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Los astrofísicos alemanes han determinado la masa máxima posible de una estrella de neutrones basándose en los resultados de mediciones de ondas gravitacionales y radiación electromagnética. Resultó que la masa de una estrella de neutrones que no gira no puede superar las 2,16 masas solares, según un artículo publicado en Cartas de revistas astrofísicas.

Las estrellas de neutrones son estrellas compactas ultradensas que se forman durante explosiones de supernovas. El radio de las estrellas de neutrones no supera algunas decenas de kilómetros y su masa puede ser comparable a la masa del Sol, lo que conduce a una enorme densidad de materia estelar (alrededor de 10,17 kilogramos por metro cúbico). Al mismo tiempo, la masa de una estrella de neutrones no puede exceder un cierto límite: los objetos con grandes masas colapsan en agujeros negros bajo la influencia de su propia gravedad.

Por varias estimaciones, limite superior Porque la masa de una estrella de neutrones se encuentra en el rango de dos a tres masas solares y depende de la ecuación de estado de la materia, así como de la velocidad de rotación de la estrella. Dependiendo de la densidad y masa de la estrella, los científicos distinguen varios varios tipos estrellas, en la figura se muestra un diagrama esquemático. En primer lugar, las estrellas que no giran no pueden tener una masa mayor que M TOV (región blanca). En segundo lugar, cuando una estrella gira con velocidad constante, su masa puede ser menor que M TOV (área verde claro) o mayor (verde brillante), pero aún así no debe exceder otro límite, M máx. Finalmente, estrella neutrón con una velocidad de rotación variable, en teoría pueden tener una masa arbitraria (áreas rojas de diferente brillo). Sin embargo, siempre se debe recordar que la densidad de las estrellas en rotación no puede ser mayor que un cierto valor; de lo contrario, la estrella aún colapsará en un agujero negro (la línea vertical en el diagrama separa las soluciones estables de las inestables).

Diagrama de diferentes tipos de estrellas de neutrones según su masa y densidad. La cruz marca los parámetros del objeto formado después de la fusión de las estrellas del sistema binario, las líneas de puntos indican una de dos opciones para la evolución del objeto.

L. Rezzolla et al. / El Diario Astrofísico

Un equipo de astrofísicos dirigido por Luciano Rezzolla ha establecido límites nuevos y más precisos para la masa máxima posible de una estrella de neutrones no giratoria, M TOV. En su trabajo, los científicos utilizaron datos de estudios anteriores, dedicado a procesos, que ocurrió en un sistema de dos estrellas de neutrones fusionadas y provocó la emisión de ondas gravitacionales (evento GW170817) y electromagnéticas (GRB 170817A). El registro simultáneo de estas ondas resultó ser muy evento importante Para la ciencia, puede leer más al respecto en el nuestro y en el material.

De trabajos anteriores de astrofísicos se desprende que después de la fusión de estrellas de neutrones se formó una estrella de neutrones hipermasiva (es decir, su masa M > M max), que posteriormente se desarrolló según uno de dos escenarios posibles y después de un corto período de tiempo. convertido en un agujero negro (líneas discontinuas en el diagrama). La observación del componente electromagnético de la radiación de la estrella apunta al primer escenario, en el que la masa bariónica de la estrella permanece esencialmente constante y la masa gravitacional disminuye relativamente lentamente debido a la emisión de ondas gravitacionales. Por otro lado, la explosión de rayos gamma del sistema llegó casi simultáneamente con las ondas gravitacionales (sólo 1,7 segundos después), lo que significa que el punto de transformación en un agujero negro debería estar cerca de M máx.

