Předměty o kterých promluvime si v článku byly objeveny náhodou, ačkoli vědci Landau L.D. a Oppenheimer R. předpověděli jejich existenci již v roce 1930. Mluvíme o neutronových hvězdách. Charakteristiky a vlastnosti těchto kosmických svítidel budou diskutovány v článku.
Neutron a stejnojmenná hvězda
Po předpovědi ve 30. letech 20. století o existenci neutronových hvězd a po objevu neutronu (1932) oznámil Baade V. spolu se Zwickym F. v roce 1933 na kongresu fyziků v Americe tzv. možnost vzniku objektu zvaného neutronová hvězda. Jedná se o vesmírné těleso, které se objevuje během výbuchu supernovy.
Všechny výpočty však byly pouze teoretické, protože takovou teorii nebylo možné prokázat v praxi kvůli nedostatku vhodného astronomického vybavení a příliš malé velikosti neutronové hvězdy. Ale v roce 1960 se začala rozvíjet rentgenová astronomie. Pak byly zcela nečekaně objeveny neutronové hvězdy díky rádiovým pozorováním.
Otevírací
Rok 1967 byl v této oblasti významný. Bell D. jako postgraduální student Huish E. dokázal objevit kosmický objekt – neutronovou hvězdu. Jedná se o těleso, které neustále vyzařuje pulsy rádiových vln. Jev byl přirovnáván ke kosmickému rádiovému majáku kvůli úzké směrovosti radiového paprsku, který vycházel z velmi rychle rotujícího objektu. Faktem je, že jakákoli jiná standardní hvězda by nebyla schopna udržet svou integritu při tak vysoké rotační rychlosti. Toho jsou schopny pouze neutronové hvězdy, mezi nimiž byl prvním objeveným pulsar PSR B1919+21.
Osud hmotných hvězd je velmi odlišný od těch malých. V takových svítidlech nastává okamžik, kdy tlak plynu již nevyrovnává gravitační síly. Takové procesy vedou k tomu, že se hvězda začne neomezeně zmenšovat (kolabovat). S hmotností hvězdy 1,5-2krát větší než Slunce bude kolaps nevyhnutelný. Během procesu komprese se plyn uvnitř hvězdného jádra zahřívá. Zpočátku se vše děje velmi pomalu.
Kolaps
Při dosažení určité teploty se proton může změnit na neutrina, která okamžitě opustí hvězdu a odebírají s sebou energii. Kolaps bude zesilovat, dokud se všechny protony nepromění v neutrina. Vznikne tak pulsar neboli neutronová hvězda. Toto je kolabující jádro.
Při formování pulsaru dostává vnější plášť kompresní energii, která pak bude mít rychlost více než tisíc km/sec. vyhozen do vesmíru. To vytváří rázovou vlnu, která může vést ke vzniku nových hvězd. Ten bude miliardkrát větší než originál. Po tomto procesu, po dobu jednoho týdne až měsíce, hvězda vyzařuje světlo v množství přesahujícím celou galaxii. Takové nebeské těleso se nazývá supernova. Jeho výbuch vede ke vzniku mlhoviny. Ve středu mlhoviny je pulsar neboli neutronová hvězda. Jedná se o takzvaného potomka hvězdy, která explodovala.
Vizualizace
V hlubinách všeho vesmíru se odehrávají úžasné události, mezi nimiž je srážka hvězd. Díky sofistikovanému matematickému modelu byli vědci z NASA schopni vizualizovat vzpouru obrovského množství energie a degeneraci hmoty, která se na ní podílí. Před očima pozorovatelů se odehrává neuvěřitelně silný obraz kosmického kataklyzmatu. Pravděpodobnost, že dojde ke srážce neutronových hvězd, je velmi vysoká. Setkání dvou takových svítidel ve vesmíru začíná jejich zapletením do gravitačních polí. Mají obrovskou masu a takříkajíc si vyměňují objetí. Při srážce dojde k silné explozi doprovázené neuvěřitelně silným uvolněním gama záření.
Pokud uvažujeme samostatně neutronovou hvězdu, pak se jedná o pozůstatek po výbuchu supernovy, ve kterém životní cyklus končí. Hmotnost umírající hvězdy je 8-30krát větší než hmotnost Slunce. Vesmír je často osvětlen výbuchy supernov. Pravděpodobnost, že se ve vesmíru najdou neutronové hvězdy, je poměrně vysoká.
