление ядерной материи, возникающее за счёт взаимодействия нейтронов.

Многие нейтронные звёзды обладают чрезвычайно высокой скоростью вращения, - до тысячи оборотов в секунду. Нейтронные звёзды возникают в результате вспышек звёзд.

Массы большинства нейтронных звёзд с надёжно измеренными массами составляют 1,3-1,5 массы Солнца, что близко к значению предела Чандрасекара. Теоретически же допустимы нейтронные звёзды с массами от 0,1 до примерно 2,5 солнечных масс, однако значение верхней предельной массы в настоящее время известно весьма неточно. Самые массивные нейтронные звёзды из известных - Vela X-1 (имеет массу не менее 1,88±0,13 солнечных масс на уровне 1σ, что соответствует уровню значимости α≈34 %), PSR J1614-2230ruen (с оценкой массы 1,97±0,04 солнечных), и PSR J0348+0432ruen (с оценкой массы 2,01±0,04 солнечных). Гравитация в нейтронных звёздах уравновешивается давлением вырожденного нейтронного газа, максимальное значение массы нейтронной звезды задаётся пределом Оппенгеймера-Волкова, численное значение которого зависит от (пока ещё плохо известного) уравнения состояния вещества в ядре звезды. Существуют теоретические предпосылки к тому, что при ещё большем увеличении плотности возможно перерождение нейтронных звезд в кварковые.

Строение нейтронной звезды.

Магнитное поле на поверхности нейтронных звёзд достигает значения 10 12 -10 13 Гс (для сравнения - у Земли около 1 Гс), именно процессы в магнитосферах нейтронных звёзд ответственны за радиоизлучение пульсаров. Начиная с 1990-х годов, некоторые нейтронные звёзды отождествлены как магнетары - звёзды, обладающие магнитными полями порядка 10 14 Гс и выше. Такие магнитные поля (превышающие «критическое» значение 4,414·10 13 Гс, при котором энергия взаимодействия электрона с магнитным полем превышает его энергию покоя mec²) привносят качественно новую физику, так как становятся существенны специфические релятивистские эффекты, поляризация физического вакуума и т. д.

К 2012 году открыто около 2000 нейтронных звёзд. Порядка 90% из них - одиночные. Всего же в нашей могут существовать 10 8 -10 9 нейтронных звёзд, то есть где-то по одной на тысячу обычных звёзд. Для нейтронных звёзд характерна высокая скорость движения (как правило, сотни км/с). В результате аккреции вещества облака нейтронная звезда может быть в этом ситуации видна с в разных спектральных диапазонах, включая оптический, на который приходится около 0,003% излучаемой энергии (соответствует 10 звёздной величине).

Гравитационное отклонение света (из-за релятивистского отклонения света видно более половины поверхности)

Нейтронные звёзды - одни из немногих классов космических объектов, которые были теоретически предсказаны до открытия наблюдателями.

В 1933 году астрономы Вальтер Бааде и Фриц Цвикки предположили, что нейтронная звёзда может образоваться в результате взрыва сверхновой. Теоретические расчёты того времени показали, что излучение нейтронной звёзды слишком слабое, и ее невозможно обнаружить. Интерес к нейтронным звёздам усилился в 1960-х гг., когда начала развиваться рентгеновская астрономия, так как теория предсказывала, что максимум их теплового излучения приходится на область мягкого рентгена. Однако неожиданно они были открыты в радионаблюдениях. В 1967 году Джоселин Белл, аспирант Э. Хьюиша, открыла объекты, излучающие регулярные импульсы радиоволн. Этот феномен был объяснён узкой направленностью радиолуча от быстро вращающегося объекта - своеобразный «космический раиомаяк». Но любая обычная звёзда разрушилась бы при столь высокой скорости вращения. На роль таких маяков были пригодны только нейтронные звёзды. Пульсар PSR B1919+21 считается первой открытой нейтронной звездой.

