Thành phần của một ngôi sao neutron. Sao neutron là gì

Sao neutron là sản phẩm cuối cùng của quá trình tiến hóa sao. Kích thước và trọng lượng của chúng chỉ đơn giản là tuyệt vời! Có kích thước đường kính lên tới 20 km, nhưng trọng lượng như thế nào. Mật độ của vật chất trong một ngôi sao neutron lớn hơn nhiều lần so với mật độ của hạt nhân nguyên tử. Sao neutron xuất hiện trong các vụ nổ siêu tân tinh.

Hầu hết các sao neutron đã biết đều có khối lượng xấp xỉ 1,44 lần khối lượng Mặt Trời. và bằng với giới hạn khối lượng Chandrasekhar. Nhưng về mặt lý thuyết, chúng có thể có khối lượng lên đến 2,5. Vật nặng nhất được phát hiện cho đến nay có trọng lượng bằng 1,88 khối lượng mặt trời, và nó được gọi là - Vele X-1, và thứ hai có khối lượng 1,97 mặt trời - PSR J1614-2230. Với sự gia tăng mật độ hơn nữa, ngôi sao biến thành quark.

Từ trường của sao neutron rất mạnh và đạt từ 10 đến 12 lũy thừa của G, trường của Trái đất là 1 Gs. Kể từ năm 1990, một số sao neutron đã được xác định là sao nam châm - đây là những ngôi sao trong đó từ trường vượt xa sức mạnh từ 10 đến 14 của gauss. Với từ trường tới hạn như vậy, vật lý cũng thay đổi, các hiệu ứng tương đối tính xuất hiện (độ lệch của ánh sáng theo từ trường), và sự phân cực của chân không vật lý. Các ngôi sao neutron đã được dự đoán và sau đó được phát hiện.

Những đề xuất đầu tiên được đưa ra bởi Walter Baade và Fritz Zwicky vào năm 1933., họ đưa ra giả thiết rằng các sao neutron được sinh ra là kết quả của một vụ nổ siêu tân tinh. Theo tính toán, bức xạ của những ngôi sao này rất nhỏ, đơn giản là không thể phát hiện được. Nhưng vào năm 1967, nghiên cứu sinh Jocelyn Bell của Hewish đã phát hiện ra, nó phát ra các xung vô tuyến đều đặn.

Các xung như vậy thu được do chuyển động nhanh của vật thể, nhưng các ngôi sao bình thường từ một vòng quay mạnh như vậy sẽ đơn giản bay ra ngoài, và do đó họ quyết định rằng chúng là sao neutron.

Pulsars theo thứ tự giảm dần của tốc độ quay:

Máy phóng là một xung vô tuyến. Tốc độ quay thấp và từ trường mạnh. Một pulsar như vậy có từ trường và ngôi sao cùng quay với vận tốc góc bằng nhau. Tại một thời điểm nhất định, vận tốc tuyến tính của trường đạt tới tốc độ ánh sáng và bắt đầu vượt quá nó. Hơn nữa, trường lưỡng cực không thể tồn tại, và các đường sức mạnh của trường bị xé rách. Di chuyển dọc theo những đường này, các hạt tích điện chạm đến một vách đá và vỡ ra, do đó chúng rời khỏi sao neutron và có thể bay đi bất kỳ khoảng cách nào cho đến vô tận. Do đó, những pulsar này được gọi là ejector (cho đi, phun ra) - pulsar vô tuyến.

Chân vịt, nó không còn có tốc độ quay như một vật phóng để gia tốc các hạt tới tốc độ sau ánh sáng, vì vậy nó không thể là một pulsar vô tuyến. Nhưng tốc độ quay của nó vẫn rất cao, vật chất bị từ trường bắt giữ vẫn chưa thể rơi xuống ngôi sao, tức là không xảy ra hiện tượng bồi tụ. Những ngôi sao như vậy được nghiên cứu rất kém, vì hầu như không thể quan sát được chúng.

Một bộ tăng âm là một pulsar tia X. Ngôi sao không còn quay quá nhanh và vật chất bắt đầu rơi xuống ngôi sao, rơi dọc theo đường sức từ. Rơi xuống gần cực trên một bề mặt rắn, chất đó bị nung nóng tới hàng chục triệu độ, thu được tia X. Các xung động xảy ra do thực tế là ngôi sao vẫn đang quay, và vì khu vực vật chất rơi xuống chỉ khoảng 100 mét, điểm này biến mất khỏi tầm nhìn một cách định kỳ.

Trong vật lý thiên văn, thực sự, trong bất kỳ ngành khoa học nào khác, điều thú vị nhất là các vấn đề tiến hóa gắn liền với những câu hỏi cổ hủ "chuyện gì đã xảy ra?" và đó sẽ là? ”. Điều gì sẽ xảy ra với một ngôi sao có khối lượng xấp xỉ bằng khối lượng Mặt trời của chúng ta, chúng ta đã biết. Như một ngôi sao, đi qua sân khấu Người khổng lồ đỏ, sẽ trở thành sao lùn trắng. Sao lùn trắng trong biểu đồ Hertzsprung-Russell nằm ngoài chuỗi chính.

Sao lùn trắng là sự kết thúc của quá trình tiến hóa của các ngôi sao khối lượng mặt trời. Chúng là một loại kết thúc quá trình tiến hóa. Sự tuyệt chủng chậm và bình lặng - kết thúc con đường của tất cả các ngôi sao có khối lượng nhỏ hơn mặt trời. Còn những ngôi sao lớn hơn thì sao? Chúng tôi thấy rằng cuộc đời của họ đầy biến cố. Nhưng một câu hỏi tự nhiên được đặt ra: các trận đại hồng thủy quái dị được quan sát dưới dạng vụ nổ siêu tân tinh kết thúc như thế nào?

