Kevin Gill / flickr.com

Němečtí astrofyzici objasnili maximální možnou hmotnost neutronové hvězdy na základě výsledků měření gravitačních vln a elektromagnetického záření z. Ukázalo se, že hmotnost nerotující neutronové hvězdy nemůže být větší než 2,16 hmotnosti Slunce, uvádí článek publikovaný v Astrophysical Journal Letters.

Neutronové hvězdy jsou ultrahusté kompaktní hvězdy, které vznikají při explozích supernov. Poloměr neutronových hvězd nepřesahuje několik desítek kilometrů a jejich hmotnost může být srovnatelná s hmotností Slunce, což vede k obrovské hustotě hvězdné hmoty (asi 10 17 kilogramů na metr krychlový). Hmotnost neutronové hvězdy přitom nemůže překročit určitou mez – objekty o velkých hmotnostech se vlivem vlastní gravitace zhroutí do černých děr.

Podle různé odhady, horní limit protože hmotnost neutronové hvězdy leží v rozmezí od dvou do tří hmotností Slunce a závisí na stavové rovnici a také na rychlosti rotace hvězdy. V závislosti na hustotě a hmotnosti hvězdy vědci rozlišují několik různé typy hvězd, schematický diagram je znázorněn na obrázku. Za prvé, nerotující hvězdy nemohou mít hmotnost větší než M TOV (bílá oblast). Za druhé, když hvězda rotuje s konstantní rychlost, jeho hmotnost může být buď menší než M TOV (světle zelená plocha) nebo více (světle zelená), přesto by neměla překročit další limit, M max. Konečně, neutronová hvězda s proměnnou rychlostí otáčení může mít teoreticky libovolnou hmotnost (červené oblasti různého jasu). Vždy byste si však měli pamatovat, že hustota rotujících hvězd nemůže být větší než určitá hodnota, jinak se hvězda stejně zhroutí do černé díry (svislá čára v diagramu odděluje stabilní řešení od nestabilních).

Diagram různých typů neutronových hvězd na základě jejich hmotnosti a hustoty. Křížek označuje parametry objektu vzniklého po sloučení hvězd binárního systému, tečkované čáry označují jednu ze dvou možností vývoje objektu

L. Rezzolla a kol. / The Astrophysical Journal

Tým astrofyziků vedený Lucianem Rezzollou stanovil nové, přesnější limity maximální možné hmotnosti nerotující neutronové hvězdy M TOV. Ve své práci vědci použili data z předchozích studií, věnované procesům, který nastal v systému dvou splývajících neutronových hvězd a vedl k emisi gravitačních (událost GW170817) a elektromagnetických (GRB 170817A) vln. Současná registrace těchto vln se ukázala jako velmi důležitá událost pro vědu si o tom můžete přečíst více v našem a v materiálu.

Z předchozích prací astrofyziků vyplývá, že po splynutí neutronových hvězd vznikla hypermasivní neutronová hvězda (tedy její hmotnost M > M max), která se následně vyvíjela podle jednoho ze dvou možných scénářů a po krátké době času se změnil v černou díru (přerušované čáry v diagramu). Pozorování elektromagnetické složky záření hvězdy ukazuje na první scénář, ve kterém baryonická hmotnost hvězdy zůstává v podstatě konstantní a gravitační hmotnost klesá relativně pomalu v důsledku emise gravitačních vln. Na druhou stranu záblesk gama ze systému dorazil téměř současně s gravitačními vlnami (pouze o 1,7 sekundy), což znamená, že bod přeměny v černou díru by měl ležet blízko M max.

Pokud tedy vysledujete vývoj hypermasivní neutronové hvězdy zpět do výchozí stav, jehož parametry byly s dobrou přesností vypočteny v předchozích dílech, najdeme hodnotu M max, která nás zajímá. Když známe M max, není těžké najít M TOV, protože tyto dvě hmotnosti spolu souvisí vztahem M max ≈ 1,2 M TOV. V tomto článku astrofyzici provedli takové výpočty pomocí takzvaných „univerzálních vztahů“, které dávají do souvislosti parametry neutronových hvězd různých hmotností a nezávisí na typu stavové rovnice jejich hmoty. Autoři zdůrazňují, že jejich výpočty využívají pouze jednoduché předpoklady a nespoléhají na numerické simulace. Konečný výsledek pro maximální možnou hmotnost byl mezi 2,01 a 2,16 hmotnosti Slunce. Dolní mez pro něj byla dříve získána z pozorování masivních pulsarů v binárních systémech – jednoduše řečeno, maximální hmotnost nemůže být menší než 2,01 hmotnosti Slunce, protože astronomové skutečně pozorovali neutronové hvězdy s tak velkou hmotností.

Dříve jsme psali o tom, jak astrofyzici pomocí počítačových simulací odhadovali hmotnost a poloměr neutronových hvězd, jejichž sloučení vedlo k událostem GW170817 a GRB 170817A.