Setkání
Je zajímavé, že při setkání dvou hvězd nelze vývoj událostí jednoznačně předvídat. Jedna z možností popisuje matematický model, navržený vědci NASA z Space Flight Center. Proces začíná dvěma neutronovými hvězdami umístěnými ve vzdálenosti přibližně 18 km od sebe ve vesmíru. Podle kosmických standardů jsou neutronové hvězdy s hmotností 1,5-1,7 násobku Slunce považovány za drobné objekty. Jejich průměr se pohybuje do 20 km. Díky tomuto rozporu mezi objemem a hmotností má neutronová hvězda nejsilnější gravitační a magnetické pole. Jen si to představte: lžička hmoty z neutronové hvězdy váží tolik jako celý Mount Everest!
Degenerace
Neuvěřitelně vysoké gravitační vlny neutronové hvězdy kolem ní jsou důvodem, proč hmota nemůže existovat ve formě jednotlivých atomů, které začnou kolabovat. Hmota samotná se transformuje na degenerovanou neutronovou hmotu, ve které struktura samotných neutronů hvězdě nedovolí přejít do singularity a poté do černé díry. Pokud se hmotnost degenerované hmoty začne díky jejímu přidávání zvětšovat, pak gravitační síly budou schopny překonat odpor neutronů. Nic pak nebude bránit destrukci struktury vzniklé v důsledku srážky neutronových hvězdných objektů.
Matematický model
Studiem těchto nebeských objektů vědci dospěli k závěru, že hustota neutronové hvězdy je srovnatelná s hustotou hmoty v jádře atomu. Jeho ukazatele se pohybují od 1015 kg/m³ do 1018 kg/m³. Nezávislá existence elektronů a protonů je tedy nemožná. Hmota hvězdy se prakticky skládá pouze z neutronů.
Vytvořený matematický model ukazuje, jak mocné periodické gravitační interakce vznikající mezi dvěma neutronovými hvězdami prorážejí tenká skořápka dvě hvězdy a jsou vrženy do prostoru, který je obklopuje, velké množství záření (energie a hmoty). Proces sbližování nastává velmi rychle, doslova ve zlomku vteřiny. V důsledku srážky se vytvoří toroidní prstenec hmoty s novorozenou černou dírou ve středu.
Důležité
Modelování takových událostí je důležité. Díky nim mohli vědci pochopit, jak vzniká neutronová hvězda a černá díra, co se děje při srážce hvězd, jak se rodí a umírají supernovy a mnoho dalších procesů ve vesmíru. Všechny tyto události jsou zdrojem těch nejzávažnějších chemické prvky ve Vesmíru, ještě těžší než železo, neschopné vzniknout jiným způsobem. To vypovídá o mnohém důležitost neutronové hvězdy v celém vesmíru.
Rotace nebeského objektu obrovského objemu kolem své osy je úžasná. Tento proces způsobí kolaps, ale zároveň hmotnost neutronové hvězdy zůstává prakticky stejná. Pokud si představíme, že se hvězda bude dále smršťovat, pak podle zákona zachování momentu hybnosti vzroste úhlová rychlost rotace hvězdy na neuvěřitelné hodnoty. Pokud hvězda potřebovala asi 10 dní na to, aby dokončila úplnou revoluci, pak ve výsledku dokončí stejnou revoluci za 10 milisekund! To jsou neuvěřitelné procesy!
Vývoj kolapsu
Vědci takové procesy studují. Možná budeme svědky nových objevů, které nám stále připadají fantastické! Co by se ale mohlo stát, když si vývoj kolapsu představíme dále? Abychom si to snadněji představili, vezměme pro srovnání pár neutronová hvězda/Země a jejich gravitační poloměry. Takže při nepřetržité kompresi může hvězda dosáhnout stavu, kdy se neutrony začnou měnit v hyperony. Poloměr nebeské těleso se stane tak malým, že před námi bude hrouda superplanetárního tělesa s hmotností a gravitačním polem hvězdy. To lze přirovnat k tomu, jak kdyby Země nabyla velikosti pingpongového míčku a gravitační poloměr našeho svítidla, Slunce, byl roven 1 km.