Năm 1054, một ngôi sao khách bùng lên trên bầu trời. Nó có thể nhìn thấy trên bầu trời ngay cả vào ban ngày và biến mất chỉ sau vài tháng. Ngày nay, chúng ta thấy tàn tích của thảm họa sao này dưới dạng một vật thể quang học sáng, được ký hiệu là M1 trong danh mục tinh vân Monsieur. Nó nổi tiếng tinh vân cua- tàn tích của một vụ nổ siêu tân tinh.

Vào những năm 40 của thế kỷ chúng ta, nhà thiên văn học người Mỹ W. Baade đã bắt đầu nghiên cứu phần trung tâm của "Con cua" để cố gắng tìm kiếm tàn tích sao từ một vụ nổ siêu tân tinh ở trung tâm của tinh vân. Nhân tiện, tên "cua" đã được đặt cho vật thể này vào thế kỷ 19 bởi nhà thiên văn học người Anh Lord Ross. Baade đã tìm thấy một ứng cử viên cho tàn tích sao ở dạng dấu hoa thị 17m.

Nhưng nhà thiên văn học đã không gặp may, ông không có một kỹ thuật thích hợp để nghiên cứu chi tiết, và do đó ông không thể nhận thấy rằng ngôi sao này đang lấp lánh, đang chuyển động. Nếu khoảng thời gian của những xung độ sáng này không phải là 0,033 giây, nhưng, giả sử là vài giây, chắc chắn Baade sẽ nhận thấy điều này, và khi đó vinh dự phát hiện ra sao xung đầu tiên sẽ không thuộc về A. Hewish và D. Bell.

Mười năm trước khi Baade hướng kính viễn vọng của mình vào trung tâm tinh vân cua, các nhà vật lý lý thuyết bắt đầu khảo sát trạng thái của vật chất ở mật độ vượt quá mật độ của sao lùn trắng (106 - 107 g / cm3). Mối quan tâm đến vấn đề này nảy sinh liên quan đến vấn đề về các giai đoạn cuối cùng của quá trình tiến hóa sao. Điều thú vị là một trong những đồng tác giả của ý tưởng này chính là Baade, người vừa kết nối sự thật về sự tồn tại của một ngôi sao neutron với một vụ nổ siêu tân tinh.

Nếu vật chất bị nén đến mật độ lớn hơn mật độ của sao lùn trắng, thì cái gọi là quá trình trung tính hóa sẽ bắt đầu. Áp suất khủng khiếp bên trong ngôi sao “đẩy” các electron vào hạt nhân nguyên tử. Trong điều kiện bình thường, một hạt nhân đã hấp thụ các electron sẽ không ổn định vì nó chứa một lượng neutron dư thừa. Tuy nhiên, đây không phải là trường hợp của các ngôi sao nhỏ gọn. Khi mật độ của ngôi sao tăng lên, các electron của khí thoái hóa dần dần bị hạt nhân hấp thụ, và từng chút một, ngôi sao biến thành một ngôi sao khổng lồ. ngôi sao neutron- một giọt. Khí điện tử suy biến được thay thế bằng khí nơtron suy biến có khối lượng riêng 1014-1015 g / cm3. Nói cách khác, mật độ của một ngôi sao neutron lớn hơn hàng tỷ lần so với một sao lùn trắng.

Trong một thời gian dài, cấu hình khủng khiếp này của ngôi sao được coi là một trò chơi trí óc của các nhà lý thuyết. Phải mất hơn ba mươi năm để tự nhiên xác nhận dự đoán xuất sắc này. Trong cùng những năm 30, một khám phá quan trọng khác đã được thực hiện, có ảnh hưởng quyết định đến toàn bộ thuyết tiến hóa sao. Chandrasekhar và L. Landau đã xác định rằng đối với một ngôi sao đã cạn kiệt nguồn năng lượng hạt nhân, thì có một khối lượng giới hạn nhất định khi ngôi sao đó vẫn ổn định. Với khối lượng này, áp suất của chất khí suy biến vẫn có khả năng chống lại các lực của trọng trường. Do đó, khối lượng của các ngôi sao thoái hóa (sao lùn trắng, sao neutron) có một giới hạn hữu hạn (giới hạn Chandrasekhar), vượt quá giới hạn này gây ra thảm họa nén chặt ngôi sao, sự sụp đổ của nó.

Lưu ý rằng nếu khối lượng của lõi của ngôi sao nằm trong khoảng từ 1,2 M đến 2,4 M, thì "sản phẩm" cuối cùng của quá trình tiến hóa của một ngôi sao như vậy phải là một sao neutron. Với khối lượng lõi nhỏ hơn 1,2 M, quá trình tiến hóa cuối cùng sẽ dẫn đến sự ra đời của sao lùn trắng.

Sao neutron là gì? Chúng ta biết khối lượng của nó, chúng ta cũng biết rằng nó chủ yếu bao gồm các nơtron, kích thước của chúng cũng đã được biết đến. Từ đây có thể dễ dàng xác định bán kính của ngôi sao. Hóa ra gần ... 10 cây số! Việc xác định bán kính của một vật thể như vậy quả thực không khó, nhưng rất khó hình dung rằng có thể đặt một vật có khối lượng gần bằng với khối lượng của Mặt trời trong một vật thể có đường kính lớn hơn một chút so với chiều dài của phố Profsoyuznaya ở Moscow. Đây là một vụ rơi hạt nhân khổng lồ, siêu hạt nhân của một nguyên tố không phù hợp với bất kỳ hệ thống tuần hoàn nào và có cấu trúc đặc biệt, bất ngờ.

Chất của một ngôi sao neutron có các đặc tính của một chất lỏng siêu lỏng! Thoạt nghe, sự thật này thật khó tin nhưng đó là sự thật. Bị nén ở mật độ khủng khiếp, chất này giống helium lỏng ở một mức độ nào đó. Ngoài ra, chúng ta không nên quên rằng nhiệt độ của một ngôi sao neutron là khoảng một tỷ độ, và như chúng ta đã biết, tính siêu lỏng trong điều kiện trên cạn chỉ biểu hiện ở nhiệt độ cực thấp.