Dmitrij Trunin

V astrofyzice, stejně jako v každém jiném oboru vědy, jsou nejzajímavější evoluční problémy spojené s věčnými otázkami „co se stalo? a to bude?". Už víme, co se stane s hvězdnou hmotou přibližně rovnou hmotnosti našeho Slunce. Taková hvězda, která prošla etapou červený obr, bude bílý trpaslík. Bílí trpaslíci na Hertzsprung-Russellově diagramu leží mimo hlavní sekvenci.

Bílí trpaslíci jsou koncem vývoje hvězd sluneční hmoty. Jsou jakousi evoluční slepou uličkou. Pomalé a tiché vymírání je konec cesty pro všechny hvězdy s hmotností menší než Slunce. A co hmotnější hvězdy? Viděli jsme, že jejich životy byly plné bouřlivých událostí. Nabízí se ale přirozená otázka: jak skončí monstrózní kataklyzmata pozorovaná v podobě výbuchů supernov?

V roce 1054 se na nebi zableskla hostující hvězda. Bylo vidět na obloze i ve dne a zhaslo až o několik měsíců později. Dnes vidíme pozůstatky této hvězdné katastrofy v podobě jasného optického objektu označeného M1 v katalogu mlhovin Messier. To je famózní Krabí mlhovina- pozůstatek výbuchu supernovy.

Ve 40. letech našeho století začal studovat americký astronom V. Baade centrální část„Krab“, aby se pokusil najít hvězdný pozůstatek po výbuchu supernovy ve středu mlhoviny. Mimochodem, jméno „krab“ dal tomuto objektu v 19. století anglický astronom Lord Ross. Baade našel kandidáta na hvězdný zbytek v podobě hvězdičky 17t.

Astronom měl ale smůlu, neměl vhodné vybavení pro podrobné studium, a proto si nemohl všimnout, že tato hvězda bliká a pulzuje. Pokud by perioda těchto pulsací jasnosti nebyla 0,033 sekundy, ale řekněme několik sekund, Baade by si toho nepochybně všiml, a pak by čest objevit první pulsar nepatřila A. Hewishovi a D. Bellovi.

Asi deset let předtím, než Baade namířil dalekohled na střed Krabí mlhovina, začali teoretičtí fyzici zkoumat stav hmoty při hustotách převyšujících hustotu bílých trpaslíků (106 - 107 g/cm3). Zájem o tuto problematiku vznikl v souvislosti s problémem závěrečných fází hvězdného vývoje. Je zajímavé, že jedním ze spoluautorů této myšlenky byl tentýž Baade, který spojil samotný fakt existence neutronové hvězdy s výbuchem supernovy.

Pokud je hmota stlačena na hustoty větší než u bílých trpaslíků, začnou takzvané neutronizační procesy. Obrovský tlak uvnitř hvězdy „pohání“ elektrony do atomových jader. V normální podmínky jádro, které absorbovalo elektrony, bude nestabilní, protože obsahuje nadbytek neutronů. To však není případ kompaktních hvězd. Jak se hustota hvězdy zvyšuje, elektrony degenerovaného plynu jsou postupně pohlcovány jádry a hvězda se postupně mění v obra. neutronová hvězda- kapka. Degenerovaný elektronový plyn je nahrazen degenerovaným neutronovým plynem o hustotě 1014-1015 g/cm3. Jinými slovy, hustota neutronové hvězdy je miliardkrát větší než hustota bílého trpaslíka.

Po dlouhou dobu byla tato monstrózní konfigurace hvězdy považována za hru myslí teoretiků. Přírodě trvalo více než třicet let, než potvrdila tuto vynikající předpověď. Ve stejných 30. letech byl vyroben další důležitý objev, která měla rozhodující vliv na celou teorii hvězdného vývoje. Chandrasekhar a L. Landau zjistili, že pro hvězdu, která vyčerpala zdroje jaderné energie, existuje určitá limitující hmotnost, kdy hvězda stále zůstává stabilní. Při této hmotnosti je tlak degenerovaného plynu stále schopen odolávat gravitačním silám. V důsledku toho má hmotnost degenerovaných hvězd (bílých trpaslíků, neutronových hvězd) konečnou mez (Chandrasekharova mez), jejíž překročení způsobí katastrofální stlačení hvězdy, její kolaps.

Všimněte si, že pokud je hmotnost jádra hvězdy mezi 1,2 M a 2,4 M, konečným „produktem“ vývoje takové hvězdy by měla být neutronová hvězda. S hmotností jádra menší než 1,2 M povede evoluce nakonec ke zrození bílého trpaslíka.

Co je to neutronová hvězda? Známe jeho hmotnost, víme také, že se skládá převážně z neutronů, jejichž velikosti jsou také známé. Odtud je snadné určit poloměr hvězdy. Ukázalo se, že je to blízko... 10 kilometrů! Určení poloměru takového objektu skutečně není obtížné, ale je velmi obtížné si vizuálně představit, že hmotu blízkou hmotnosti Slunce lze umístit do objektu, jehož průměr je o něco větší než délka ulice Profsoyuznaya v Moskvě. Toto je obří jaderná kapka, supernukleus prvku, který se do žádného nevejde periodické systémy a má nečekanou, zvláštní strukturu.