Pokud si představíme, že malá hrouda hvězdné hmoty má přitažlivost jako obrovská hvězda, pak je schopna udržet v její blízkosti celý planetární systém. Ale hustota takového nebeského tělesa je příliš vysoká. Paprsky světla jím postupně přestávají prorážet, tělo jakoby zhasíná, přestává být okem viditelné. Jen gravitační pole se nemění, což varuje, že je zde gravitační díra.
Objevy a pozorování
První sloučení neutronových hvězd bylo zaznamenáno poměrně nedávno: 17. srpna. Před dvěma lety bylo zjištěno sloučení černých děr. je to tak důležitou událostí v oblasti astrofyziky, že pozorování současně provádělo 70 vesmírných observatoří. Vědcům se podařilo ověřit správnost hypotéz o záblescích gama, mohli pozorovat syntézu těžkých prvků dříve popsaných teoretiky.
Toto rozsáhlé pozorování gama záblesku, gravitačních vln a viditelného světla umožnilo určit oblast na obloze, kde došlo k významné události, a galaxii, kde se tyto hvězdy nacházely. Toto je NGC 4993.
Krátké astronomové samozřejmě pozorují již delší dobu, ale až dosud nemohli s jistotou říci o jejich původu. Za hlavní teorií byla verze o splynutí neutronových hvězd. Nyní se to potvrdilo.
Aby vědci popsali neutronovou hvězdu pomocí matematiky, obracejí se na stavovou rovnici, která souvisí s hustotou a tlakem hmoty. Takových možností je však spousta a vědci prostě nevědí, která z těch stávajících bude správná. Doufáme, že gravitační pozorování pomůže vyřešit tento problém. Na tento moment signál nedal jednoznačnou odpověď, ale už pomáhá odhadnout tvar hvězdy v závislosti na gravitační přitažlivosti k druhému tělesu (hvězdě).
NEUTRONOVÁ HVĚZDA
hvězda tvořená převážně neutrony. Neutron je neutrální subatomární částice, jedna z hlavních složek hmoty. Hypotézu o existenci neutronových hvězd předložili astronomové W. Baade a F. Zwicky bezprostředně po objevu neutronu v roce 1932. Tato hypotéza byla ale potvrzena pozorováním až po objevu pulsarů v roce 1967.
viz také PULSAR. Neutronové hvězdy vznikají v důsledku gravitačního kolapsu normálních hvězd s hmotností několikanásobně větší než Slunce. Hustota neutronové hvězdy se blíží hustotě atomové jádro, tj. 100 milionkrát vyšší než hustota běžné hmoty. Neutronová hvězda má proto při své obrovské hmotnosti poloměr pouze cca. 10 km. Vzhledem k malému poloměru neutronové hvězdy je gravitační síla na jejím povrchu extrémně vysoká: asi 100 miliardkrát vyšší než na Zemi. Tato hvězda je chráněna před kolapsem „degeneračním tlakem“ husté neutronové hmoty, který nezávisí na její teplotě. Pokud se však hmotnost neutronové hvězdy stane vyšší než asi 2 sluneční, pak gravitační síla překročí tento tlak a hvězda nebude schopna kolapsu odolat.
viz také GRAVITAČNÍ KOLAPS. Neutronové hvězdy mají velmi silné magnetické pole, dosahující na povrchu 10 12-10 13 G (pro srovnání: Země má asi 1 G). S neutronovými hvězdami jsou spojeny dva různé typy nebeských objektů.
Pulsary (rádiové pulsary). Tyto objekty vysílají pulzy rádiových vln přísně pravidelně. Mechanismus záření není zcela jasný, ale předpokládá se, že rotující neutronová hvězda vysílá radiový paprsek ve směru souvisejícím s jejím magnetickým polem, jehož osa symetrie se neshoduje s osou rotace hvězdy. Proto rotace způsobuje rotaci radiového paprsku, který je periodicky směrován k Zemi.
Rentgen se zdvojnásobí. Pulzující zdroje rentgenového záření jsou také spojovány s neutronovými hvězdami, které jsou součástí binárního systému s hmotnou normální hvězdou. V takových systémech dopadá plyn z povrchu normální hvězdy na neutronovou hvězdu a zrychluje se na obrovskou rychlost. Při dopadu na povrch neutronové hvězdy uvolní plyn 10-30 % své klidové energie, zatímco při jaderných reakcích toto číslo nedosahuje 1 %. Zahřátý na vysoká teplota Povrch neutronové hvězdy se stává zdrojem rentgenového záření. Pád plynu však neprobíhá rovnoměrně po celém povrchu: silné magnetické pole neutronové hvězdy zachycuje padající ionizovaný plyn a směřuje jej k magnetickým pólům, kam dopadá jako do trychtýře. Proto se velmi zahřívají pouze polární oblasti a na rotující hvězdě se stávají zdroji rentgenových pulsů. Rádiové pulsy z takové hvězdy již nejsou přijímány, protože rádiové vlny jsou absorbovány v plynu, který ji obklopuje.