Por lo tanto, si rastreamos la evolución de una estrella de neutrones hipermasiva hasta estado inicial, cuyos parámetros fueron calculados con buena precisión en trabajos anteriores, podemos encontrar el valor de M max que nos interesa. Conociendo M max, no es difícil encontrar M TOV, ya que estas dos masas están relacionadas por la relación M max ≈ 1,2 M TOV. En este artículo, los astrofísicos realizaron dichos cálculos utilizando las llamadas “relaciones universales”, que relacionan los parámetros de estrellas de neutrones de diferentes masas y no dependen del tipo de ecuación de estado de su materia. Los autores enfatizan que sus cálculos utilizan sólo suposiciones simples y no se basan en simulaciones numéricas. El resultado final para la masa máxima posible estuvo entre 2,01 y 2,16 masas solares. Anteriormente se obtuvo un límite inferior a partir de observaciones de púlsares masivos en sistemas binarios; en pocas palabras, la masa máxima no puede ser inferior a 2,01 masas solares, ya que los astrónomos han observado estrellas de neutrones con una masa tan grande.

Anteriormente escribimos sobre cómo los astrofísicos utilizaron simulaciones por computadora para estimar la masa y el radio de las estrellas de neutrones, cuya fusión condujo a los eventos GW170817 y GRB 170817A.

Dmitri Trunin

En la astrofísica, como en cualquier otra rama de la ciencia, los más interesantes son los problemas evolutivos asociados con las eternas preguntas "¿qué pasó?" ¿Y eso será?". Ya sabemos qué pasará con una masa estelar aproximadamente igual a la masa de nuestro Sol. Una estrella así, habiendo pasado por una etapa gigante roja, se convertirá enano blanco. Las enanas blancas del diagrama de Hertzsprung-Russell se encuentran fuera de la secuencia principal.

Las enanas blancas son el final de la evolución de las estrellas de masa solar. Son una especie de callejón sin salida evolutivo. La extinción lenta y silenciosa es el final del camino para todas las estrellas con una masa menor que la del Sol. ¿Qué pasa con las estrellas más masivas? Vimos que sus vidas estaban llenas de acontecimientos turbulentos. Pero surge una pregunta natural: ¿cómo terminan los monstruosos cataclismos observados en forma de explosiones de supernovas?

En 1054, una estrella invitada brilló en el cielo. Era visible en el cielo incluso durante el día y se apagó sólo unos meses después. Hoy vemos los restos de esta catástrofe estelar en forma de un objeto óptico brillante designado M1 en el Catálogo de Nebulosas Messier. esto es famoso Nebulosa del Cangrejo- restos de una explosión de supernova.

En los años 40 de nuestro siglo, el astrónomo estadounidense V. Baade comenzó a estudiar parte central“Cangrejo” para intentar encontrar un remanente estelar de una explosión de supernova en el centro de la nebulosa. Por cierto, el nombre "cangrejo" se lo dio a este objeto en el siglo XIX el astrónomo inglés Lord Ross. Baade encontró un candidato a remanente estelar en forma de asterisco 17t.

Pero el astrónomo tuvo mala suerte: no tenía el equipo adecuado para un estudio detallado y, por lo tanto, no pudo notar que esta estrella parpadeaba y pulsaba. Si el período de estas pulsaciones de brillo no fuera de 0,033 segundos, sino, digamos, de varios segundos, Baade sin duda lo habría notado, y entonces el honor de descubrir el primer púlsar no habría pertenecido a A. Hewish y D. Bell.

Unos diez años antes de que Baade apuntara su telescopio al centro Nebulosa del Cangrejo, los físicos teóricos comenzaron a estudiar el estado de la materia a densidades superiores a la densidad de las enanas blancas (106 - 107 g/cm3). El interés en esta cuestión surgió en relación con el problema de las etapas finales de la evolución estelar. Es interesante que uno de los coautores de esta idea fuera el mismo Baade, quien relacionó el hecho mismo de la existencia de una estrella de neutrones con una explosión de supernova.