Hmota neutronové hvězdy má vlastnosti supratekuté kapaliny! Tato skutečnost je na první pohled těžko uvěřitelná, ale je to tak. Látka, stlačená do monstrózních hustot, připomíná do jisté míry kapalné helium. Kromě toho bychom neměli zapomínat, že teplota neutronové hvězdy je asi miliarda stupňů, a jak víme, supratekutost v pozemských podmínkách se objeví pouze při velmi nízkých teplotách.

Je pravda, že teplota nehraje zvláštní roli v chování samotné neutronové hvězdy, protože její stabilita je určena tlakem degenerovaného neutronového plynu - kapaliny. Struktura neutronové hvězdy je v mnoha ohledech podobná struktuře planety. Kromě „pláště“, který se skládá z látky s úžasnými vlastnostmi supravodivé kapaliny, má taková hvězda tenkou, tvrdou kůru o tloušťce asi kilometr. Předpokládá se, že kůra má zvláštní krystalickou strukturu. Zvláštní proto, že na rozdíl od nám známých krystalů, kde struktura krystalu závisí na konfiguraci elektronové obaly atom, v kůře neutronové hvězdy jsou atomová jádra bez elektronů. Vytvářejí proto mřížku připomínající kubické mřížky železa, mědi, zinku, ale podle toho s neměřitelně vyššími hustotami. Dále přichází na řadu plášť, o jehož vlastnostech jsme již mluvili. Ve středu neutronové hvězdy dosahují hustoty 1015 gramů na centimetr krychlový. Jinými slovy, lžička materiálu z takové hvězdy váží miliardy tun. Předpokládá se, že ve středu neutronové hvězdy se vyskytuje pokračující vzdělávání všechny známé v jaderné fyzice, stejně jako dosud neobjevené exotické elementární částice.

Neutronové hvězdy chladnou poměrně rychle. Odhady ukazují, že během prvních deseti až sto tisíc let teplota klesne z několika miliard na stovky milionů stupňů. Neutronové hvězdy rychle rotují a to vede k řadě velmi zajímavých důsledků. Mimochodem, právě malá velikost hvězdy umožňuje, aby během rychlé rotace zůstala neporušená. Pokud by její průměr nebyl 10, ale řekněme 100 kilometrů, odstředivé síly by ji prostě roztrhaly.

O poutavé historii objevu pulsarů jsme již mluvili. Okamžitě se objevila myšlenka, že pulsar je rychle rotující neutronová hvězda, protože ze všech známých hvězdných konfigurací pouze ona mohla zůstat stabilní a rotující vysokou rychlostí. Právě studium pulsarů umožnilo dospět k pozoruhodnému závěru, že neutronové hvězdy, objevené teoretiky „na špičce pera“, v přírodě skutečně existují a vznikají v důsledku výbuchů supernov. Obtíže s jejich detekcí v optickém dosahu jsou zřejmé, protože kvůli jejich malému průměru nelze většinu neutronových hvězd nanejvýš vidět. výkonné dalekohledy, i když, jak jsme viděli, jsou zde výjimky - pulsar v Krabí mlhovina.

Astronomové tedy zjistili nová třída předměty - pulsary, rychle rotující neutronové hvězdy. Nabízí se přirozená otázka: jaký je důvod tak rychlé rotace neutronové hvězdy, proč by se vlastně měla otáčet kolem své osy obrovskou rychlostí?

Důvod tohoto jevu je jednoduchý. Dobře víme, jak může bruslař zvýšit rychlost rotace, když přitiskne ruce blíže k tělu. Přitom využívá zákon zachování momentu hybnosti. Tento zákon není nikdy porušen a je to právě tento zákon, který při výbuchu supernovy mnohonásobně zvyšuje rychlost rotace jejího zbytku, pulsaru.

Při kolapsu hvězdy se totiž její hmotnost (to, co zbylo po výbuchu) nezmění, ale poloměr se zmenší asi stotisíckrát. Ale moment hybnosti, rovný součinu rychlosti rovníkové rotace hmotnosti a poloměru, zůstává stejný. Hmotnost se nemění, proto se rychlost musí zvýšit stejně stotisíckrát.

Podívejme se na jednoduchý příklad. Naše Slunce se otáčí poměrně pomalu kolem své vlastní osy. Doba tohoto střídání je přibližně 25 dní. Pokud by se tedy Slunce náhle stalo neutronovou hvězdou, doba jeho rotace by se zkrátila na jednu desetitisícinu sekundy.