Sloučenina. Hustota neutronové hvězdy roste s hloubkou. Pod vrstvou atmosféry o tloušťce pouhých několika centimetrů je několik metrů silná skořápka tekutého kovu a pod ní je pevná kůra o tloušťce kilometru. Látka kůry připomíná obyčejný kov, ale je mnohem hustší. Ve vnější části kůry je to především železo; S hloubkou se podíl neutronů v jejím složení zvyšuje. Kde hustota dosahuje cca. 4*10 11 g/cm3 se podíl neutronů zvýší natolik, že některé z nich již nejsou součástí jader, ale tvoří spojité prostředí. Tam je látka jako „moře“ neutronů a elektronů, ve kterém jsou rozptýlena jádra atomů. A s hustotou cca. 2*10 14 g/cm3 (hustota atomového jádra), jednotlivá jádra mizí úplně a zůstává spojitá neutronová „kapalina“ s příměsí protonů a elektronů. Je pravděpodobné, že neutrony a protony se chovají jako supratekutá kapalina, podobně jako kapalné helium a supravodivé kovy v pozemských laboratořích.
Při ještě vyšších hustotách nejvíce neobvyklé tvary látek. Možná se neutrony a protony rozpadají na ještě menší částice – kvarky; Je také možné, že se rodí mnoho pí-mezonů, které tvoří tzv. pionový kondenzát.
viz také
ELEMENTÁRNÍ ČÁSTICE;
SUPERVODIVOST;
SUPERFLUIDITA.
LITERATURA
Dyson F., Ter Haar D. Neutronové hvězdy a pulsary. M., 1973 Lipunov V.M. Astrofyzika neutronových hvězd. M., 1987
Collierova encyklopedie. - Otevřená společnost. 2000 .
Podívejte se, co je „NEUTRON STAR“ v jiných slovnících:
NEUTRONOVÁ HVĚZDA, velmi malá hvězda s vysokou hustotou, skládající se z NEUTRONŮ. Je poslední etapa vývoj mnoha hvězd. Neutronové hvězdy vznikají, když hmotná hvězda vzplane jako Hvězda SUPERNOVA, exploduje jejich ... ... Vědeckotechnický encyklopedický slovník
Hvězda, jejíž hmota se podle teoretických konceptů skládá převážně z neutronů. Neutronizace hmoty je spojena s gravitačním kolapsem hvězdy po vyčerpání jaderného paliva. Průměrná hustota neutronových hvězd je 2,1017 ... Velký encyklopedický slovník
Struktura neutronové hvězdy. Neutronová hvězda je astronomický objekt, který je jedním z konečných produktů ... Wikipedie
Hvězda, jejíž hmota se podle teoretických konceptů skládá převážně z neutronů. Průměrná hustota takové hvězdy je Neutronová hvězda 2·1017 kg/m3, průměrný poloměr je 20 km. Detekováno pulzním rádiovým vyzařováním, viz Pulsary... Astronomický slovník
Hvězda, jejíž hmota se podle teoretických konceptů skládá převážně z neutronů. Neutronizace hmoty je spojena s gravitačním kolapsem hvězdy po vyčerpání jaderného paliva. Průměrná hustota neutronové hvězdy...... encyklopedický slovník
Hydrostaticky rovnovážná hvězda, ve které se převážně skládá roj z neutronů. Vzniká v důsledku přeměny protonů na neutrony působením gravitačních sil. kolaps v závěrečných fázích vývoje poměrně hmotných hvězd (s hmotností několikrát větší než... ... Přírodní věda. encyklopedický slovník
Neutronová hvězda- jedna z fází vývoje hvězd, kdy je v důsledku gravitačního kolapsu stlačena na tak malé rozměry (poloměr koule je 10-20 km), že elektrony jsou vtlačeny do jader atomů a neutralizují jejich svěřenec, celá záležitost hvězdy se stává... ... Počátky moderní přírodní vědy
Culverova neutronová hvězda. Objevili ho astronomové z Pennsylvánské státní univerzity v USA a kanadské McGill University v souhvězdí Malé medvědice. Hvězda je neobvyklá svými vlastnostmi a nepodobá se žádné jiné... ... Wikipedii
- (anglicky runaway star) hvězda, která se pohybuje abnormálně vysokou rychlostí ve vztahu k okolnímu mezihvězdnému médiu. Vlastní pohyb takové hvězdy je často indikován přesně vzhledem ke hvězdné asociaci, jejíž členem... ... Wikipedia
Nastává po výbuchu supernovy.