Đúng, đối với hoạt động của bản thân sao neutron, nhiệt độ không đóng một vai trò đặc biệt, vì sự ổn định của nó được xác định bởi áp suất của chất lỏng - khí neutron suy biến. Cấu trúc của một ngôi sao neutron theo nhiều cách giống với cấu trúc của một hành tinh. Ngoài “lớp phủ”, bao gồm một chất có các đặc tính đáng kinh ngạc của chất lỏng siêu dẫn, một ngôi sao như vậy có một lớp vỏ rắn, mỏng, dày khoảng một km. Người ta cho rằng vỏ cây có cấu trúc tinh thể đặc biệt. Đặc biệt bởi vì, không giống như các tinh thể mà chúng ta đã biết, ở đó cấu trúc của tinh thể phụ thuộc vào cấu hình của các lớp vỏ electron của nguyên tử, trong lõi của một ngôi sao neutron, các hạt nhân nguyên tử không có electron. Do đó, chúng tạo thành một mạng tinh thể giống như mạng tinh thể lập phương của sắt, đồng, kẽm, nhưng theo đó, ở mật độ cao hơn vô cùng. Tiếp theo là lớp phủ, các thuộc tính mà chúng ta đã nói về nó. Tại trung tâm của một ngôi sao neutron, mật độ đạt 1015 gam trên một cm khối. Nói cách khác, một thìa cà phê chất của một ngôi sao như vậy nặng hàng tỷ tấn. Người ta cho rằng ở trung tâm của một ngôi sao neutron có sự hình thành liên tục của tất cả những gì đã biết trong vật lý hạt nhân, cũng như các hạt cơ bản kỳ lạ chưa được phát hiện.

Sao neutron hạ nhiệt khá nhanh. Các ước tính cho thấy trong mười đến một trăm nghìn năm đầu tiên, nhiệt độ giảm từ vài tỷ đến hàng trăm triệu độ. Sao neutron quay nhanh chóng, và điều này dẫn đến một số hệ quả rất thú vị. Nhân tiện, chính kích thước nhỏ của ngôi sao cho phép nó vẫn nguyên vẹn trong quá trình quay nhanh. Nếu đường kính của nó không phải là 10, nhưng, ví dụ, 100 km, nó sẽ đơn giản bị xé ra bởi lực ly tâm.

Chúng ta đã nói về câu chuyện hấp dẫn về việc khám phá ra các sao xung. Ý tưởng ngay lập tức được đưa ra rằng pulsar là một ngôi sao neutron quay nhanh, vì trong số tất cả các cấu hình sao đã biết, chỉ nó có thể duy trì ổn định, quay với tốc độ cao. Chính việc nghiên cứu các sao xung đã giúp đưa ra kết luận đáng chú ý rằng các sao neutron được các nhà lý thuyết phát hiện "ở đầu cây bút" thực sự tồn tại trong tự nhiên và chúng phát sinh do kết quả của các vụ nổ siêu tân tinh. Những khó khăn trong việc phát hiện chúng trong phạm vi quang học là rõ ràng, vì do đường kính nhỏ của chúng, hầu hết các sao neutron không thể được nhìn thấy trong các kính thiên văn mạnh nhất, mặc dù, như chúng ta đã thấy, vẫn có những ngoại lệ ở đây - một pulsar trong tinh vân cua.

Vì vậy, các nhà thiên văn học đã phát hiện ra một lớp vật thể mới - pulsar, các sao neutron quay nhanh. Một câu hỏi tự nhiên được đặt ra: lý do nào khiến một ngôi sao neutron quay nhanh như vậy, trên thực tế, tại sao nó phải quay quanh trục của nó với tốc độ lớn?

Lý do cho hiện tượng này rất đơn giản. Chúng ta biết rõ làm thế nào một vận động viên trượt băng có thể tăng tốc độ quay khi anh ta ép cánh tay của mình vào cơ thể. Khi làm như vậy, anh ta sử dụng định luật bảo toàn momen động lượng. Định luật này không bao giờ bị vi phạm, và chính anh ta là người, trong một vụ nổ siêu tân tinh, nhiều lần làm tăng tốc độ quay của phần còn lại của nó - một sao xung.

Thật vậy, trong quá trình sụp đổ của một ngôi sao, khối lượng của nó (những gì còn lại sau vụ nổ) không thay đổi, và bán kính giảm khoảng một trăm nghìn lần. Nhưng momen động lượng, bằng tích của tốc độ quay ở xích đạo nhân với khối lượng nhân với bán kính, vẫn không đổi. Khối lượng không thay đổi, do đó, tốc độ phải tăng gấp trăm nghìn lần.

Hãy xem xét một ví dụ đơn giản. Mặt trời của chúng ta quay khá chậm quanh trục của chính nó. Khoảng thời gian của vòng quay này là khoảng 25 ngày. Vì vậy, nếu Mặt trời đột nhiên trở thành một ngôi sao neutron, chu kỳ quay của nó sẽ giảm xuống còn một phần mười nghìn giây.

Hệ quả quan trọng thứ hai của các định luật bảo toàn là các sao neutron phải bị nhiễm từ rất mạnh. Thật vậy, trong bất kỳ quá trình tự nhiên nào, chúng ta không thể chỉ lấy và phá hủy từ trường (nếu nó đã tồn tại). Các đường sức từ liên kết mãi mãi với chất dẫn điện cao của ngôi sao. Độ lớn của từ thông trên bề mặt của một ngôi sao bằng tích độ lớn của cường độ từ trường và bình phương bán kính của ngôi sao. Giá trị này hoàn toàn không đổi. Đó là lý do tại sao, khi một ngôi sao co lại, từ trường phải tăng lên rất nhiều. Chúng ta hãy đi sâu vào hiện tượng này chi tiết hơn, vì chính hiện tượng này quyết định nhiều đặc tính tuyệt vời của sao xung.