Druhým důležitým důsledkem zákonů zachování je, že neutronové hvězdy musí být velmi silně magnetizovány. Ve skutečnosti v žádném přírodním procesu nemůžeme jednoduše zničit magnetické pole (pokud již existuje). Magnetické siločáry jsou navždy spojeny s hvězdnou hmotou, která má vynikající elektrickou vodivost. Velikost magnetického toku na povrchu hvězdy je rovna součinu velikosti intenzity magnetické pole na čtverec poloměru hvězdy. Tato hodnota je přísně konstantní. To je důvod, proč by se při smršťování hvězdy mělo magnetické pole velmi silně zvětšit. Zastavme se u tohoto jevu trochu podrobněji, protože právě tento jev určuje mnoho úžasných vlastností pulsarů.

Sílu magnetického pole lze měřit na povrchu naší Země. Dostaneme malou hodnotu asi jeden gauss. V dobré fyzikální laboratoři lze získat magnetická pole o velikosti milionu gaussů. Na povrchu bílých trpaslíků dosahuje síla magnetického pole sta milionů gaussů. Nedaleko je pole ještě silnější – až deset miliard gaussů. Ale na povrchu neutronové hvězdy příroda dosahuje absolutního rekordu. Zde může být intenzita pole stovky tisíc miliard gaussů. Prázdnota v litrové nádobě obsahující takové pole by vážila asi tisíc tun.

Takto silná magnetická pole nemohou neovlivňovat (samozřejmě v kombinaci s gravitačním polem) povahu interakce neutronové hvězdy s okolní hmotou. Ostatně, ještě jsme nemluvili o tom, proč mají pulsary obrovskou aktivitu, proč vyzařují rádiové vlny. A nejen rádiové vlny. Dnes astrofyzici dobře znají rentgenové pulsary pozorované pouze v binárních systémech, zdroje gama záření s neobvyklými vlastnostmi, takzvané rentgenové bursty.

Abychom si představili různé mechanismy interakce neutronové hvězdy s hmotou, přejděme k obecné teorii pomalých změn ve způsobech interakce neutronových hvězd s životní prostředí. Podívejme se krátce na hlavní fáze takového vývoje. Neutronové hvězdy - pozůstatky po explozích supernov - zpočátku rotují velmi rychle s periodou 10 -2 - 10 -3 sekund. Při tak rychlé rotaci hvězda vysílá rádiové vlny, elektromagnetické záření a částice.

Jeden z nejvíce úžasné vlastnosti pulsary je monstrózní síla jejich záření, miliardkrát větší než síla záření z nitra hvězd. Například výkon rádiového vyzařování pulsaru v „Krabovi“ dosahuje 1031 erg/s, v optice je to 1034 erg/s, což je mnohem více než emisní výkon Slunce. Tento pulsar vyzařuje ještě více v oblasti rentgenového a gama záření.

Jak tyto přírodní generátory energie fungují? Všechny rádiové pulsary mají jednu společnou vlastnost, která sloužila jako klíč k odhalení mechanismu jejich působení. Tato vlastnost spočívá v tom, že perioda pulzní emise nezůstává konstantní, ale pomalu se prodlužuje. Stojí za zmínku, že tato vlastnost rotujících neutronových hvězd byla nejprve předpovězena teoretiky a poté velmi rychle experimentálně potvrzena. V roce 1969 bylo tedy zjištěno, že perioda emise pulsarových pulzů u „kraba“ roste o 36 miliardtin sekundy za den.

Nebudeme nyní mluvit o tom, jak se měří tak krátké časové úseky. Důležitý je pro nás samotný fakt prodlužování periody mezi pulsy, což mimochodem umožňuje odhadnout stáří pulsarů. Ale přesto, proč pulsar vysílá pulsy rádiové emise? Tento jev nebyl plně vysvětlen v rámci žádné úplné teorie. Kvalitativní obraz jevu však lze nakreslit.

Jde o to, že rotační osa neutronové hvězdy se neshoduje s její magnetickou osou. Z elektrodynamiky je dobře známo, že pokud se magnet otáčí ve vakuu kolem osy, která se neshoduje s magnetickou, pak elektromagnetické záření vznikne přesně s frekvencí otáčení magnetu. Současně se zpomalí rychlost otáčení magnetu. Z obecných úvah je to pochopitelné, jelikož pokud by nedocházelo k brzdění, měli bychom prostě perpetum mobile.

Náš vysílač tedy čerpá energii rádiových impulsů z rotace hvězdy a její magnetické pole je jako hnací řemen stroje. Skutečný proces je mnohem složitější, protože magnet rotující ve vakuu je pouze částečně analogem pulsaru. Koneckonců, neutronová hvězda se neotáčí ve vakuu, je obklopena silnou magnetosférou, plazmovým oblakem a tímto dobrý průvodce, která si sama upraví jednoduchý a spíše schematický obrázek, který jsme nakreslili. V důsledku interakce magnetického pole pulsaru s okolní magnetosférou vznikají úzké paprsky směrovaného záření, které lze při příznivé „poloze hvězd“ pozorovat v různých částech galaxie, zejména na Zemi. .