Tohle je soumrak života hvězdy. Jeho gravitace je tak silná, že vrhá elektrony z drah atomů a mění je na neutrony.
Když ztratí podporu vnitřní tlak, zhroutí se, a to vede k výbuch supernovy.
Pozůstatky tohoto tělesa se staly Neutronovou hvězdou s hmotností 1,4 násobku hmotnosti Slunce a poloměrem téměř rovným poloměru Manhattanu ve Spojených státech.
Hmotnost kousku cukru o hustotě neutronové hvězdy je...
Když si například vezmete kousek cukru o objemu 1 cm3 a představíte si, že je z hmota neutronové hvězdy, pak by jeho hmotnost byla přibližně jedna miliarda tun. To se rovná hmotnosti přibližně 8 tisíc letadlových lodí. Malý předmět s neuvěřitelná hustota!
Novorozená neutronová hvězda se může pochlubit vysokou rychlostí rotace. Když se hmotná hvězda změní v neutronovou hvězdu, změní se rychlost její rotace.
Rotující neutronová hvězda je přirozený elektrický generátor. Jeho rotace vytváří silné magnetické pole. Tato obrovská síla magnetismu zachycuje elektrony a další částice atomů a posílá je obrovskou rychlostí hluboko do vesmíru. Vysokorychlostní částice mají tendenci emitovat záření. Blikání, které pozorujeme u pulsarových hvězd, je záření těchto částic.Ale všimneme si ho, až když jeho záření směřuje naším směrem.
Rotující neutronová hvězda je Pulsar, exotický objekt vytvořený po výbuchu supernovy. Tohle je západ jejího života.
Hustota neutronových hvězd je rozložena různě. Mají neuvěřitelně hustou kůru. Ale síly uvnitř neutronové hvězdy mohou prorazit kůru. A když k tomu dojde, hvězda upraví svou polohu, což vede ke změně její rotace. Říká se tomu: kůra je prasklá. Na neutronové hvězdě dojde k výbuchu.
články
>Ve středu galaxie M82 je vidět pulsar (růžový).
Prozkoumat pulsary a neutronové hvězdy Vesmír: popis a charakteristiky s fotografiemi a videy, struktura, rotace, hustota, složení, hmotnost, teplota, hledání.
Pulsary
Pulsary jsou kulovité kompaktní objekty, jejichž rozměry nepřesahují hranice velkoměsto. Překvapivé je, že s takovým objemem hmotnostně převyšují hmotnost Slunce. Používají se ke studiu extrémních stavů hmoty, detekci planet mimo náš systém a měření kosmických vzdáleností. Kromě toho pomohli najít gravitační vlny, které indikují energetické události, jako jsou supermasivní srážky. Poprvé objeven v roce 1967.
Co je to pulsar?
Pokud na obloze hledáte pulsar, zdá se, že je to obyčejná blikající hvězda sledující určitý rytmus. Ve skutečnosti jejich světlo nebliká ani nepulsuje a nejeví se jako hvězdy.
Pulsar produkuje dva trvalé, úzké paprsky světla v opačných směrech. Efekt blikání vzniká, protože se otáčejí (princip majáku). V tomto okamžiku paprsek dopadne na Zemi a poté se znovu otočí. Proč se tohle děje? Faktem je, že světelný paprsek pulsaru obvykle není zarovnán s jeho rotační osou.
Pokud je blikání generováno rotací, pak rychlost pulsů odráží rychlost, kterou se pulsar otáčí. Celkem bylo nalezeno 2000 pulsarů, z nichž většina rotuje jednou za sekundu. Existuje ale přibližně 200 objektů, které zvládnou udělat sto otáček za stejnou dobu. Ty nejrychlejší se nazývají milisekundové, protože jejich počet otáček za sekundu se rovná 700.