Trên bề mặt Trái đất của chúng ta, bạn có thể đo cường độ của từ trường. Chúng tôi sẽ nhận được một giá trị nhỏ khoảng một gauss. Trong một phòng thí nghiệm vật lý tốt, người ta có thể thu được từ trường một triệu gauss. Trên bề mặt của sao lùn trắng, cường độ từ trường đạt một trăm triệu gauss. Gần trường thậm chí còn mạnh hơn - lên đến mười tỷ gauss. Nhưng trên bề mặt của một ngôi sao neutron, thiên nhiên đạt kỷ lục tuyệt đối. Ở đây, cường độ trường có thể lên tới hàng trăm nghìn tỷ gauss. Khoảng trống trong một cái bình lít chứa một cánh đồng như vậy bên trong sẽ nặng khoảng một nghìn tấn.

Từ trường mạnh như vậy không thể ảnh hưởng (tất nhiên, kết hợp với trường hấp dẫn) bản chất của tương tác của một ngôi sao neutron với vật chất xung quanh. Rốt cuộc, chúng ta vẫn chưa nói về lý do tại sao các sao xung có hoạt động lớn, tại sao chúng lại phát ra sóng vô tuyến. Và không chỉ có sóng radio. Ngày nay, các nhà vật lý thiên văn đã biết rõ về các pulsar tia X chỉ quan sát được trong các hệ nhị phân, nguồn tia gamma có các đặc tính khác thường, cái gọi là tia X bùng nổ.

Để hình dung các cơ chế khác nhau của sự tương tác của một ngôi sao neutron với vật chất, chúng ta hãy chuyển sang lý thuyết chung về sự thay đổi chậm trong các phương thức tương tác của sao neutron với môi trường. Chúng ta hãy xem xét ngắn gọn các giai đoạn chính của quá trình tiến hóa như vậy. Sao neutron - tàn tích của siêu tân tinh - ban đầu quay rất nhanh với chu kỳ 10 -2 - 10 -3 giây. Với tốc độ quay nhanh như vậy, ngôi sao phát ra sóng vô tuyến, bức xạ điện từ, các hạt.

Một trong những đặc tính đáng kinh ngạc nhất của sao xung là sức mạnh khủng khiếp của bức xạ của chúng, lớn hơn hàng tỷ lần so với sức mạnh bức xạ từ bên trong các ngôi sao. Vì vậy, ví dụ, công suất phát xạ vô tuyến của pulsar trong "Con cua" đạt 1031 erg / giây, trong quang học - 1034 erg / giây, cao hơn nhiều so với công suất bức xạ của Mặt trời. Sao xung này bức xạ nhiều hơn trong phạm vi tia X và tia gamma.

Các máy phát năng lượng tự nhiên này được bố trí như thế nào? Tất cả các xung vô tuyến đều có một đặc tính chung, được coi là chìa khóa để làm sáng tỏ cơ chế hoạt động của chúng. Tính chất này nằm ở chỗ, chu kỳ phát xung không không đổi, nó tăng từ từ. Điều đáng chú ý là tính chất này của các sao neutron quay lần đầu tiên được các nhà lý thuyết dự đoán, và sau đó rất nhanh chóng được xác nhận bằng thực nghiệm. Vì vậy, vào năm 1969, người ta nhận thấy rằng khoảng thời gian bức xạ của các xung pulsar trong "Con cua" đang tăng 36 phần tỷ giây mỗi ngày.

Bây giờ chúng ta sẽ không thảo luận về cách đo những khoảng thời gian nhỏ như vậy. Đối với chúng tôi, thực tế về sự gia tăng khoảng thời gian giữa các xung là rất quan trọng, bằng cách này, giúp chúng ta có thể ước tính tuổi của các xung. Nhưng vẫn còn, tại sao một pulsar lại phát ra các xung phát xạ vô tuyến? Hiện tượng này không được giải thích đầy đủ trong khuôn khổ của bất kỳ lý thuyết hoàn chỉnh nào. Tuy nhiên, một bức tranh định tính về hiện tượng vẫn có thể được vẽ ra.

Vấn đề là trục quay của một ngôi sao neutron không trùng với trục từ trường của nó. Từ điện động lực học ai cũng biết rằng nếu quay một nam châm trong chân không quanh một trục không trùng với trục từ thì bức xạ điện từ sẽ xuất hiện chính xác với tần số quay của nam châm. Đồng thời, tốc độ quay của nam châm sẽ bị giảm tốc. Điều này có thể hiểu được từ những xem xét chung, vì nếu không có phanh, chúng ta sẽ đơn giản có một cỗ máy chuyển động vĩnh viễn.

Do đó, máy phát của chúng tôi lấy năng lượng của các xung vô tuyến từ chuyển động quay của ngôi sao, và từ trường của nó, như nó vốn có, là vành đai truyền động của máy. Quá trình thực phức tạp hơn nhiều, vì nam châm quay trong chân không chỉ tương tự một phần với pulsar. Rốt cuộc, một ngôi sao neutron hoàn toàn không quay trong chân không, nó được bao quanh bởi một từ quyển mạnh, một đám mây plasma, và đây là một chất dẫn điện tốt, tự nó điều chỉnh cho bức tranh đơn giản và khá giản đồ mà chúng ta đã vẽ. Kết quả của sự tương tác của từ trường của sao xung với từ quyển xung quanh nó, các chùm bức xạ định hướng hẹp được hình thành, với sự "sắp xếp các ánh sáng" thuận lợi, có thể được quan sát thấy ở các phần khác nhau của thiên hà, trong đặc biệt trên Trái đất.