Rychlá rotace rádiového pulsaru na začátku jeho života způsobuje nejen rádiové vyzařování. Značnou část energie odnášejí také relativistické částice. S klesající rychlostí rotace pulsaru klesá radiační tlak. Dříve radiace vytlačila plazma pryč od pulsaru. Nyní okolní hmota začne dopadat na hvězdu a uhasí její záření. Tento proces může být zvláště účinný, pokud je pulsar součástí binárního systému. V takovém systému, zvláště pokud je dostatečně blízko, pulsar stahuje hmotu „normálního“ společníka na sebe.

Pokud je pulsar mladý a plný energie, jeho radiová emise je stále schopna „prorazit“ k pozorovateli. Ale starý pulsar již není schopen bojovat s narůstáním a hvězdu „uhasíná“. Jak se rotace pulsaru zpomaluje, začínají se objevovat další pozoruhodné procesy. Protože gravitační pole neutronové hvězdy je velmi silné, akrece hmoty uvolňuje značné množství energie ve formě rentgenového záření. Pokud v binárním systému normální společník přispívá k pulsaru znatelným množstvím hmoty, přibližně 10 -5 - 10 -6 M za rok, neutronová hvězda nebude pozorována jako rádiový pulsar, ale jako rentgenový pulsar.

Ale to není vše. V některých případech, když je magnetosféra neutronové hvězdy blízko jejího povrchu, začne se tam hromadit hmota, která vytvoří jakýsi obal hvězdy. V této skořápce mohou být vytvořeny příznivé podmínky pro uskutečnění termonukleárních reakcí a poté můžeme na obloze vidět rentgenový záblesk (od anglické slovo burst - „blesk“).

Ve skutečnosti by nám tento proces neměl připadat neočekávaný, už jsme o něm mluvili v souvislosti s bílými trpaslíky. Podmínky na povrchu bílého trpaslíka a neutronové hvězdy jsou však velmi odlišné, a proto jsou rentgenové záblesky jednoznačně spojeny s neutronovými hvězdami. Termo jaderné výbuchy jsou námi pozorovány ve formě rentgenových záblesků a možná i gama záblesků. Některé gama záblesky se skutečně mohou zdát způsobeny termonukleárními výbuchy na povrchu neutronových hvězd.

Ale vraťme se k rentgenovým pulsarům. Mechanismus jejich vyzařování je přirozeně zcela odlišný od mechanismu bursterů. Jaderné zdroje zde již nehrají žádnou roli. Kinetická energie samotné neutronové hvězdy také nemůže být v souladu s pozorovacími údaji.

Vezměme si jako příklad zdroj rentgenového záření Centaurus X-1. Jeho výkon je 10 erg/s. Zásoba této energie by tedy mohla vystačit pouze na jeden rok. Navíc je zcela zřejmé, že by se perioda rotace hvězdy v tomto případě musela prodloužit. U mnoha rentgenových pulsarů se však na rozdíl od rádiových pulsarů perioda mezi pulsy časem snižuje. To znamená, že zde nejde o kinetickou energii rotace. Jak fungují rentgenové pulsary?

Pamatujeme si, že se projevují ve dvojitých systémech. Právě tam jsou akreční procesy obzvláště účinné. Rychlost, kterou hmota dopadá na neutronovou hvězdu, může dosáhnout třetinové rychlosti světla (100 tisíc kilometrů za sekundu). Pak jeden gram látky uvolní energii 1020 erg. A aby se zajistilo uvolnění energie 1037 erg/s, je nutné, aby tok hmoty na neutronovou hvězdu byl 1017 gramů za sekundu. To obecně není příliš mnoho, asi jedna tisícina hmotnosti Země za rok.

Dodavatel materiálu může být optický společník. Proud plynu bude nepřetržitě proudit z části jeho povrchu směrem k neutronové hvězdě. Bude dodávat energii i hmotu akrečnímu disku vytvořenému kolem neutronové hvězdy.

Protože neutronová hvězda má obrovské magnetické pole, plyn bude „protékat“ podél magnetických siločar směrem k pólům. Právě tam, na relativně malých „flecích“ o velikosti pouze jednoho kilometru, probíhají grandiózní procesy vytváření silného rentgenového záření. Rentgenové záření vyzařují relativistické a obyčejné elektrony pohybující se v magnetickém poli pulsaru. Plyn dopadající na něj může také „krmit“ jeho rotaci. Proto je právě u rentgenových pulsarů v řadě případů pozorováno snížení periody rotace.

Zdroje rentgenového záření jsou součástí duální systémy, je jedním z nejpozoruhodnějších jevů ve vesmíru. Je jich málo, v naší Galaxii pravděpodobně ne více než sto, ale jejich význam je obrovský nejen z hlediska, zejména pro pochopení typu I. Binární systémy poskytují nejpřirozenější a nejefektivnější způsob, jak hmota proudit z hvězdy na hvězdu, a právě zde (kvůli relativně rychlé změně hmotnosti hvězd) se můžeme setkat různé možnosti„zrychlená“ evoluce.