Pulsary nelze považovat za hvězdy, alespoň „živé“. Jsou to spíše neutronové hvězdy, které vznikly poté, co hmotné hvězdě dojde palivo a zkolabuje. V důsledku toho vznikne silná exploze – supernova a zbývající hustý materiál se přemění na neutronovou hvězdu.
Průměr pulsarů ve vesmíru dosahuje 20-24 km a jejich hmotnost je dvakrát větší než hmotnost Slunce. Pro představu, kus takového předmětu o velikosti kostky cukru bude vážit 1 miliardu tun. Tedy něco těžkého jako Everest se vám vejde do ruky! Pravda, existuje ještě hustší objekt – černá díra. Nejhmotnější dosahuje 2,04 hmotnosti Slunce.
Pulsary mají silné magnetické pole, které je 100 milionů až 1 kvadrilionkrát silnější než pozemské. Aby neutronová hvězda začala vydávat světlo jako pulsar, musí mít správný poměr síly magnetického pole a rychlosti rotace. Stává se, že paprsek rádiových vln nemusí projít zorným polem pozemského dalekohledu a zůstane neviditelný.
Rádiové pulsary
Astrofyzik Anton Biryukov o fyzice neutronových hvězd, zpomalení rotace a objevu gravitačních vln:
Proč pulsary rotují?
Pomalost pulsaru je jedna otáčka za sekundu. Ty nejrychlejší zrychlují na stovky otáček za sekundu a nazývají se milisekundy. Rotační proces nastává, protože hvězdy, ze kterých byly vytvořeny, se také otáčely. Ale abyste se k této rychlosti dostali, potřebujete další zdroj.
Vědci se domnívají, že milisekundové pulsary vznikly krádeží energie od souseda. Můžete si všimnout přítomnosti cizí látky, která zvyšuje rychlost otáčení. A to není dobře pro zraněného společníka, kterého by jednou mohl pulsar úplně pohltit. Takové systémy se nazývají černé vdovy (po nebezpečně vypadající pavouk).
Pulsary jsou schopny vyzařovat světlo v několika vlnových délkách (od rádia po gama záření). Ale jak to dělají? Vědci zatím nemohou najít přesnou odpověď. Předpokládá se, že za každou vlnovou délku je zodpovědný samostatný mechanismus. Beacon-like paprsky jsou vyrobeny z rádiových vln. Jsou jasné a úzké a připomínají koherentní světlo, kde částice tvoří soustředěný paprsek.
Čím rychlejší rotace, tím slabší magnetické pole. Rychlost rotace jim ale stačí k tomu, aby vyzařovaly stejně jasné paprsky jako pomalé.
Během rotace magnetické pole vytváří elektrické pole, které může uvést nabité částice do pohyblivého stavu (elektrický proud). Oblast nad povrchem, kde dominuje magnetické pole, se nazývá magnetosféra. Zde jsou nabité částice neuvěřitelně urychlovány vysoké rychlosti kvůli silnému elektrické pole. Při každém zrychlení vydávají světlo. Zobrazuje se v optickém a rentgenovém rozsahu.
A co gama paprsky? Výzkum naznačuje, že jejich zdroj by se měl hledat jinde v blízkosti pulsaru. A budou připomínat ventilátor.
Hledejte pulsary
Radioteleskopy zůstávají hlavní metodou pro hledání pulsarů ve vesmíru. Oproti jiným objektům jsou malé a slabé, takže musíte skenovat celou oblohu a postupně se tyto objekty dostávají do objektivu. Většina byla nalezena pomocí observatoře Parkes v Austrálii. Od roku 2018 bude k dispozici mnoho nových dat z antény Square Kilometer Array Antenna (SKA).
V roce 2008 byl vypuštěn dalekohled GLAST, který našel 2050 pulsarů emitujících gama záření, z nichž 93 bylo milisekundových. Tento dalekohled je neuvěřitelně užitečný, protože snímá celou oblohu, zatímco jiné zvýrazňují pouze malé oblasti podél roviny.
Najít různé vlnové délky může být náročné. Faktem je, že rádiové vlny jsou neuvěřitelně silné, ale nemusí jednoduše spadnout do čočky dalekohledu. Ale gama záření se šíří po větší části oblohy, ale má nižší jas.