Взаимодействие нейтронной звездой с окрружающим веществом определяют два основных параметра и, как следствие, их наблюдаемые проявления: период (скорость) вращения и величина магнитного поля. Со временем звезда расходует свою вращательную энергию, и её вращение замедляется. Магнитное поле также ослабевает. По этой причине нейтронная звезда за время своей жизни может менять свой тип. Ниже представлена номенклатура нейтронных звёзд в порядке убывания скорости вращения, согласно монографии В.М. Липунова. Поскольку теория магнитосфер пульсаров все еще в состоянии в развитии, существуют альтернативные теоретические модели.

Сильные магнитные поля и малый период вращения. В простейшей модели магнитосферы, магнитное поле вращается твердотельно, то есть с той же угловой скоростью, что и тело нейтронной звезды. На определённом радиусе линейная скорость вращения поля приближается к скорости света. Этот радиус называется «радиусом светового цилиндра». За этим радиусом обычное дипольное поле существовать не может, поэтому линии напряжённости поля в этом месте обрываются. Заряженные частицы, двигающиеся вдоль силовых линий магнитного поля, через такие обрывы могут покидать нейтронную звезду и улетать в межзвездное пространство. Нейтронная звезда данного типа «эжектирует» (от фр. éjecter - извергать, выталкивать) релятивистские заряженные частицы, которые излучают в радиодиапазоне. Эжекторы наблюдаются как радиопульсары.

Пропеллер

Скорость вращения уже недостаточна для эжекции частиц, поэтому такая звезда не может быть радиопульсаром. Однако скорость вращения всё ещё велика, и захваченная магнитным полем окружающая нейтронную звезду материя не может упасть, то есть аккреция вещества не происходит. Нейтронные звёзды данного типа практически не имеют наблюдаемых проявлений и изучены плохо.

Аккретор (рентгеновский пульсар)

Скорость вращения снижается до такого уровня, что веществу теперь ничего не препятсвует падать на такую нейтронную звезду. Падая вещество уже будучи в состоянии плазмы движется по линиям магнитного поля и ударяется о твёрдую поверхность тела нейтронной звезды в районе ее полюсов, разогреваясь до десятков миллионов градусов. Вещество, нагретое до столь высоких температур, ярко светится в рентгеновском диапазоне. Область, в которой происходит столкновение падающего вещества с поверхностью тела нейтронной звезды, очень мала - всего около 100 метров. Это горячее пятно из-за вращения звезды периодически пропадает из вида, что наблюются регулярные пульсации рентген-излучения. Такие объекты и называются рентгеновскими пульсарами.

Георотатор

Скорость вращения таких нейтронных звёзд мала и не препятствует аккреции. Но размеры магнитосферы таковы, что плазма останавливается магнитным полем раньше, чем она будет захвачена гравитацией. Подобный механизм рабатает в магнитосфере Земли, из-за чего данный тип нейтронных звезд и получил своё название.

Магнетар

Нейтронная звезда, обладающая исключительно сильным магнитным полем (до 10 11 Тл). Теоретически существование магнетаров было предсказано в 1992 году, а первое свидетельство их реального существования получено в 1998 году при наблюдении мощной вспышки гамма- и рентгеновского излучения от источника SGR 1900+14 в созвездии Орла. Время жизни магнетаров составляет около 1 000 000 лет. У магнетаров сильнейшее магнитное поле во .

Магнетары являются малоизученным типом нейтронных звёзд по причине того, что немногие находятся достаточно близко к Земле. Магнетары в диаметре насчитывают около 20-30 км, однако массы большинства превышают массу Солнца. Магнетар настолько сжат, что горошина его материи весила бы более 100 миллионов тонн. Большинство из известных магнетаров вращаются очень быстро, как минимум несколько оборотов вокруг оси в секунду. Наблюдаются в гамма-излучении, близком к рентгеновскому, радиоизлучение не испускает. Жизненный цикл магнетара достаточно короток. Их сильные магнитные поля исчезают по прошествии примерно 10 000 лет, после чего их активность и излучение рентгеновских лучей прекращается. Согласно одному из предположений, в нашей галактике за всё время её существования могло сформироваться до 30 миллионов магнетаров. Магнетары образуются из массивных звёзд с начальной массой около 40 М☉.