Další zajímavá úvaha. Víme, jak obtížné, téměř nemožné, je odhadnout hmotnost jedné hvězdy. Ale protože neutronové hvězdy jsou součástí binárních systémů, může se ukázat, že dříve nebo později bude možné empiricky (a to je nesmírně důležité!) určit maximální hmotnost neutronové hvězdy a také získat přímé informace o jejím původu. .

Úvod

Během své historie se lidstvo nepřestalo snažit pochopit vesmír. Vesmír je souhrn všeho, co existuje, všechny hmotné částice prostoru mezi těmito částicemi. Podle moderních představ je stáří vesmíru asi 14 miliard let.

Velikost viditelné části vesmíru je přibližně 14 miliard světelných let (jeden světelný rok je vzdálenost, kterou světlo urazí ve vakuu za jeden rok). Někteří vědci odhadují rozsah vesmíru na 90 miliard světelných let. Aby bylo pohodlné provozovat tak velké vzdálenosti, používá se hodnota zvaná Parsec. Parsek je vzdálenost, ze které je viditelný průměrný poloměr oběžné dráhy Země kolmo k přímce pohledu pod úhlem jedné obloukové sekundy. 1 parsek = 3,2616 světelných let.

Ve vesmíru existuje obrovské množství různých objektů, jejichž názvy jsou mnohým známé, jako jsou planety a satelity, hvězdy, černé díry atd. Hvězdy jsou velmi rozmanité svou jasností, velikostí, teplotou a dalšími parametry. Mezi hvězdy patří objekty, jako jsou bílí trpaslíci, neutronové hvězdy, obři a supergianti, kvasary a pulsary. Zvláště zajímavá jsou centra galaxií. Podle moderních představ je černá díra vhodná pro roli objektu umístěného ve středu galaxie. Černé díry jsou produkty evoluce hvězd, jedinečné svými vlastnostmi. Experimentální spolehlivost existence černých děr závisí na platnosti obecné teorie relativity.

Kromě galaxií je vesmír vyplněn mlhovinami (mezihvězdnými mraky skládajícími se z prachu, plynu a plazmatu), kosmickým mikrovlnným zářením na pozadí, které prostupuje celým vesmírem, a dalšími málo prozkoumanými objekty.

Neutronové hvězdy

Neutronová hvězda je astronomický objekt, který je jedním z konečných produktů evoluce hvězd, sestávající převážně z neutronového jádra pokrytého relativně tenkou (? 1 km) kůrou hmoty v podobě těžkých atomových jader a elektronů. Hmotnosti neutronových hvězd jsou srovnatelné s hmotností Slunce, ale typický poloměr je pouze 10-20 kilometrů. Průměrná hustota hmoty takové hvězdy je tedy několikanásobně vyšší než hustota atomového jádra (která je pro těžká jádra v průměru 2,8 * 1017 kg/m?). Další gravitační kompresi neutronové hvězdy brání tlak jaderné hmoty vznikající v důsledku interakce neutronů.

Mnoho neutronových hvězd má extrémně vysoká rychlost rotace, až tisíc otáček za sekundu. Předpokládá se, že neutronové hvězdy se rodí během výbuchů supernov.

Gravitační síly v neutronové hvězdy jsou vyváženy tlakem degenerovaného neutronového plynu, maximální hodnota hmotnosti neutronové hvězdy je dána Oppenheimer-Volkovovou hranicí, jejíž číselná hodnota závisí na (dosud málo známé) stavové rovnici v jádro hvězdy. Existují teoretické předpoklady, že s ještě větším nárůstem hustoty je možná degenerace neutronových hvězd na kvarky.

Magnetické pole na povrchu neutronových hvězd dosahuje hodnoty 1012-1013 G (Gauss je jednotka měření magnetické indukce) a právě procesy v magnetosférách neutronových hvězd jsou zodpovědné za radiovou emisi pulsarů. Od 90. let 20. století byly některé neutronové hvězdy identifikovány jako magnetary – hvězdy s magnetickým polem řádu 1014 Gaussů nebo vyšším. Taková pole (přesahující „kritickou“ hodnotu 4,414 1013 G, při níž energie interakce elektronu s magnetickým polem převyšuje jeho klidovou energii) zavádějí kvalitativně novou fyziku, neboť specifické relativistické efekty, polarizace fyzikálního vakua atd. stát se významným.

Klasifikace neutronových hvězd

Dva hlavní parametry charakterizující interakci neutronových hvězd s okolní hmotou a v důsledku toho i jejich pozorovací projevy jsou perioda rotace a velikost magnetického pole. V průběhu času hvězda spotřebuje svou rotační energii a její rotační perioda se prodlužuje. Slábne také magnetické pole. Z tohoto důvodu může neutronová hvězda během svého života změnit svůj typ.

