Neutronová hvězda

Neutronová hvězda  je vesmírné těleso , které je jedním z možných výsledků evoluce hvězd , sestávající převážně z neutronového jádra pokrytého relativně tenkou (asi 1 km) kůrou hmoty ve formě těžkých atomových jader a elektronů .

Hmotnosti neutronových hvězd jsou srovnatelné s hmotností Slunce , ale typický poloměr neutronové hvězdy je pouze 10-20 kilometrů . Průměrná hustota látky takového objektu je tedy několikanásobně vyšší než hustota atomového jádra (která je pro těžká jádra v průměru 2,8⋅10 17 kg/m³). Další gravitační kompresi neutronové hvězdy brání tlak jaderné hmoty , který vzniká interakcí neutronů.

Mnoho neutronových hvězd má extrémně vysokou axiální rotaci, až několik set otáček za sekundu. Podle moderních koncepcí vznikají neutronové hvězdy jako výsledek výbuchů supernov .

Formace

Každá hvězda hlavní posloupnosti s počáteční hmotností větší než 8krát větší než Slunce ( M ⊙ ) se může v procesu evoluce vyvinout v neutronovou hvězdu. Jak se hvězda vyvíjí, veškerý vodík v jejím nitru shoří a hvězda klesá z hlavní posloupnosti . Uvolňování energie ve hvězdě je po určitou dobu zajištěno syntézou těžších jader z jader helia , ale tato syntéza končí poté, co se všechna lehčí jádra promění v jádra s atomovým číslem blízkým atomovému číslu železa - prvky s nejvyšší jaderná vazebná energie.

Když je veškeré jaderné palivo v aktivní zóně spotřebováno, je jádro chráněno před gravitační kontrakcí pouze tlakem degenerovaného elektronového plynu .

S dalším stlačováním vnějších vrstev hvězdy, kde stále probíhají reakce termojaderné fúze, jak lehká jádra vyhoří, se stlačení jádra hvězdy zvyšuje a hmotnost jádra hvězdy začíná překračovat Chandrasekharovu mez . Tlak degenerovaného elektronového plynu přestane stačit k udržení hydrostatické rovnováhy a jádro začne rychle kondenzovat, v důsledku čehož jeho teplota stoupne nad 5⋅10 9  K . Při takových teplotách dochází působením tvrdého záření gama k fotodisociaci jader železa na částice alfa . S následným zvýšením teploty se elektrony a protony spojují v neutrony v procesu záchytu elektronů . V souladu se zákonem zachování leptonového náboje se v tomto případě tvoří mohutný proud elektronových neutrin .

Když hustota hvězdy dosáhne jaderné hustoty 4⋅10 17  kg/m 3 , tlak degenerovaného neutronového ideálního Fermi-Diracova plynu zastaví kontrakci. Pád vnějšího obalu hvězdy na neutronové jádro se zastaví a to je odmrštěno od jádra hvězdy tokem neutrin, protože při velmi vysokých teplotách v hroutícím se obalu se materiál obalu stává pro neutrina neprůhledný a hvězda se promění v supernovu. Po rozptýlení vnějšího obalu od hvězdy zůstane hvězdný zbytek – neutronová hvězda.

Pokud hmotnost tohoto zbytku přesáhne 3 M ⊙ , kolaps hvězdy pokračuje a objeví se černá díra [1] .

Když se jádro masivní hvězdy během exploze supernovy typu II , supernovy typu Ib nebo supernovy typu Ic smrští a zhroutí do neutronové hvězdy, zachová si většinu svého původního momentu hybnosti . Protože je ale poloměr zbytku hvězdy mnohonásobně menší než poloměr mateřské hvězdy, moment setrvačnosti zbytku prudce klesá a v souladu se zákonem zachování momentu hybnosti získává neutronová hvězda velmi vysoká úhlová rychlost otáčení, která se po velmi dlouhou dobu postupně snižuje. Neutronové hvězdy jsou známé s dobou rotace od 1,4 ms do 30 ms.

Vysoká hustota neutronové hvězdy při malých rozměrech je způsobena jejím velmi vysokým zrychlením volného pádu na povrch s typickými hodnotami v rozmezí od 10 12 do 10 13 m/s 2 , což je více než 10 11krát větší než na povrch Země [2] . S tak vysokou gravitací mají neutronové hvězdy únikové rychlosti v rozmezí od 100 000 km/s do 150 000 km/s, tedy třetinovou až poloviční rychlost světla . Gravitace neutronové hvězdy urychluje hmotu dopadající na ni na obrovské rychlosti. Síla jeho dopadu je pravděpodobně dostatečná ke zničení atomů padající hmoty a může tuto hmotu proměnit v neutrony.