Sự quay nhanh của một xung vô tuyến trong thời kỳ đầu của nó không chỉ gây ra sự phát xạ vô tuyến. Một phần đáng kể năng lượng cũng được mang đi bởi các hạt tương đối tính. Khi tốc độ quay của pulsar giảm, áp suất bức xạ giảm. Trước đó, bức xạ đã ném plasma ra khỏi pulsar. Bây giờ vật chất xung quanh bắt đầu rơi vào ngôi sao và dập tắt bức xạ của nó. Quá trình này có thể đặc biệt hiệu quả nếu pulsar đi vào hệ thống nhị phân. Trong một hệ thống như vậy, đặc biệt là nếu nó đủ gần, pulsar kéo vật chất của một người bạn đồng hành "bình thường" lên chính nó.

Nếu pulsar còn trẻ và đầy năng lượng, thì sự phát xạ vô tuyến của nó vẫn có thể "xuyên thủng" đối với người quan sát. Nhưng pulsar cũ không còn khả năng chống lại sự bồi tụ nữa, và nó "dập tắt" ngôi sao. Khi chuyển động quay của pulsar chậm lại, các quá trình đáng chú ý khác bắt đầu xuất hiện. Vì trường hấp dẫn của một ngôi sao neutron rất mạnh, sự tích tụ của vật chất giải phóng một lượng năng lượng đáng kể dưới dạng tia X. Nếu trong một hệ nhị phân, một người bạn đồng hành bình thường cung cấp cho sao xung một lượng vật chất đáng kể, khoảng 10 -5 - 10 -6 M mỗi năm, thì sao neutron sẽ được quan sát không phải là một sao xung vô tuyến, mà là một sao xung tia X.

Nhưng đó không phải là tất cả. Trong một số trường hợp, khi từ quyển của một ngôi sao neutron đến gần bề mặt của nó, vật chất bắt đầu tích tụ ở đó, tạo thành một loại vỏ của ngôi sao. Trong lớp vỏ này, các điều kiện thuận lợi có thể được tạo ra để các phản ứng nhiệt hạch đi qua, và sau đó chúng ta có thể nhìn thấy một vụ nổ tia X trên bầu trời (từ từ tiếng Anh bùng nổ - “flash”).

Nói một cách chính xác, quá trình này dường như không bất ngờ đối với chúng ta; chúng ta đã nói về nó liên quan đến sao lùn trắng. Tuy nhiên, các điều kiện trên bề mặt của sao lùn trắng và sao neutron rất khác nhau, và do đó các vụ nổ tia X có liên quan duy nhất với các sao neutron. Các vụ nổ nhiệt hạch được chúng ta quan sát dưới dạng các tia X và có lẽ là các vụ nổ tia gamma. Thật vậy, một số vụ nổ tia gamma, rõ ràng là do các vụ nổ nhiệt hạch trên bề mặt của các sao neutron.

Nhưng trở lại với các pulsar tia X. Tất nhiên, cơ chế của bức xạ của chúng hoàn toàn khác so với cơ chế của các thiết bị nổ. Các nguồn năng lượng hạt nhân không còn đóng vai trò gì ở đây nữa. Bản thân động năng của sao neutron cũng không thể phù hợp với dữ liệu quan sát.

Lấy ví dụ nguồn tia X Centaurus X-1. Công suất của nó là 10 erg / giây. Do đó, lượng dự trữ năng lượng này có thể chỉ đủ dùng trong một năm. Ngoài ra, rõ ràng là chu kỳ quay của ngôi sao trong trường hợp này sẽ phải tăng lên. Tuy nhiên, trong nhiều xung tia X, không giống như xung vô tuyến, khoảng thời gian giữa các xung giảm dần theo thời gian. Vì vậy, nó không phải là về động năng của chuyển động quay. Làm thế nào để các pulsar tia X hoạt động?

Chúng tôi nhớ rằng chúng xuất hiện trong hệ thống nhị phân. Ở đó, các quá trình bồi tụ đặc biệt hiệu quả. Tốc độ vật chất rơi xuống sao neutron có thể đạt 1/3 tốc độ ánh sáng (100.000 km / giây). Khi đó một gam vật chất sẽ giải phóng một năng lượng 1020 erg. Và để đảm bảo giải phóng năng lượng 1037 erg / giây, cần thiết thông lượng của vật chất đối với sao neutron là 1017 gram mỗi giây. Nói chung, khối lượng này không nhiều lắm, khoảng một phần nghìn khối lượng Trái đất mỗi năm.

Nhà cung cấp vật liệu có thể là bạn đồng hành quang học. Một luồng khí sẽ liên tục chảy từ một phần bề mặt của nó về phía ngôi sao neutron. Nó sẽ cung cấp cả năng lượng và vật chất cho đĩa bồi tụ hình thành xung quanh sao neutron.

Vì sao neutron có một từ trường rất lớn, khí sẽ "chảy" theo các đường sức từ về phía các cực. Ở đó, ở những "điểm" tương đối nhỏ có kích thước chỉ một km, diễn ra các quá trình tạo ra bức xạ tia X mạnh nhất, có quy mô lớn. Tia X được phát ra bởi các electron tương đối tính và thông thường chuyển động trong từ trường của một pulsar. Khí rơi vào nó cũng có thể "nuôi" chuyển động quay của nó. Đó là lý do tại sao chính xác trong các pulsar tia X người ta quan sát thấy sự giảm chu kỳ quay trong một số trường hợp.

Nguồn tia X trong hệ nhị phân là một trong những hiện tượng đáng chú ý nhất trong không gian. Chỉ có một vài trong số chúng, có lẽ không quá một trăm trong Thiên hà của chúng ta, nhưng ý nghĩa của chúng là rất lớn, không chỉ theo quan điểm, đặc biệt là đối với sự hiểu biết về loại I. Hệ thống nhị phân cung cấp cách thức tự nhiên và hiệu quả nhất cho dòng vật chất từ ​​ngôi sao này sang ngôi sao khác, và chính tại đây (do sự thay đổi khối lượng của các ngôi sao tương đối nhanh chóng) mà chúng ta có thể gặp nhiều lựa chọn khác nhau cho quá trình tiến hóa “tăng tốc”.