Ejektor (rádiový pulsar) - silná magnetická pole a krátká perioda rotace. V nejjednodušší model magnetosféry se magnetické pole otáčí pevně, tedy se stejným úhlová rychlost, což je stejné jako samotná neutronová hvězda. Při určitém poloměru se lineární rychlost rotace pole blíží rychlosti světla. Tento poloměr se nazývá poloměr světelného válce. Za tímto poloměrem nemůže existovat běžné dipólové 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 nekonečna. Neutronová hvězda tohoto typu vyvrhuje (vyvrhuje) relativisticky nabité částice, které vyzařují v rádiovém dosahu. Pro pozorovatele vypadají ejektory jako rádiové pulsary.

Vrtule - rychlost rotace již nestačí pro vymrštění částic, takže taková hvězda nemůže být radiový pulsar. Je však stále velká a hmota obklopující neutronovou hvězdu zachycená magnetickým polem nemůže padat, to znamená, že nedochází k narůstání hmoty. Neutronové hvězdy tohoto typu nemají prakticky žádné pozorovatelné projevy a jsou špatně studovány.

Accretor (rentgenový pulsar) - rychlost rotace je snížena natolik, že již nic nebrání pádu hmoty na takovou neutronovou hvězdu. Klesající plazma se pohybuje podél magnetických siločar a naráží na pevný povrch v oblasti pólů neutronové hvězdy a zahřívá se až na desítky milionů stupňů. Látka zahřátá na takový vysoké teploty, svítí v oblasti rentgenového záření. Oblast, ve které se padající hmota sráží s povrchem hvězdy, je velmi malá – jen asi 100 metrů. V důsledku rotace hvězdy tato horká skvrna periodicky mizí z dohledu, což pozorovatel vnímá jako pulsace. Takové objekty se nazývají rentgenové pulsary.

Georotátor - rychlost rotace takových neutronových hvězd je nízká a nebrání akreci. Ale velikost magnetosféry je taková, že plazma je zastaveno magnetickým polem dříve, než je zachyceno gravitací. Podobný mechanismus funguje v zemské magnetosféře, proto tento typ dostal své jméno.

Neutronová hvězda
Neutronová hvězda

Neutronová hvězda - superhustá hvězda vzniklá v důsledku výbuchu supernovy. Hmota neutronové hvězdy se skládá převážně z neutronů.
Neutronová hvězda má jadernou hustotu (10 14 -10 15 g/cm 3) a typický poloměr 10-20 km. Další gravitační kompresi neutronové hvězdy brání tlak jaderné hmoty vznikající v důsledku interakce neutronů. Tento tlak degenerovaného výrazně hustšího neutronového plynu je schopen udržet hmoty do 3M před gravitačním kolapsem. Hmotnost neutronové hvězdy se tedy pohybuje v rozmezí (1,4-3)M.

Rýže. 1. Průřez neutronovou hvězdou o hmotnosti 1,5M a poloměru R = 16 km. Hustota ρ je uvedena v g/cm 3 v různých částech hvězdy.

Neutrina vzniklá během kolapsu supernovy rychle ochlazují neutronovou hvězdu. Odhaduje se, že jeho teplota klesne z 10 11 na 10 9 K za dobu asi 100 s. Poté se rychlost ochlazování sníží. V kosmickém měřítku je však vysoko. Pokles teploty z 10 9 na 10 8 K nastává za 100 let a na 10 6 K za milion let.
Existuje přibližně 1200 známých objektů, které jsou klasifikovány jako neutronové hvězdy. Asi 1000 z nich se nachází v naší galaxii. Struktura neutronové hvězdy o hmotnosti 1,5M a poloměru 16 km je na Obr. 1: I – tenká vnější vrstva hustě zabalených atomů. Oblast II je krystalová mřížka atomových jader a degenerovaných elektronů. Oblast III je pevná vrstva atomových jader přesycená neutrony. IV – tekuté jádro, tvořené převážně degenerovanými neutrony. Oblast V tvoří hadronové jádro neutronové hvězdy. Kromě nukleonů může obsahovat piony a hyperony. V této části neutronové hvězdy je možný přechod neutronové kapaliny do pevného krystalického stavu, vznik pionového kondenzátu a vznik kvark-gluonového a hyperonového plazmatu. V současné době se objasňují určité detaily struktury neutronové hvězdy.
Detekujte neutronové hvězdy optické metody obtížné kvůli malým rozměrům a nízké svítivosti. V roce 1967 objevili E. Hewish a J. Bell (Cambridge University) kosmické zdroje periodické rádiové emise – pulsary. Intervaly opakování pulsarových rádiových pulsů jsou přísně konstantní a pro většinu pulsarů leží v rozmezí od 10 -2 do několika sekund. Pulsary jsou rotující neutronové hvězdy. Pouze kompaktní objekty s vlastnostmi neutronových hvězd si mohou udržet svůj tvar, aniž by se při takových rychlostech rotace zhroutily. Zachování momentu hybnosti a magnetického pole při kolapsu supernovy a vzniku neutronové hvězdy vede ke zrodu rychle rotujících pulsarů s velmi silným magnetickým polem 10 10 –10 14 G. Magnetické pole rotuje spolu s neutronovou hvězdou, avšak osa tohoto pole se neshoduje s osou rotace hvězdy. Při této rotaci klouže radiová emise z hvězdy po Zemi jako paprsek majáku. Pokaždé, když paprsek protne Zemi a zasáhne pozorovatele na Zemi, radioteleskop detekuje krátký pulz rádiové emise. Jeho opakovací frekvence odpovídá periodě rotace neutronové hvězdy. Záření z neutronové hvězdy nastává, když se nabité částice (elektrony) z povrchu hvězdy pohybují směrem ven podél magnetických siločar a vyzařují elektromagnetické vlny. Toto je mechanismus radiové emise z pulsaru, který byl poprvé navržen