Si la materia se comprime a densidades mayores que las de las enanas blancas, comienzan los llamados procesos de neutronización. La monstruosa presión dentro de la estrella "impulsa" electrones hacia los núcleos atómicos. EN condiciones normales un núcleo que ha absorbido electrones será inestable porque contiene un exceso de neutrones. Sin embargo, este no es el caso de las estrellas compactas. A medida que aumenta la densidad de la estrella, los electrones del gas degenerado son absorbidos gradualmente por los núcleos y poco a poco la estrella se convierte en un gigante. estrella neutrón- una gota. El gas de electrones degenerado se reemplaza por un gas de neutrones degenerado con una densidad de 1014-1015 g/cm3. En otras palabras, la densidad de una estrella de neutrones es miles de millones de veces mayor que la de una enana blanca.

Durante mucho tiempo, esta monstruosa configuración de la estrella fue considerada un juego de la mente de los teóricos. Fueron necesarios más de treinta años para que la naturaleza confirmara esta extraordinaria predicción. En los mismos años 30 se hizo otro. descubrimiento importante, que tuvo una influencia decisiva en toda la teoría de la evolución estelar. Chandrasekhar y L. Landau establecieron que para una estrella que ha agotado sus fuentes de energía nuclear, existe una cierta masa límite cuando la estrella aún permanece estable. Con esta masa, la presión del gas degenerado todavía es capaz de resistir las fuerzas de gravedad. Como consecuencia, la masa de las estrellas degeneradas (enanas blancas, estrellas de neutrones) tiene un límite finito (límite de Chandrasekhar), cuyo exceso provoca una compresión catastrófica de la estrella y su colapso.

Tenga en cuenta que si la masa del núcleo de una estrella está entre 1,2 M y 2,4 M, el "producto" final de la evolución de dicha estrella debería ser una estrella de neutrones. Con una masa central de menos de 1,2 M, la evolución conducirá finalmente al nacimiento de una enana blanca.

¿Qué es una estrella de neutrones? Conocemos su masa, también sabemos que se compone principalmente de neutrones, cuyos tamaños también se conocen. Desde aquí es fácil determinar el radio de la estrella. Resulta estar cerca de… ¡10 kilómetros! De hecho, determinar el radio de un objeto de este tipo no es difícil, pero sí es muy difícil imaginar que una masa cercana a la masa del Sol pueda colocarse en un objeto cuyo diámetro es ligeramente mayor que la longitud de la calle Profsoyuznaya en Moscú. Se trata de una gota nuclear gigante, el supernúcleo de un elemento que no cabe en ningún sistemas periódicos y tiene una estructura inesperada y peculiar.

¡La materia de una estrella de neutrones tiene las propiedades de un líquido superfluido! Este hecho es difícil de creer a primera vista, pero es cierto. La sustancia, comprimida a densidades monstruosas, se parece hasta cierto punto al helio líquido. Además, no debemos olvidar que la temperatura de una estrella de neutrones es de unos mil millones de grados y, como sabemos, la superfluidez en condiciones terrestres Aparece sólo a temperaturas ultrabajas.

Es cierto que la temperatura no juega un papel especial en el comportamiento de la propia estrella de neutrones, ya que su estabilidad está determinada por la presión del gas de neutrones degenerado: el líquido. La estructura de una estrella de neutrones es en muchos aspectos similar a la estructura de un planeta. Además del “manto”, que consiste en una sustancia con las sorprendentes propiedades de un líquido superconductor, esta estrella tiene una corteza delgada y dura de aproximadamente un kilómetro de espesor. Se supone que la corteza tiene una estructura cristalina peculiar. Peculiar porque, a diferencia de los cristales que conocemos, donde la estructura del cristal depende de la configuración. conchas electrónicasÁtomo, en la corteza de una estrella de neutrones, los núcleos atómicos carecen de electrones. Por lo tanto, forman una red que recuerda a las redes cúbicas de hierro, cobre y zinc, pero, en consecuencia, con densidades inmensamente mayores. Luego viene el manto, de cuyas propiedades ya hemos hablado. En el centro de una estrella de neutrones, las densidades alcanzan los 1015 gramos por centímetro cúbico. En otras palabras, una cucharadita de material de una estrella así pesa miles de millones de toneladas. Se supone que en el centro de la estrella de neutrones ocurre educación continua todos conocidos en física nuclear, así como exóticos aún no descubiertos. partículas elementales.