Một xem xét thú vị khác. Chúng ta biết ước tính khối lượng của một ngôi sao khó khăn như thế nào, nếu không muốn nói là không thể. Nhưng vì sao neutron là một phần của hệ nhị phân, nên có thể sớm muộn gì cũng có thể thực hiện được (và điều này cực kỳ quan trọng!) Xác định khối lượng giới hạn của sao neutron, cũng như có được thông tin trực tiếp về nguồn gốc của nó .

Các chất của một vật như vậy có khối lượng riêng lớn gấp mấy lần khối lượng riêng của hạt nhân nguyên tử (đối với hạt nhân nặng thì khối lượng riêng trung bình là 2,8⋅10 17 kg / m³). Lực hấp dẫn hơn nữa của một ngôi sao neutron bị ngăn cản bởi áp suất của vật chất hạt nhân, phát sinh do sự tương tác của các neutron.

Nhiều sao neutron có tốc độ quay cực cao - lên đến vài trăm vòng mỗi giây. Sao neutron được hình thành do kết quả của các vụ nổ siêu tân tinh.

Thông tin chung

Trong số các sao neutron có khối lượng đo được một cách đáng tin cậy, hầu hết nằm trong phạm vi 1,3 đến 1,5 khối lượng Mặt Trời, gần với giới hạn Chandrasekhar. Về mặt lý thuyết, các sao neutron có khối lượng từ 0,1 đến khoảng 2,16 lần khối lượng Mặt Trời là có thể chấp nhận được. Các sao neutron lớn nhất được biết đến là Vela X-1 (có khối lượng ít nhất 1,88 ± 0,13 khối lượng Mặt trời ở mức 1σ, tương ứng với mức ý nghĩa α≈34%), PSR J1614–2230 en (với khối lượng ước tính 1, 97 ± 0,04 mặt trời), và PSR J0348 + 0432 en (với ước tính khối lượng là 2,01 ± 0,04 mặt trời). Lực hấp dẫn trong sao neutron được cân bằng bởi áp suất của khí neutron suy biến, giá trị lớn nhất của khối lượng của sao neutron được cho bởi giới hạn Oppenheimer-Volkov, giá trị số của nó phụ thuộc vào phương trình trạng thái (vẫn còn kém được biết đến). của vật chất trong lõi của ngôi sao. Có những điều kiện tiên quyết về mặt lý thuyết cho thực tế là với sự gia tăng mật độ thậm chí lớn hơn, thì việc biến đổi sao neutron thành sao quark là có thể xảy ra.

Đến năm 2015, hơn 2500 ngôi sao neutron đã được phát hiện. Khoảng 90% trong số họ là độc thân. Tổng cộng, 10 8-10 9 sao neutron có thể tồn tại trong Thiên hà của chúng ta, tức là ở đâu đó xung quanh một phần nghìn ngôi sao bình thường. Các sao neutron được đặc trưng bởi tốc độ cao (thường là hàng trăm km / s). Do sự bồi tụ của vật chất đám mây, một ngôi sao neutron trong tình huống này có thể nhìn thấy từ Trái đất trong các dải quang phổ khác nhau, bao gồm cả quang phổ, chiếm khoảng 0,003% năng lượng bức xạ (tương ứng với 10 độ lớn).

Kết cấu

Năm lớp có thể được phân biệt trong một ngôi sao neutron: khí quyển, lớp vỏ bên ngoài, lớp vỏ bên trong, lớp nhân bên ngoài và lớp nhân bên trong.

Bầu khí quyển của sao neutron là một lớp plasma rất mỏng (từ hàng chục cm đối với sao nóng đến milimét đối với sao lạnh), bức xạ nhiệt của sao neutron được hình thành trong đó.

Lớp vỏ bên ngoài bao gồm các ion và electron, độ dày của nó lên tới vài trăm mét. Một lớp mỏng (không quá vài mét) gần bề mặt của một ngôi sao neutron nóng chứa một khí điện tử không thoái hóa, các lớp sâu hơn - một khí điện tử thoái hóa, với độ sâu ngày càng tăng thì nó trở thành tương đối tính và siêu tương quan.

Lớp vỏ bên trong bao gồm các electron, neutron tự do và hạt nhân nguyên tử giàu neutron. Khi độ sâu tăng lên, tỷ lệ nơtron tự do tăng lên, trong khi tỷ lệ hạt nhân nguyên tử giảm. Độ dày của lớp vỏ bên trong có thể lên tới vài km.

Lõi bên ngoài bao gồm các neutron với một lượng phụ gia nhỏ (vài phần trăm) proton và electron. Trong các ngôi sao neutron khối lượng thấp, lõi bên ngoài có thể kéo dài đến tâm của ngôi sao.

Những ngôi sao neutron khổng lồ cũng có lõi bên trong. Bán kính của nó có thể tới vài km, mật độ ở tâm hạt nhân có thể vượt mật độ hạt nhân nguyên tử 10-15 lần. Thành phần và phương trình trạng thái của lõi bên trong không được xác định chắc chắn: có một số giả thuyết, ba giả thuyết có thể xảy ra nhất là: 1) lõi quark, trong đó các neutron tách rời thành các quark lên và xuống của chúng; 2) lõi hyperon của baryon bao gồm các quark lạ; và 3) một hạt nhân kaon bao gồm các meson hai quark, bao gồm các quark lạ (phản). Tuy nhiên, hiện tại không thể xác nhận hoặc bác bỏ bất kỳ giả thuyết nào trong số này.