Толчки, образованные на поверхности магнетара, вызывают огромные колебания в звезде; колебания магнитного поля, которые сопровождают их, часто приводят к огромным выбросам гамма-излучения, которые были зафиксированы на Земле в 1979, 1998 и 2004 годах.

По состоянию на май 2007 года было известно двенадцать магнетаров, и ещё три кандидата ожидали подтверждения. Примеры известных магнетаров:

SGR 1806-20, расположенный на расстоянии 50 000 световых лет от Земли на противоположной стороне нашей галактики Млечный Путь в созвездии Стрельца.
SGR 1900+14, отдалённый на 20 000 световых лет, находящийся в созвездии Орла. После длительного периода низких эмиссионных выбросов (существенные взрывы только в 1979 и 1993) активизировался в мае-августе 1998, и взрыв, обнаруженный 27 августа 1998 г., имел достаточную силу, чтобы заставить выключить космический аппарат NEAR Shoemaker в целях предотвращения ущерба. 29 мая 2008 года телескоп НАСА «Спитцер» обнаружил кольца материи вокруг этого магнетара. Считается, что это кольцо образовалось при взрыве, наблюдавшемся в 1998 году.
1E 1048.1-5937 - аномальный рентгеновский пульсар, расположенный в 9000 световых лет в созвездии Киль. Звезда, из которой сформировался магнетар, имела массу в 30-40 раз больше, чем у Солнца.
Полный список приведён в каталоге магнетаров.

По состоянию на сентябрь 2008, ESO сообщает об идентификации объекта, который изначально считали магнетаром, SWIFT J195509+261406; первоначально он был выявлен по гамма-всплескам (GRB 070610)

Введение

На протяжении всей своей истории человечество не прекращало попыток познать вселенную. Вселенной называют совокупность всего существующего, всех материальных частиц пространства между этими частицами. По современным представлениям возраст Вселенной составляет около 14 миллиардов лет.

Размеры видимой части вселенной составляют примерно 14 миллиардов световых лет (один световой год - это расстояние, которое проходит свет в вакууме за один год). По оценкам некоторых ученных протяженность вселенной составляет 90 миллиардов световых лет. Для того, чтобы было удобно оперировать такими огромными расстояниями используют величину названую Парсек. Парсек - это такое расстояние, с которого средний радиус земной орбиты, перпендикулярный лучу зрения, виден под углом одной угловой секунды. 1 парсек = 3,2616 световых лет.

Во вселенной находится огромное число различных объектов, название которых у многих на слуху, такие как планеты и спутники, звезды, черные дыры и др. Звезды очень разнообразны по своей яркости, размерам, температуре, и другим параметрам. К звездам относят такие объекты как белые карлики, нейтронные звезды, гиганты и сверх гиганты, квазары и пульсары. Особый интерес вызывают центры галактик. По современным представлениям, на роль объекта, находящегося в центре галактики подходит черная дыра. Черные дыры - это уникальное по своим свойствам продукты эволюции звезд. Экспериментальная достоверность существования черных дыр зависит от справедливости общей теории относительности.

Кроме галактик вселенную наполняют туманности (межзвездные облака, состоящие из пыли, газа и плазмы), реликтовое излучение, пронизывающие всю вселенную, и другие малоизученные объекты.

Нейтронные звезды

Нейтронная звезда -- астрономический объект, являющийся одним из конечных продуктов эволюции звёзд, состоящий, в основном, из нейтронной сердцевины, покрытой сравнительно тонкой (?1 км) корой вещества в виде тяжёлых атомных ядер и электронов. Массы нейтронных звёзд сравнимы с массой Солнца, но типичный радиус составляет лишь 10-20 километров. Поэтому средняя плотность вещества такой звезды в несколько раз превышает плотность атомного ядра (которая для тяжёлых ядер составляет в среднем 2,8*1017 кг/м?). Дальнейшему гравитационному сжатию нейтронной звезды препятствует давление ядерной материи, возникающее за счёт взаимодействия нейтронов.