Las estrellas de neutrones se enfrían con bastante rapidez. Las estimaciones muestran que durante los primeros diez a cien mil años la temperatura desciende de varios miles de millones a cientos de millones de grados. Las estrellas de neutrones giran rápidamente y esto tiene una serie de consecuencias muy interesantes. Por cierto, es el pequeño tamaño de la estrella lo que le permite permanecer intacto durante la rápida rotación. Si su diámetro no fuera de 10, sino, digamos, de 100 kilómetros, simplemente sería destrozado por fuerzas centrífugas.

Ya hemos hablado de la intrigante historia del descubrimiento de los púlsares. Inmediatamente se planteó la idea de que el púlsar era una estrella de neutrones que giraba rápidamente, ya que de todas las configuraciones estelares conocidas, sólo ella podía permanecer estable, girando a gran velocidad. Fue el estudio de los púlsares lo que permitió llegar a la sorprendente conclusión de que las estrellas de neutrones, descubiertas "en la punta de la pluma" por los teóricos, en realidad existen en la naturaleza y surgen como resultado de explosiones de supernovas. Las dificultades para detectarlas en el rango óptico son obvias, ya que debido a su pequeño diámetro, la mayoría de las estrellas de neutrones no se pueden ver como máximo. telescopios potentes, aunque, como hemos visto, aquí hay excepciones: un púlsar en Nebulosa del Cangrejo.

Entonces, los astrónomos descubrieron Nueva clase objetos - púlsares, estrellas de neutrones que giran rápidamente. Surge una pregunta natural: ¿cuál es la razón de una rotación tan rápida de una estrella de neutrones? ¿Por qué, de hecho, debería girar alrededor de su eje a una velocidad enorme?

La razón de este fenómeno es simple. Sabemos muy bien cómo un patinador puede aumentar la velocidad de rotación cuando acerca los brazos al cuerpo. Para ello utiliza la ley de conservación del momento angular. Esta ley nunca se viola, y es precisamente esta ley la que, durante la explosión de una supernova, aumenta muchas veces la velocidad de rotación de su remanente, el púlsar.

De hecho, durante el colapso de una estrella, su masa (lo que queda después de la explosión) no cambia, pero el radio disminuye unas cien mil veces. Pero el momento angular, igual al producto de la velocidad de rotación ecuatorial por la masa y el radio, sigue siendo el mismo. La masa no cambia, por lo tanto, la velocidad debe aumentar las mismas cien mil veces.

Veamos un ejemplo sencillo. Nuestro Sol gira bastante lentamente alrededor de su propio eje. El período de esta rotación es de aproximadamente 25 días. Entonces, si el Sol de repente se convirtiera en una estrella de neutrones, su período de rotación disminuiría a una diezmilésima de segundo.

La segunda consecuencia importante de las leyes de conservación es que las estrellas de neutrones deben estar muy fuertemente magnetizadas. De hecho, en cualquier proceso natural no podemos simplemente destruir el campo magnético (si ya existe). Las líneas del campo magnético están siempre asociadas a la materia estelar, que tiene una excelente conductividad eléctrica. La magnitud del flujo magnético en la superficie de la estrella es igual al producto de la magnitud de la intensidad. campo magnético por cuadrado del radio de la estrella. Este valor es estrictamente constante. Por eso, cuando una estrella se contrae, el campo magnético debería aumentar con mucha fuerza. Detengámonos en este fenómeno con cierto detalle, ya que es este fenómeno el que determina muchas de las sorprendentes propiedades de los púlsares.

La intensidad del campo magnético se puede medir en la superficie de nuestra Tierra. Obtendremos un pequeño valor de aproximadamente un gauss. En un buen laboratorio de física se pueden obtener campos magnéticos de un millón de gauss. En la superficie de las enanas blancas, la intensidad del campo magnético alcanza los cien millones de gauss. Cerca de allí, el campo es aún más fuerte: hasta diez mil millones de gauss. Pero en la superficie de una estrella de neutrones la naturaleza alcanza un récord absoluto. Aquí la intensidad del campo puede ser de cientos de miles de miles de millones de gauss. El vacío en un frasco de un litro que contuviera tal campo pesaría alrededor de mil toneladas.