Obecné informace

Mezi neutronovými hvězdami se spolehlivě změřenými hmotnostmi má většina z nich hmotnost mezi 1,3 a 1,5 hmotnosti Slunce , což se blíží hodnotě Chandrasekharova limitu . Teoreticky jsou přijatelné neutronové hvězdy s hmotností od 0,1 do asi 2,16 [3] hmotnosti Slunce. Nejhmotnější známé neutronové hvězdy jsou Vela X-1 (má hmotnost minimálně 1,88 ± 0,13 hmotnosti Slunce na hladině 1σ , což odpovídá hladině významnosti α≈34 %) [4] , PSR J1614–2230 (s odhadem hmotnosti 1,97±0,04 sluneční) [5] [6] [7] , PSR J0348+0432 (s odhadem hmotnosti 2,01±0,04 slunečního záření) a nakonec PSR J0740+6620 (s odhadem hmotnosti podle různých zdroje 2,14 nebo 2,17 solární). Gravitační kontrakci neutronových hvězd brání tlak degenerovaného neutronového plynu . Maximální hodnota hmotnosti neutronové hvězdy je dána Oppenheimer-Volkovovým limitem , který je v současné době neznámý, protože rovnice stavu hmoty při jaderných hustotách zůstává špatně pochopena. Existují teoretické předpoklady, že při ještě větším nárůstu hustoty nad jadernou hustotu je možný přechod hmoty z neutronových hvězd na kvarkové [8] .

Magnetické pole na povrchu neutronových hvězd dosahuje hodnoty 10 12 -10 13 gaussů (pro srovnání Země má asi 1 gauss). Jsou to procesy v magnetosféře neutronových hvězd, které jsou zodpovědné za radiovou emisi pulsarů . Od 90. let 20. století jsou některé neutronové hvězdy klasifikovány jako magnetary  – hvězdy s magnetickým polem řádově 10 14 G a vyšším.

Když síla magnetického pole překročí „kritickou“ hodnotu 4,414⋅10 13 G, při které energie interakce magnetického momentu elektronu s magnetickým polem překročí jeho klidovou energii m e c² , nabývají na významu specifické relativistické efekty, polarizace fyzikálního vakua atd.

Do roku 2015 bylo objeveno více než 2500 neutronových hvězd. Asi 90 % z nich jsou jednotlivé hvězdy, zbytek je součástí více hvězdných systémů.

Celkem vzato v naší Galaxii může být podle odhadů 10 8 -10 9 neutronových hvězd, přibližně jedna neutronová hvězda na tisíc běžných hvězd.

Neutronové hvězdy se vyznačují vysokou rychlostí vlastního pohybu (obvykle stovky km/s). V důsledku akrece mezihvězdného plynu na povrchu neutronové hvězdy lze neutronovou hvězdu pozorovat ze Země v různých spektrálních rozsazích, včetně optického, což představuje asi 0,003 % celkové energie emitované hvězdou (odpovídá 10 absolutní hvězdná velikost ) [9] .

Budova

U neutronové hvězdy lze konvenčně rozlišit pět vrstev: atmosféru, vnější kůru, vnitřní kůru, vnější jádro a vnitřní jádro.

Atmosféra neutronové hvězdy je velmi tenká vrstva plazmatu (od desítek centimetrů u horkých hvězd po milimetry u studených), ve které vzniká tepelné záření neutronové hvězdy [10] .

Vnější kůra se skládá z jader a elektronů a je silná několik set metrů. V tenké (ne více než několik metrů) připovrchové vrstvě horké vnější kůry neutronové hvězdy je elektronový plyn v nedegenerovaném stavu, v hlubších vrstvách je elektronový plyn degenerovaný, s rostoucí hloubkou jeho degenerace se stává relativistickým a ultrarelativistickým [10] .

Vnitřní kůra se skládá z elektronů, volných neutronů a atomových jader s přebytkem neutronů. S rostoucí hloubkou se zvyšuje podíl volných neutronů, zatímco podíl atomových jader klesá. Tloušťka vnitřní kůry může dosahovat několika kilometrů [10] .

Vnější jádro tvoří neutrony s malou příměsí (několik procent) protonů a elektronů. U neutronových hvězd s nízkou hmotností může vnější jádro zasahovat až do středu hvězdy [10] .

Masivní neutronové hvězdy mají také vnitřní jádro. Jeho poloměr může dosáhnout několika kilometrů, hustota ve středu jádra může překročit hustotu atomových jader 10-15krát. Složení a stavová rovnice látky vnitřního jádra nejsou s jistotou známy. Existuje několik hypotéz, z nichž tři nejpravděpodobnější jsou: 1) kvarkové jádro, ve kterém se neutrony rozpadají na své základní kvarky up a down; 2) hyperonové jádro baryonů, včetně podivných kvarků; a 3) kaonové jádro, sestávající z dvoukvarkových mezonů, včetně podivných (anti)kvarků. V současné době je však nemožné potvrdit nebo vyvrátit žádnou z těchto hypotéz [10] [11] .