MOSKVA 28. srpna – RIA Novosti. Vědci objevili rekordně těžkou neutronovou hvězdu s dvojnásobnou hmotností než Slunce, což je donutilo přehodnotit řadu teorií, zejména teorii, že uvnitř superhusté hmoty neutronových hvězd mohou být „volné“ kvarky. článek publikovaný ve čtvrtek v časopise Nature.

Neutronová hvězda je „mrtvola“ hvězdy, která zůstala po výbuchu supernovy. Jeho velikost nepřesahuje velikost malého města, ale hustota hmoty je 10-15krát vyšší než hustota atomového jádra - „špetka“ hmoty neutronové hvězdy váží více než 500 milionů tun.

Gravitace „lisuje“ elektrony na protony a mění je na neutrony, což je důvod, proč neutronové hvězdy dostávají své jméno. Až donedávna se vědci domnívali, že hmotnost neutronové hvězdy nemůže překročit dvě hmotnosti Slunce, protože jinak by gravitace „zhroutila“ hvězdu do černé díry. Stav nitra neutronových hvězd je do značné míry záhadou. Diskutuje se například o přítomnosti „volných“ kvarků a takových elementárních částic, jako jsou K-mezony a hyperony v centrálních oblastech neutronové hvězdy.

Autoři studie, skupina amerických vědců vedená Paulem Demorestem z National Radio Observatory, studovali dvojhvězdu J1614-2230, tři tisíce světelných let od Země, jejíž jednou složkou je neutronová hvězda a druhou bílý trpaslík. .

V tomto případě je neutronovou hvězdou pulsar, tedy hvězda vyzařující úzce směrované toky rádiové emise; v důsledku rotace hvězdy lze tok záření detekovat z povrchu Země pomocí radioteleskopů. v různých časových intervalech.

Bílý trpaslík a neutronová hvězda se vůči sobě otáčejí. Rychlost průchodu rádiového signálu ze středu neutronové hvězdy je však ovlivněna gravitací bílého trpaslíka, která jej „zpomaluje“. Vědci mohou měřením doby příchodu rádiových signálů na Zemi přesně určit hmotnost objektu „zodpovědného“ za zpoždění signálu.

"Máme s tímto systémem velké štěstí. Rychle rotující pulsar nám dává signál přicházející z oběžné dráhy, která je perfektně umístěna. Navíc je náš bílý trpaslík na hvězdy tohoto typu poměrně velký. Tato jedinečná kombinace nám umožňuje plně využít Shapiro efekt (gravitační zpoždění signálu) a zjednodušuje měření,“ říká jeden z autorů článku Scott Ransom.

Binární soustava J1614-2230 je umístěna tak, že ji lze pozorovat téměř zboku, tedy v orbitální rovině. To usnadňuje přesné měření hmotností hvězd, z nichž se skládá.

Výsledkem bylo, že hmotnost pulsaru se rovnala 1,97 hmotnosti Slunce, což se stalo rekordem pro neutronové hvězdy.

„Tato hmotnostní měření nám říkají, že pokud kvarky v jádru neutronové hvězdy vůbec jsou, nemohou být „volné“, ale s největší pravděpodobností musí vzájemně interagovat mnohem silněji než u „obyčejných“. atomová jádra“, vysvětluje vedoucí skupiny astrofyziků pracujících na této problematice, Feryal Ozel z Arizona State University.

"Je pro mě úžasné, že něco tak jednoduchého, jako je hmotnost neutronové hvězdy, může říci tolik v různých oblastech fyziky a astronomie," říká Ransom.

Astrofyzik Sergej Popov ze Šternberského státního astronomického ústavu poznamenává, že studium neutronových hvězd může poskytnout zásadní informace o struktuře hmoty.

"V pozemských laboratořích je nemožné studovat hmotu s hustotou mnohem větší než jaderná hustota. A to je velmi důležité pro pochopení toho, jak svět funguje. Naštěstí to hustá látka existuje v hlubinách neutronových hvězd. Pro určení vlastností této látky je velmi důležité zjistit, jakou maximální hmotnost může mít neutronová hvězda, aniž by se změnila v černou díru,“ řekl Popov RIA Novosti.