Campos magnéticos tan fuertes no pueden dejar de afectar (por supuesto, en combinación con el campo gravitacional) la naturaleza de la interacción de la estrella de neutrones con la materia circundante. Después de todo, todavía no hemos hablado de por qué los púlsares tienen una actividad enorme, de por qué emiten ondas de radio. Y no sólo ondas de radio. Hoy en día, los astrofísicos conocen bien los púlsares de rayos X que se observan sólo en sistemas binarios, fuentes de rayos gamma con propiedades inusuales, los llamados estallidos de rayos X.

Para imaginar los diversos mecanismos de interacción de una estrella de neutrones con la materia, recurramos a la teoría general de los cambios lentos en los modos de interacción de las estrellas de neutrones con ambiente. Consideremos brevemente las principales etapas de dicha evolución. Las estrellas de neutrones, restos de explosiones de supernovas, inicialmente giran muy rápidamente con un período de 10 -2 - 10 -3 segundos. Con una rotación tan rápida, la estrella emite ondas de radio, radiación electromagnética y partículas.

Uno de los más propiedades sorprendentes Los púlsares es el monstruoso poder de su radiación, miles de millones de veces mayor que el poder de la radiación del interior de las estrellas. Por ejemplo, la potencia de emisión de radio del púlsar en el “Cangrejo” alcanza 1031 ergios/seg, en óptica es de 1034 ergios/seg, que es mucho mayor que la potencia de emisión del Sol. Este púlsar emite aún más en el rango de rayos X y gamma.

¿Cómo funcionan estos generadores de energía natural? Todos los radiopúlsares tienen una propiedad común, que sirvió como clave para desentrañar el mecanismo de su acción. Esta propiedad radica en el hecho de que el período de emisión del pulso no permanece constante, sino que aumenta lentamente. Vale la pena señalar que esta propiedad de las estrellas de neutrones en rotación fue predicha por primera vez por los teóricos y luego muy rápidamente confirmada experimentalmente. Así, en 1969 se descubrió que el período de emisión de los impulsos púlsares en el "Cangrejo" aumenta a razón de 36 milmillonésimas de segundo por día.

No hablaremos ahora de cómo se miden periodos de tiempo tan cortos. Lo importante para nosotros es el hecho mismo de aumentar el período entre pulsos, lo que, por cierto, permite estimar la edad de los púlsares. Pero aún así, ¿por qué un púlsar emite pulsos de emisión de radio? Este fenómeno no ha sido completamente explicado en el marco de ninguna teoría completa. Sin embargo, es posible trazar una imagen cualitativa del fenómeno.

El caso es que el eje de rotación de una estrella de neutrones no coincide con su eje magnético. Es bien sabido por la electrodinámica que si un imán gira en el vacío alrededor de un eje que no coincide con el magnético, entonces surgirá radiación electromagnética precisamente a la frecuencia de rotación del imán. Al mismo tiempo, la velocidad de rotación del imán disminuirá. Esto es comprensible por consideraciones generales, ya que si no se produjera el frenado, simplemente tendríamos una máquina de movimiento perpetuo.

Así, nuestro transmisor extrae la energía de los pulsos de radio de la rotación de la estrella y su campo magnético es como la correa motriz de una máquina. El proceso real es mucho más complicado, ya que un imán que gira en el vacío es sólo parcialmente análogo a un púlsar. Después de todo, una estrella de neutrones no gira en el vacío; está rodeada por una poderosa magnetosfera, una nube de plasma, y ​​esto. buena guía, haciendo sus propios ajustes al cuadro simple y bastante esquemático que hemos dibujado. Como resultado de la interacción del campo magnético del púlsar con la magnetosfera circundante, se forman haces estrechos de radiación dirigida que, con una "ubicación de las estrellas" favorable, se pueden observar en varias partes de la galaxia, en particular en la Tierra. .