Vědci nyní vědí o existenci 2 300 pulsarů, nalezených prostřednictvím rádiových vln a 160 prostřednictvím gama záření. Existuje také 240 milisekundových pulsarů, z nichž 60 produkuje gama záření.
Použití pulsarů
Pulsary nejsou jen úžasné vesmírné objekty, ale také užitečné nástroje. Vyzařované světlo může hodně napovědět vnitřní procesy. To znamená, že výzkumníci jsou schopni porozumět fyzice neutronových hvězd. Tyto objekty jsou takové vysoký tlakže chování hmoty se liší od obvyklého. Podivný obsah neutronových hvězd se nazývá „jaderná pasta“.
Pulsary přinášejí mnoho výhod díky přesnosti jejich pulzů. Vědci znají konkrétní objekty a vnímají je jako kosmické hodiny. Tak se začaly objevovat spekulace o přítomnosti dalších planet. Ve skutečnosti první nalezená exoplaneta obíhá kolem pulsaru.
Nezapomeňte, že pulsary se stále pohybují, zatímco „mrkají“, což znamená, že je lze použít k měření kosmických vzdáleností. Byli také zapojeni do testování Einsteinovy teorie relativity, jako jsou momenty s gravitací. Ale pravidelnost pulsace může být narušena gravitačními vlnami. To bylo zaznamenáno v únoru 2016.
Pulsarské hřbitovy
Postupně se všechny pulsary zpomalují. Záření je poháněno magnetickým polem vytvořeným rotací. V důsledku toho také ztrácí svou sílu a přestává vysílat paprsky. Vědci nakreslili speciální čáru, kde lze gama záření stále detekovat před rádiovými vlnami. Jakmile pulsar klesne níže, je odepsán na pulsarovém hřbitově.
Pokud byl pulsar vytvořen ze zbytků supernovy, pak má obrovskou energetickou rezervu a vysoká rychlost otáčení. Mezi příklady patří mladý objekt PSR B0531+21. V této fázi může zůstat několik set tisíc let, poté začne ztrácet rychlost. Pulsary středního věku tvoří většinu populace a produkují pouze rádiové vlny.
Pulsar však může prodloužit svůj život, pokud je poblíž satelit. Poté vytáhne svůj materiál a zvýší rychlost otáčení. K takovým změnám může dojít kdykoli, a proto je pulsar schopen znovuzrození. Takový kontakt se nazývá nízkohmotný rentgenový binární systém. Nejstarší pulsary jsou milisekundové. Některé dosahují stáří miliard let.
Neutronové hvězdy
Neutronové hvězdy- spíše záhadné objekty, přesahující hmotnost Slunce 1,4krát. Rodí se po explozi větších hvězd. Pojďme se s těmito formacemi blíže seznámit.
Když vybuchne hvězda 4-8krát hmotnější než Slunce, zůstane jádro s vysokou hustotou a pokračuje v kolapsu. Gravitace tlačí na materiál tak silně, že způsobí, že se protony a elektrony spojí a stanou se neutrony. Tak se rodí neutronová hvězda s vysokou hustotou.
Tyto masivní objekty mohou dosáhnout průměru pouhých 20 km. Abychom vám poskytli představu o hustotě, pouhá jedna odměrka materiálu neutronové hvězdy by vážila miliardu tun. Gravitace na takovém objektu je 2 miliardkrát silnější než na Zemi a výkon je dostatečný pro gravitační čočku, což umožňuje vědcům vidět zadní stranu hvězdy.
Šok z exploze zanechá pulz, který způsobí, že se neutronová hvězda roztočí a dosáhne několika otáček za sekundu. I když dokážou zrychlit až 43 000krát za minutu.
Hraniční vrstvy v blízkosti kompaktních objektů
Astrofyzik Valery Suleymanov o vzniku akrečních disků, hvězdného větru a hmoty kolem neutronových hvězd:
Vnitřek neutronových hvězd
Astrofyzik Sergej Popov o extrémních stavech hmoty, složení neutronových hvězd a metodách studia nitra:
Když neutronová hvězda působí jako součást duální systém, kde explodovala supernova, snímek vypadá ještě působivěji. Pokud je hmotnost druhé hvězdy nižší než hmotnost Slunce, pak stáhne hmotnost společníka do „Rocheova laloku“. Toto je sférický oblak materiálu obíhající kolem neutronové hvězdy. Pokud byl satelit 10x větší než hmotnost Slunce, pak je přenos hmoty také upraven, ale není tak stabilní. Materiál proudí podél magnetických pólů, zahřívá se a vytváří rentgenové pulsace.