Chlazení neutronových hvězd

V době zrodu neutronové hvězdy v důsledku výbuchu supernovy je její teplota velmi vysoká - asi 10 11 K (tedy o 4 řády vyšší než teplota ve středu Slunce), ale klesá velmi rychle v důsledku ochlazování neutrin . Během několika minut teplota klesne z 10 11 na 10 9 K a za měsíc na 10 8 K. Potom svítivost neutrin prudce klesá (velmi závisí na teplotě) a ochlazování díky fotonu probíhá mnohem pomaleji. (tepelné) záření z povrchu. Povrchová teplota známých neutronových hvězd, pro které byla měřena, je v řádu 10 5 -10 6 K (ačkoli jádro je zjevně mnohem teplejší) [10] .

Historie objevů

Neutronové hvězdy jsou jednou z mála tříd kosmických objektů , které byly teoreticky předpovězeny před objevením pozorovateli.

Poprvé myšlenku existence hvězd se zvýšenou hustotou ještě před objevem neutronu, který provedl Chadwick na začátku února 1932, vyslovil slavný sovětský vědec Lev Landau . Takže ve svém článku „O theorii hvězd“ , napsaném v únoru 1931, ale z neznámých důvodů opožděně publikovaném až 29. února 1932 - o více než rok později, píše: „Očekáváme, že toto všechno [porušení zákony kvantové mechaniky] by se mělo projevit, když se hustota hmoty stane tak velkou, že se atomová jádra dostanou do těsného kontaktu a vytvoří jedno obří jádro.

V prosinci 1933 na sjezdu Americké fyzikální společnosti (15.-16. prosince 1933) astronomové Walter Baade a Fritz Zwicky učinili první přesnou předpověď existence neutronových hvězd. Zejména rozumně navrhli, že by při výbuchu supernovy mohla vzniknout neutronová hvězda . Teoretické výpočty ukázaly, že záření neutronové hvězdy v optickém dosahu je příliš slabé na to, aby mohlo být detekováno pomocí tehdejších optických astronomických přístrojů.

Zájem o neutronové hvězdy vzrostl v 60. letech 20. století, kdy se začala rozvíjet rentgenová astronomie , protože teorie předpovídala, že jejich tepelné záření vrcholí v oblasti měkkého rentgenového záření. Nečekaně však byly objeveny při rádiových pozorováních . V roce 1967 Jocelyn Bellová , postgraduální studentka E. Hewishe , objevila předměty , které vyzařují pravidelné rádiové pulsy. Tento jev byl vysvětlen úzkým směrem radiového paprsku z rychle rotujícího vesmírného objektu – jakéhosi „kosmického rádiového majáku“. Ale každá obyčejná hvězda by se zhroutila vlivem odstředivých sil při tak vysoké rychlosti rotace. Pouze neutronové hvězdy byly vhodné pro roli takových "vesmírných majáků". Pulsar PSR B1919+21 je považován za první objevenou neutronovou hvězdu.

Klasifikace neutronových hvězd

Interakce neutronové hvězdy s okolní hmotou je určena dvěma hlavními parametry a v důsledku toho jejich pozorovatelnými projevy: periodou (rychlostí) rotace a velikostí magnetického pole. V průběhu času hvězda spotřebuje svou rotační energii a její rotace se zpomalí. Slábne i magnetické pole. Z tohoto důvodu může neutronová hvězda během svého života změnit svůj typ. Níže je uvedena nomenklatura neutronových hvězd v sestupném pořadí podle rychlosti rotace podle monografie V. M. Lipunova [12] . Vzhledem k tomu, že teorie pulsarových magnetosfér je stále ve vývoji, existují alternativní teoretické modely (viz nedávný přehled [13] a tam uvedené odkazy).

Ejektor ( rádiový pulsar )

Silná magnetická pole a krátká doba rotace. V nejjednodušším modelu magnetosféry se magnetické pole otáčí strnule, tedy stejnou úhlovou rychlostí jako tělo neutronové hvězdy. Při určitém poloměru se lineární rychlost rotace pole blíží rychlosti světla . Tento poloměr se nazývá „poloměr světelného válce“. Za tímto poloměrem nemůže existovat obvyklé dipólové magnetické pole, takže siločáry pole se v tomto bodě přeruší. Nabité částice pohybující se podél magnetických siločar mohou opustit neutronovou hvězdu přes takové útesy a odletět do mezihvězdného prostoru. Neutronová hvězda tohoto typu „vyhazuje“ (z anglického eject  - vyvrhnout, vytlačit) relativisticky nabité částice, které vyzařují v rádiovém dosahu . Ejektory jsou pozorovány jako rádiové pulsary .  

