Нейтронная звезда

Материал из Википедии — свободной энциклопедии
Перейти к: навигация, поиск
Строение нейтронной звезды.

Нейтро́нная звезда́ — 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/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. Считается, что нейтронные звёзды рождаются во время вспышек сверхновых звёзд.

Общие сведения[править | править вики-текст]

Массы большинства известных нейтронных звёзд близки к 1,44 массы Солнца, что равно значению предела Чандрасекара. Теоретически же допустимы нейтронные звёзды с массами от 1,4 до примерно 2,5 солнечных масс, однако эти значения в настоящее время известны весьма неточно. Самые массивные нейтронные звёзды из открытых — Vela X-1 (имеет массу не менее 1,88±0,13 солнечных масс на уровне , что соответствует уровню значимости α≈34 %)[1] и PSR J1614-2230 (англ.) (с оценкой массы 1,97±0,04 солнечных)[2][3][4]. 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.[5]

Магнитное поле на поверхности нейтронных звёзд достигает значения 1012—1013 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 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 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 являются одиночными. Всего в нашей Галактике может находиться 108—109 нейтронных звёзд, то есть порядка 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 случае видна с Земли в разных спектральных диапазонах, включая оптический, на который приходится около 0,003 % излучаемой энергии (соответствует 10 звёздной величине).[6]

История открытия[править | править вики-текст]

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

Нейтронные звёзды — одни из немногих астрономических объектов, которые были теоретически предсказаны до открытия наблюдателями.

В 1933 году астрономы Вальтер Бааде и Фриц Цвикки предположили, что нейтронные звёзды могут образовываться в результате взрыва сверхновой. Теоретические расчёты того времени показали, что излучение нейтронных звёзд слишком слабо, и их невозможно обнаружить. О нейтронных звёздах на время забыли. В 1967 году Джоселин Белл, аспирантка Э. Хьюиша, открыла объекты, излучающие регулярные импульсы радиоволн. Этот феномен был объяснён как узко направленный радиолуч от быстро вращающегося объекта — своеобразный «космический маяк». Но обычные звёзды разрушились бы от столь высокой скорости вращения. На роль таких маяков могли подходить только нейтронные звёзды. Пульсар PSR B1919+21 считается первой открытой нейтронной звездой.

Классификация нейтронных звёзд[править | править вики-текст]

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. Ниже представлена номенклатура нейтронных звёзд в порядке убывания скорости вращения, согласно монографии В.М. Липунова.[7] Поскольку теория магнитосфер пульсаров находится в развитии, существуют альтернативные теоретические модели (см. недавний обзор[8] и ссылки там).

Эжектор (радиопульсар)[править | править вики-текст]

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 R_L=c/\omega 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 (от фр. éjecter — извергать, выталкивать) релятивистские заряженные частицы, которые излучают в радиодиапазоне. Для наблюдателя эжекторы выглядят как радиопульсары.

Пропеллер[править | править вики-текст]

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)[править | править вики-текст]

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[править | править вики-текст]

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.

См. также[править | править вики-текст]

Примечания[править | править вики-текст]

  1. 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. — arΧiv:astro-ph/0301243
  2. 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. — Т. 467. — С. 1081—1083.
  3. Открыта самая тяжёлая из известных нейтронная звезда
  4. «Сверхтяжелая» нейтронная звезда отрицает теорию «свободных» кварков. РИА Новости (29 октября 2010). Проверено 30 октября 2010. Архивировано из первоисточника 16 октября 2012.
  5. Рождению странных звезд помогает темная материя? Elementy.ru, 2010
  6. [1] Е. Шиховцев. Визит нейтронной звезды, 2013
  7. В. М. Липунов. Астрофизика нейтронных звёзд. — Наука. — 1987. — С. 90.
  8. Бескин В.С., Истомин Я.Н., Филиппов А.А. Радиопульсары — поиски истины // Успехи физических наук. — 2013. — Т. 183. — № 10. — С. 179–194. — DOI:10.3367/UFNr.0183.201302e.0179

Литература[править | править вики-текст]

Ссылки[править | править вики-текст]