La rápida rotación de un radiopúlsar al comienzo de su vida no sólo provoca emisiones de radio. Una parte importante de la energía también es absorbida por partículas relativistas. A medida que disminuye la velocidad de rotación del púlsar, disminuye la presión de radiación. Antes de esto, la radiación hacía rebotar el plasma lejos del púlsar. Ahora la materia circundante comienza a caer sobre la estrella y extingue su radiación. Este proceso puede resultar especialmente eficaz si el púlsar forma parte de un sistema binario. En un sistema de este tipo, especialmente si está lo suficientemente cerca, el púlsar atrae hacia sí la materia de su compañero "normal".

Si el púlsar es joven y está lleno de energía, su emisión de radio todavía es capaz de "abrir paso" hasta el observador. Pero el viejo púlsar ya no puede luchar contra la acreción y “extingue” la estrella. A medida que la rotación del púlsar se ralentiza, comienzan a aparecer otros procesos notables. Dado que el campo gravitacional de una estrella de neutrones es muy poderoso, la acumulación de materia libera una cantidad significativa de energía en forma de rayos X. Si en un sistema binario la compañera normal aporta una cantidad notable de materia al púlsar, aproximadamente 10 -5 - 10 -6 M por año, la estrella de neutrones no será observada como un púlsar de radio, sino como un púlsar de rayos X.

Pero eso no es todo. En algunos casos, cuando la magnetosfera de una estrella de neutrones se acerca a su superficie, la materia comienza a acumularse allí, formando una especie de capa de estrella. En esta capa se pueden crear condiciones favorables para que se produzcan reacciones termonucleares y luego podremos ver una explosión de rayos X en el cielo (desde palabra inglesa ráfaga - "destello").

De hecho, este proceso no debería parecernos inesperado; ya hemos hablado de él en relación con las enanas blancas. Sin embargo, las condiciones en la superficie de una enana blanca y una estrella de neutrones son muy diferentes y, por lo tanto, las explosiones de rayos X están claramente asociadas con las estrellas de neutrones. Termo explosiones nucleares Son observados por nosotros en forma de llamaradas de rayos X y, quizás, de estallidos de rayos gamma. De hecho, algunas explosiones de rayos gamma pueden parecer causadas por explosiones termonucleares en la superficie de estrellas de neutrones.

Pero volvamos a los púlsares de rayos X. El mecanismo de su radiación, por supuesto, es completamente diferente al de los estallidos. Las fuentes de energía nuclear ya no desempeñan aquí ningún papel. La energía cinética de la propia estrella de neutrones tampoco puede conciliarse con los datos de observación.

Tomemos como ejemplo la fuente de rayos X Centaurus X-1. Su potencia es de 10 erg/seg. Por tanto, la reserva de esta energía sólo podría ser suficiente para un año. Además, es bastante obvio que en este caso el período de rotación de la estrella tendría que aumentar. Sin embargo, para muchos púlsares de rayos X, a diferencia de los púlsares de radio, el período entre pulsos disminuye con el tiempo. Esto significa que el problema aquí no es la energía cinética de rotación. ¿Cómo funcionan los púlsares de rayos X?

Recordamos que se manifiestan en sistemas dobles. Es allí donde los procesos de acreción son especialmente eficaces. La velocidad de la materia que cae sobre una estrella de neutrones puede alcanzar un tercio de la velocidad de la luz (100 mil kilómetros por segundo). Entonces, un gramo de sustancia liberará la energía de 1020 ergios. Y para garantizar una liberación de energía de 1037 erg/s, es necesario que el flujo de materia hacia la estrella de neutrones sea de 1017 gramos por segundo. Esto, en general, no es mucho, alrededor de una milésima parte de la masa de la Tierra por año.

El proveedor del material puede ser un compañero óptico. Una corriente de gas fluirá continuamente desde parte de su superficie hacia la estrella de neutrones. Suministrará energía y materia al disco de acreción formado alrededor de la estrella de neutrones.