"Vrtule"

Rychlost rotace již nestačí k vymrštění částic, takže taková hvězda nemůže být rádiový pulsar . Rychlost rotace je však stále vysoká a hmota zachycená magnetickým polem obklopujícím neutronovou hvězdu nemůže spadnout na povrch, to znamená, že hmota neakreuje . Neutronové hvězdy tohoto typu jsou prakticky nepozorovatelné a špatně studované.

Accretor ( Rentgenový pulsar )

Rychlost rotace je snížena natolik, že nyní již nic nebrání tomu, aby hmota spadla na takovou neutronovou hvězdu. Při pádu se hmota, již ve stavu plazmatu, pohybuje po čarách magnetického pole a naráží na povrch těla neutronové hvězdy v oblasti jejích pólů, přičemž se zahřívá až na desítky milionů stupňů. Hmota zahřátá na tak vysoké teploty jasně září v oblasti měkkého rentgenového záření . Velikost oblasti, ve které se dopadající hmota srazí s povrchem těla neutronové hvězdy, je velmi malá – jen asi 100 metrů. Tato horká skvrna je periodicky zatemňována hvězdným tělesem v důsledku rotace hvězdy, takže jsou pozorovány pravidelné rentgenové pulsace. Takové objekty se nazývají rentgenové pulsary .

Georotátor

Rychlost rotace takových neutronových hvězd je nízká a nebrání akreci. Ale rozměry magnetosféry jsou takové, že plazma je zastaveno magnetickým polem dříve, než je zachyceno gravitací. Podobný mechanismus funguje v zemské magnetosféře , a proto tento typ neutronových hvězd dostal své jméno.

Ergostar

Teoreticky možná stabilní varieta neutronové hvězdy s ergosférou [14] . Ergostars pravděpodobně vznikají v procesu slučování neutronových hvězd.

Poznámky

  1. ↑ Bally, John; Reipurth, Bo. Zrození hvězd a planet . — ilustrovaný. - Cambridge University Press , 2006. - S. 207. - ISBN 978-0-521-80105-8 .
  2. ↑ Haensel, Pawel; Potekhin, Alexander Y.; Jakovlev, Dmitrij G. Neutronové hvězdy. - Springer, 2007. - ISBN 978-0-387-33543-8 .
  3. ↑ Dmitrij Trunin. Astrofyzici vylepšili limitní hmotnost neutronových hvězd . nplus1.ru. Získáno 18. ledna 2018. Archivováno z originálu 25. března 2019.
  4. ↑ H. Quaintrell et al. Hmotnost neutronové hvězdy ve Vela X-1 a slapově indukované neradiální oscilace v GP Vel  // Astronomie a astrofyzika  . - EDP Sciences , duben 2003. - Ne. 401 . - str. 313-323 . - arXiv : astro-ph/0301243 .
  5. ↑ Demorest PB, Pennucci T., Ransom SM, Roberts MSE & Hessels JWT Neutronová hvězda o dvou slunečních hmotnostech měřená pomocí Shapiro delay   // Nature . - 2010. - Sv. 467 . - S. 1081-1083 .
  6. ↑ Objevena nejtěžší známá neutronová hvězda
  7. ↑ „Supertěžká“ neutronová hvězda popírá teorii „volných“ kvarků . RIA Novosti (29. října 2010). Získáno 30. října 2010. Archivováno z originálu 16. října 2012.
  8. ↑ Pomáhá temná hmota zrodu podivných hvězd? Archivováno 18. listopadu 2011 na Wayback Machine Elementy.ru, 2010
  9. ↑ E. Shikhovtsev Návštěva neutronové hvězdy Archivní kopie z 23. února 2014 na Wayback Machine . 2013
  10. ↑ 1 2 3 4 5 6 UFN, 1999 .
  11. ↑ Měkký nebo tvrdý? Spor o to, co je uvnitř neutronové hvězdy / Sudo Null IT News Získáno 25. března 2019. Archivováno z originálu dne 25. března 2019.
  12. ↑ V. M. Lipunov. Astrofyzika neutronových hvězd. - Věda. - 1987. - S. 90.
  13. ↑ Beskin V.S., Istomin Ya.N., Filippov A.A. Rádiové pulsary - hledání pravdy  // Uspekhi fizicheskikh nauk . - Ruská akademie věd , 2013. - T. 183 , č. 10 . - S. 179-194 . - doi : 10.3367/UFNr.0183.201302e.0179 .
  14. ↑ arXiv.org Antonios Tsokaros, Milton Ruiz, Lunan Sun, Stuart L. Shapiro, Kōji Uryū 8. července 2019 Dynamicky stabilní ergostars existují! Archivováno 11. srpna 2019 na Wayback Machine

Literatura

Odkazy

  Přejděte na položku Wikidata  Slovníky a encyklopedie