Một neutron tự do, trong điều kiện bình thường, không phải là một phần của hạt nhân nguyên tử, thường có thời gian tồn tại khoảng 880 giây, nhưng ảnh hưởng hấp dẫn của một ngôi sao neutron không cho phép một neutron phân rã, do đó sao neutron là một trong những ngôi sao ổn định nhất. vật thể trong Vũ trụ. [ ]

Làm mát sao neutron

Vào thời điểm ra đời của một ngôi sao neutron (kết quả của một vụ nổ siêu tân tinh), nhiệt độ của nó rất cao - khoảng 10 11 K (tức là cao hơn 4 bậc độ lớn so với nhiệt độ ở trung tâm Mặt trời), nhưng nó giảm rất nhanh do làm lạnh neutrino. Chỉ trong vài phút, nhiệt độ giảm từ 10 11 xuống 10 9 K, trong một tháng - xuống còn 10 8 K. bức xạ photon (nhiệt) của bề mặt. Nhiệt độ bề mặt của các sao neutron đã biết, mà nó đã được đo, theo thứ tự 10 5 -10 6 K (mặc dù lõi dường như nóng hơn nhiều).

Lịch sử khám phá

Sao neutron là một trong số ít các loại vật thể không gian đã được dự đoán về mặt lý thuyết trước khi các nhà quan sát phát hiện ra.

Lần đầu tiên, ý tưởng về sự tồn tại của các ngôi sao với mật độ gia tăng ngay cả trước khi phát hiện ra neutron, do Chadwick đưa ra vào đầu tháng 2 năm 1932, được thể hiện bởi nhà khoa học Liên Xô nổi tiếng Lev Landau. Vì vậy, trong bài báo về Lý thuyết các vì sao, được viết vào tháng 2 năm 1931 và không rõ lý do được xuất bản muộn vào ngày 29 tháng 2 năm 1932 (hơn một năm sau đó), ông viết: “Chúng tôi mong đợi rằng tất cả những điều này [vi phạm luật lượng tử cơ học] sẽ tự biểu hiện khi mật độ vật chất trở nên lớn đến mức các hạt nhân nguyên tử tiếp xúc gần nhau, tạo thành một hạt nhân khổng lồ.

"Cánh quạt"

Tốc độ quay không còn đủ để phóng ra các hạt, vì vậy một ngôi sao như vậy không thể là một xung vô tuyến. Tuy nhiên, tốc độ quay vẫn cao, và vật chất bị thu giữ bởi từ trường xung quanh ngôi sao neutron không thể rơi xuống, tức là sự bồi tụ của vật chất không xảy ra. Các sao neutron thuộc loại này trên thực tế không có biểu hiện quan sát được và ít được nghiên cứu.

Accretor (xung tia X)

Tốc độ quay bị giảm đi rất nhiều nên bây giờ không có gì ngăn cản được vật chất rơi xuống một ngôi sao neutron như vậy. Rơi xuống, vật chất, đã ở trạng thái plasma, di chuyển dọc theo các đường sức của từ trường và chạm vào bề mặt rắn của thân một ngôi sao neutron trong vùng các cực của nó, nóng lên hàng chục triệu độ. Chất bị nung nóng đến nhiệt độ cao như vậy sẽ phát sáng rực rỡ trong dải tia X. Khu vực mà vật chất tới va chạm với bề mặt của một ngôi sao neutron là rất nhỏ - chỉ khoảng 100 mét. Điểm nóng này định kỳ biến mất khỏi tầm nhìn do chuyển động quay của ngôi sao, do đó người ta quan sát thấy các xung động đều đặn của tia X. Những vật thể như vậy được gọi là sao xung tia X.

Georotator

Tốc độ quay của các sao neutron như vậy là thấp và không ngăn cản được sự bồi tụ. Nhưng các kích thước của từ quyển sao cho plasma bị từ trường dừng lại trước khi nó bị hấp dẫn bởi lực hấp dẫn. Một cơ chế tương tự hoạt động trong từ quyển của Trái đất, đó là lý do tại sao loại sao neutron này có tên như vậy.

Ghi chú

1. Dmitry Trunin. Các nhà vật lý thiên văn đã làm rõ khối lượng giới hạn của sao neutron (vô thời hạn) . nplus1.ru. Truy cập ngày 18 tháng 1 năm 2018.
2. H. Quaintrell và cộng sự. Khối lượng của sao neutron trong Vela X-1 và các dao động không hướng tâm gây ra ngăn nắp trong GP Vel // Thiên văn và Vật lý thiên văn. - Tháng 4 năm 2003. - Số 401. - trang 313-323. - arXiv: astro-ph / 0301243.
3. P. B. Demorest, T. Pennucci, S. M. Ransom, M. S. E. Roberts & J. W. T. Hessels. Một ngôi sao neutron có khối lượng bằng hai mặt trời được đo bằng độ trễ Shapiro // Nature. - 2010. - Tập. 467. - P. 1081-1083.

Nó xảy ra sau một vụ nổ siêu tân tinh.

Đây là hoàng hôn của cuộc đời một ngôi sao. Lực hấp dẫn của nó mạnh đến mức nó ném các electron ra khỏi quỹ đạo của nguyên tử, biến chúng thành neutron.

Khi cô ấy mất đi sự hỗ trợ của áp lực bên trong, cô ấy gục ngã, và điều này dẫn đến vụ nổ siêu tân tinh.

Phần còn lại của thiên thể này trở thành Sao neutron, có khối lượng gấp 1,4 lần khối lượng Mặt trời, và bán kính gần bằng bán kính Manhattan của Hoa Kỳ.

Khối lượng của một khối đường có khối lượng riêng bằng một ngôi sao nơtron là ...

Ví dụ, nếu chúng ta lấy một miếng đường có thể tích 1 cm 3 và tưởng tượng rằng nó được làm bằng vấn đề của một ngôi sao neutron, khi đó khối lượng của nó sẽ xấp xỉ một tỷ tấn. Con số này tương đương với khối lượng của khoảng 8 nghìn hàng không mẫu hạm. vật nhỏ với mật độ đáng kinh ngạc!

Một ngôi sao neutron mới sinh tự hào có tốc độ quay cao. Khi một ngôi sao lớn biến thành một neutron, tốc độ quay của nó sẽ thay đổi.