Debido a que una estrella de neutrones tiene un campo magnético enorme, el gas “fluirá” a lo largo de las líneas del campo magnético hacia los polos. Es allí, en “puntos” relativamente pequeños, del orden de un kilómetro de tamaño, donde tienen lugar los procesos a gran escala de creación de poderosa radiación de rayos X. Los rayos X son emitidos por electrones relativistas y ordinarios que se mueven en el campo magnético del púlsar. El gas que cae sobre él también puede "alimentar" su rotación. Por eso, precisamente en los púlsares de rayos X se observa en varios casos una disminución del período de rotación.

Fuentes de rayos X incluidas en sistemas duales, es uno de los fenómenos más notables del espacio. En nuestra galaxia hay pocos, probablemente no más de cien, pero su importancia es enorme no sólo desde el punto de vista, en particular para la comprensión del tipo I. Los sistemas binarios proporcionan la forma más natural y eficiente para que la materia fluya de una estrella a otra, y es aquí (debido al cambio relativamente rápido en la masa de las estrellas) donde podemos encontrarnos. varias opciones evolución "acelerada".

Otra consideración interesante. Sabemos lo difícil, casi imposible, que es estimar la masa de una sola estrella. Pero como las estrellas de neutrones forman parte de sistemas binarios, puede resultar que tarde o temprano sea posible determinar empíricamente (¡y esto es extremadamente importante!) la masa máxima de una estrella de neutrones, así como obtener información directa sobre su origen. .

Introducción

A lo largo de su historia, la humanidad no ha dejado de intentar comprender el universo. El universo es la totalidad de todo lo que existe, todas las partículas materiales del espacio entre estas partículas. Según las ideas modernas, la edad del Universo es de unos 14 mil millones de años.

El tamaño de la parte visible del universo es de aproximadamente 14 mil millones de años luz (un año luz es la distancia que recorre la luz en el vacío en un año). Algunos científicos estiman que la extensión del universo es de 90 mil millones de años luz. Para que sea conveniente operar a distancias tan grandes, se utiliza un valor llamado Parsec. Un pársec es la distancia desde la cual el radio promedio de la órbita de la Tierra, perpendicular a la línea de visión, es visible en un ángulo de un segundo de arco. 1 pársec = 3,2616 años luz.

En el universo hay una gran cantidad de objetos diferentes, cuyos nombres son familiares para muchos, como planetas y satélites, estrellas, agujeros negros, etc. Las estrellas son muy diversas en brillo, tamaño, temperatura y otros parámetros. Las estrellas incluyen objetos como enanas blancas, estrellas de neutrones, gigantes y supergigantes, cuásares y púlsares. Los centros de las galaxias son de particular interés. Según las ideas modernas, un agujero negro es adecuado para el papel de un objeto ubicado en el centro de una galaxia. Los agujeros negros son producto de la evolución de estrellas, únicos en sus propiedades. La fiabilidad experimental de la existencia de agujeros negros depende de la validez de la teoría general de la relatividad.

Además de las galaxias, el universo está lleno de nebulosas (nubes interestelares formadas por polvo, gas y plasma), radiación cósmica de fondo de microondas que impregna todo el universo y otros objetos poco estudiados.

Estrellas de neutrones

Una estrella de neutrones es un objeto astronómico, uno de los productos finales de la evolución de las estrellas, que consiste principalmente en un núcleo de neutrones cubierto por una corteza de materia relativamente delgada (? 1 km) en forma de núcleos atómicos pesados ​​y electrones. Las masas de las estrellas de neutrones son comparables a la masa del Sol, pero el radio típico es de sólo 10 a 20 kilómetros. Por lo tanto, la densidad media de la materia de una estrella de este tipo es varias veces mayor que la densidad del núcleo atómico (que para los núcleos pesados ​​es en promedio 2,8 * 1017 kg/m?). Una mayor compresión gravitacional de la estrella de neutrones se evita mediante la presión de la materia nuclear que surge debido a la interacción de los neutrones.