Многие нейтронные звёзды обладают чрезвычайно высокой скоростью вращения, до тысячи оборотов в секунду. Считается, что нейтронные звезды рождаются во время вспышек сверхновых звёзд.

Силы тяготения в нейтронных звёздах уравновешиваются давлением вырожденного нейтронного газа, максимальное значение массы нейтронной звезды задаётся пределом Оппенгеймера -- Волкова, численное значение которого зависит от (пока ещё плохо известного) уравнения состояния вещества в ядре звезды. Существуют теоретические предпосылки того, что при ещё большем увеличении плотности возможно перерождение нейтронных звезд в кварковые.

Магнитное поле на поверхности нейтронных звёзд достигает значения 1012--1013 Гс (Гс- Гаусс - единица измерения магнитной индукции) , именно процессы в магнитосферах нейтронных звёзд ответственны за радиоизлучение пульсаров. Начиная с 1990-х годов, некоторые нейтронные звёзды отождествлены как магнетары -- звёзды, обладающие магнитными полями порядка 1014 Гс и выше. Такие поля (превышающие «критическое» значение 4,414·1013 Гс, при котором энергия взаимодействия электрона с магнитным полем превышает его энергию покоя) привносят качественно новую физику, так как становятся существенны специфические релятивистские эффекты, поляризация физического вакуума и т. д.

Классификация нейтронных звёзд

Два основных параметра, характеризующих взаимодействие нейтронных звёзд с окружающим веществом и, как следствие, их наблюдательные проявления -- период вращения и величина магнитного поля. Со временем звезда расходует свою вращательную энергию, и её период вращения увеличивается. Магнитное поле тоже ослабевает. По этой причине нейтронная звезда за время своей жизни может менять свой тип.

Эжектор (радиопульсар) - сильные магнитные поля и малый период вращения. В простейшей модели магнитосферы, магнитное поле вращается твердотельно, то есть с той же угловой скоростью, что и сама нейтронная звезда. На определённом радиусе линейная скорость вращения поля приближается к скорости света. Этот радиус называется радиусом светового цилиндра. За этим радиусом обычное дипольное поле существовать не может, поэтому линии напряжённости поля в этом месте обрываются. Заряженные частицы, двигающиеся вдоль линий магнитного поля, через такие обрывы могут покидать нейтронную звезду и улетать на бесконечность. Нейтронная звезда данного типа эжектирует (извергает, выталкивает) релятивистские заряженные частицы, которые излучают в радиодиапазоне. Для наблюдателя эжекторы выглядят как радиопульсары.

Пропеллер - скорость вращения уже недостаточна для эжекции частиц, поэтому такая звезда не может быть радиопульсаром. Однако она всё ещё велика, и захваченная магнитным полем окружающая нейтронную звезду материя не может упасть, то есть аккреция вещества не происходит. Нейтронные звёзды данного типа практически не имеют наблюдаемых проявлений и изучены плохо.

Аккретор (рентгеновский пульсар) - скорость вращения снижается до такой степени, что веществу теперь ничего не мешает падать на такую нейтронную звезду. Плазма, падая, движется по линиям магнитного поля и ударяется о твёрдую поверхность в районе полюсов нейтронной звезды, разогреваясь до десятков миллионов градусов. Вещество, нагретое до столь высоких температур, светится в рентгеновском диапазоне. Область, в которой происходит столкновение падающего вещества с поверхностью звезды, очень мала -- всего около 100 метров. Это горячее пятно из-за вращения звезды периодически пропадает из вида, что наблюдатель воспринимает как пульсации. Такие объекты называются рентгеновскими пульсарами.

Георотатор - скорость вращения таких нейтронных звёзд мала и не препятствует аккреции. Но размеры магнитосферы таковы, что плазма останавливается магнитным полем раньше, чем она будет захвачена гравитацией. Подобный механизм срабатывает в магнитосфере Земли, из-за чего данный тип и получил своё название.