Một ngôi sao neutron quay là một máy phát điện tự nhiên. Sự quay của nó tạo ra một từ trường mạnh mẽ. Lực từ tính khổng lồ này bắt giữ các điện tử và các hạt khác của nguyên tử và đưa chúng vào sâu trong vũ trụ với tốc độ cực lớn. Các hạt tốc độ cao có xu hướng phát ra bức xạ. Sự nhấp nháy mà chúng ta quan sát được ở các ngôi sao xung là bức xạ của các hạt này.Nhưng chúng ta chỉ nhận thấy nó khi bức xạ của nó hướng theo hướng của chúng ta.

Một ngôi sao neutron đang quay là một sao xung, một vật thể kỳ lạ xuất hiện sau một vụ nổ siêu tân tinh. Đây là dấu chấm hết cho cuộc đời của cô ấy.

Mật độ của các sao neutron được phân bố khác nhau. Chúng có một lớp vỏ dày đặc đến khó tin. Nhưng các lực bên trong một ngôi sao neutron có khả năng phá vỡ lớp vỏ. Và khi điều này xảy ra, ngôi sao sẽ điều chỉnh vị trí của nó, dẫn đến sự thay đổi trong chuyển động quay của nó. Điều này được gọi là: vỏ cây bị nứt. Một vụ nổ xảy ra trên một ngôi sao neutron.

Bài viết

ngôi sao neutron
Ngôi sao neutron

ngôi sao neutron - một ngôi sao siêu đặc được hình thành do kết quả của một vụ nổ siêu tân tinh. Chất của một sao neutron chủ yếu bao gồm các neutron.
Một ngôi sao neutron có mật độ hạt nhân (10 14 -10 15 g / cm 3) và bán kính điển hình là 10 - 20 km. Lực hấp dẫn hơn nữa của một ngôi sao neutron bị ngăn cản bởi áp suất của vật chất hạt nhân, phát sinh do sự tương tác của các neutron. Áp suất của một khí neutron dày đặc hơn nhiều suy biến này có thể giữ cho khối lượng lên tới 3M khỏi sự sụp đổ của trọng trường. Do đó, khối lượng của một ngôi sao neutron thay đổi trong khoảng (1,4-3) M.

Cơm. 1. Tiết diện của một ngôi sao nơtron có khối lượng 1,5M và bán kính R = 16 km. Mật độ ρ được tính bằng g / cm 3 trong các phần khác nhau của ngôi sao.

Neutrino sinh ra tại thời điểm siêu tân tinh sụp đổ, nhanh chóng làm nguội sao neutron. Nhiệt độ của nó ước tính giảm từ 10 11 xuống 10 9 K trong khoảng 100 s. Hơn nữa, tốc độ làm mát giảm. Tuy nhiên, nó cao trên quy mô vũ trụ. Sự giảm nhiệt độ từ 10 9 đến 10 8 K xảy ra trong 100 năm và xuống 10 6 K trong một triệu năm.
Có ≈ 1200 vật thể đã biết được xếp vào loại sao neutron. Khoảng 1000 trong số chúng nằm trong thiên hà của chúng ta. Cấu trúc của một ngôi sao neutron có khối lượng 1,5M và bán kính 16 km được thể hiện trong Hình. 1: I là một lớp mỏng bên ngoài gồm các nguyên tử dày đặc. Vùng II là một mạng tinh thể gồm các hạt nhân nguyên tử và các êlectron suy biến. Vùng III là một lớp rắn của hạt nhân nguyên tử không bão hòa với neutron. IV - lõi lỏng, bao gồm chủ yếu là các nơtron suy biến. Vùng V tạo thành lõi hadronic của sao neutron. Nó, ngoài nucleon, có thể chứa các pion và hyperon. Trong phần này của một ngôi sao neutron, có thể xảy ra sự chuyển đổi chất lỏng neutron sang trạng thái tinh thể rắn, sự xuất hiện của chất ngưng tụ pion và sự hình thành của plasma quark-gluon và hyperon. Các chi tiết riêng lẻ về cấu trúc của một ngôi sao neutron hiện đang được xác định.
Rất khó phát hiện sao neutron bằng phương pháp quang học do kích thước nhỏ và độ phát sáng thấp. Năm 1967, E. Hewish và J. Bell (Đại học Cambridge) đã khám phá ra nguồn vũ trụ phát xạ vô tuyến tuần hoàn - sao xung. Chu kỳ lặp lại của các xung vô tuyến của các xung là hoàn toàn không đổi và đối với hầu hết các xung nằm trong khoảng từ 10 -2 đến vài giây. Pulsar đang quay các ngôi sao neutron. Chỉ những vật thể nhỏ gọn với các đặc tính của sao neutron mới có thể giữ nguyên hình dạng của chúng mà không bị sụp đổ ở tốc độ quay như vậy. Sự bảo toàn momen động lượng và từ trường trong quá trình sụp đổ của siêu tân tinh và sự hình thành của sao neutron dẫn đến sự ra đời của các pulsar quay nhanh với từ trường rất mạnh 10 10 –10 14 G. Từ trường quay theo ngôi sao neutron, tuy nhiên, trục của trường này không trùng với trục quay của ngôi sao. Với sự quay như vậy, bức xạ vô tuyến của một ngôi sao lướt qua Trái đất giống như một chùm đèn hiệu. Mỗi khi chùm tia đi qua Trái đất và chạm vào một người quan sát trên Trái đất, kính viễn vọng vô tuyến sẽ phát hiện ra một xung ngắn của phát xạ vô tuyến. Tần số lặp lại của nó tương ứng với chu kỳ quay của sao neutron. Bức xạ của một ngôi sao neutron phát sinh do thực tế là các hạt mang điện (electron) từ bề mặt của ngôi sao chuyển động ra ngoài dọc theo đường sức từ, phát ra sóng điện từ. Đây là cơ chế phát xạ vô tuyến của một pulsar, lần đầu tiên được đề xuất bởi