Do roku 2010 bylo pomocí rádiové detekce nalezeno 1800 pulsarů a 70 pomocí gama záření. Některé exempláře měly dokonce planety.
Typy neutronových hvězd
Někteří zástupci neutronových hvězd mají výtrysky materiálu proudící téměř rychlostí světla. Když kolem nás proletí, blýskají se jako světlo majáku. Kvůli tomu se jim říká pulsary.
Konečný produkt hvězdného vývoje se nazývá neutronové hvězdy. Jejich velikost a hmotnost jsou prostě úžasné! Mají velikost až 20 km v průměru, ale váží až . Hustota hmoty v neutronové hvězdě je mnohonásobně větší než hustota atomového jádra. Neutronové hvězdy se objevují během výbuchů supernov.
Většina známých neutronových hvězd váží přibližně 1,44 hmotnosti Slunce a rovná se hmotnostnímu limitu Chandrasekhar. Ale teoreticky je možné, že mohou mít až 2,5 hmoty. Nejtěžší dosud objevený váží 1,88 hmotnosti Slunce a nazývá se Vele X-1 a druhý s hmotností 1,97 hmotnosti Slunce je PSR J1614-2230. S dalším nárůstem hustoty se hvězda mění v kvark.
Magnetické pole neutronových hvězd je velmi silné a dosahuje 10,12 stupňů G, pole Země je 1G. Od roku 1990 byly některé neutronové hvězdy identifikovány jako magnetary – jedná se o hvězdy, jejichž magnetická pole sahají daleko za 10 až 14 stupňů Gauss. Při takto kritických magnetických polích dochází ke změnám fyziky, dochází k relativistickým efektům (ohýbání světla magnetickým polem) a polarizaci fyzikálního vakua. Neutronové hvězdy byly předpovězeny a poté objeveny.
První předpoklady učinili Walter Baade a Fritz Zwicky v roce 1933, vycházeli z předpokladu, že neutronové hvězdy se rodí v důsledku výbuchu supernovy. Podle výpočtů je záření z těchto hvězd velmi malé, prostě se to nedá odhalit. Ale v roce 1967 Huishova postgraduální studentka Jocelyn Bell objevila , který vysílal pravidelné rádiové pulsy.
Takové impulsy byly získány jako výsledek rychlé rotace objektu, ale obyčejné hvězdy by se při tak silné rotaci jednoduše rozletěly, a proto se rozhodli, že jde o neutronové hvězdy.
Pulsary v sestupném pořadí rychlosti otáčení:
Ejektor je radiový pulsar. Nízká rychlost otáčení a silné magnetické pole. Takový pulsar má magnetické pole a hvězda rotuje stejně úhlová rychlost. V určitém okamžiku lineární rychlost pole dosáhne rychlosti světla a začne ji překračovat. Dále dipólové pole nemůže existovat a siločáry pole se přeruší. Pohybující se po těchto liniích nabité částice dosáhnou útesu a odlomí se, čímž opustí neutronovou hvězdu a mohou odletět do jakékoli vzdálenosti až do nekonečna. Proto se tyto pulsary nazývají ejektory (rozdat, vysunout) - rádiové pulsary.
Vrtule, již nemá stejnou rychlost rotace jako ejektor pro urychlení částic na rychlost po světle, takže nemůže být rádiovým pulsarem. Ale její rychlost rotace je stále velmi vysoká, hmota zachycená magnetickým polem ještě nemůže na hvězdu padat, to znamená, že nedochází k akreci. Takové hvězdy byly studovány velmi špatně, protože je téměř nemožné je pozorovat.
Accretor je rentgenový pulsar. Hvězda se již neotáčí tak rychle a hmota začíná padat na hvězdu a padá podél magnetické siločáry. Při dopadu na pevný povrch v blízkosti pólu se látka zahřeje až na desítky milionů stupňů, což má za následek rentgenové záření. K pulzacím dochází v důsledku toho, že se hvězda stále otáčí, a protože oblast pádu hmoty je jen asi 100 metrů, tato skvrna pravidelně mizí z dohledu.