Muchas estrellas de neutrones tienen extremadamente alta velocidad rotación, hasta mil revoluciones por segundo. Se cree que las estrellas de neutrones nacen durante las explosiones de supernovas.

Fuerzas gravitacionales en estrellas de neutrones están equilibrados por la presión del gas de neutrones degenerado, el valor máximo de la masa de una estrella de neutrones está fijado por el límite de Oppenheimer-Volkov, cuyo valor numérico depende de la (aún poco conocida) ecuación de estado de la materia en el núcleo de la estrella. Existen premisas teóricas de que con un aumento aún mayor de la densidad, es posible la degeneración de las estrellas de neutrones en quarks.

El campo magnético en la superficie de las estrellas de neutrones alcanza un valor de 1012-1013 G (Gauss es una unidad de medida de inducción magnética), y son los procesos en las magnetosferas de las estrellas de neutrones los responsables de la emisión de radio de los púlsares. Desde la década de 1990, algunas estrellas de neutrones han sido identificadas como magnetares: estrellas con campos magnéticos del orden de 1014 Gauss o superiores. Tales campos (que superan el valor "crítico" de 4,414 · 1013 G, en el que la energía de interacción de un electrón con un campo magnético supera su energía en reposo) introducen una física cualitativamente nueva, como efectos relativistas específicos, polarización del vacío físico, etc. llegar a ser significativo.

Clasificación de estrellas de neutrones.

Dos parámetros principales que caracterizan la interacción de las estrellas de neutrones con la materia circundante y, como consecuencia, sus manifestaciones observacionales son el período de rotación y la magnitud del campo magnético. Con el tiempo, la estrella gasta su energía de rotación y su período de rotación aumenta. El campo magnético también se debilita. Por este motivo, una estrella de neutrones puede cambiar de tipo a lo largo de su vida.

Eyector (radiopúlsar): campos magnéticos fuertes y período de rotación corto. EN el modelo más simple magnetosfera, el campo magnético gira sólidamente, es decir, con la misma velocidad angular, que es lo mismo que la propia estrella de neutrones. En un cierto radio, la velocidad lineal de rotación del campo se acerca a la velocidad de la luz. Este radio se llama radio del cilindro ligero. Más allá de este radio, no puede existir un campo dipolar ordinario, por lo que las líneas de intensidad de campo se rompen en este punto. Las partículas cargadas que se mueven a lo largo de las líneas del campo magnético pueden abandonar la estrella de neutrones a través de tales acantilados y volar hasta el infinito. Una estrella de neutrones de este tipo expulsa (arroja) partículas cargadas relativistas que se emiten en el rango de radio. Para un observador, los eyectores parecen radiopúlsares.

Hélice: la velocidad de rotación ya no es suficiente para expulsar partículas, por lo que una estrella así no puede ser un radiopúlsar. Sin embargo, todavía es grande y la materia que rodea a la estrella de neutrones capturada por el campo magnético no puede caer, es decir, no se produce acumulación de materia. Las estrellas de neutrones de este tipo prácticamente no tienen manifestaciones observables y están poco estudiadas.

Accretor (púlsar de rayos X): la velocidad de rotación se reduce hasta tal punto que ahora nada impide que la materia caiga sobre una estrella de neutrones de este tipo. El plasma, al caer, se mueve a lo largo de las líneas del campo magnético y golpea una superficie sólida en la región de los polos de la estrella de neutrones, calentándose hasta decenas de millones de grados. Una sustancia calentada a tal altas temperaturas, brilla en el campo de los rayos X. La región en la que la materia que cae choca con la superficie de la estrella es muy pequeña: sólo unos 100 metros. Debido a la rotación de la estrella, este punto caliente desaparece periódicamente de la vista, lo que el observador percibe como pulsaciones. Estos objetos se denominan púlsares de rayos X.

Georotador: la velocidad de rotación de este tipo de estrellas de neutrones es baja y no impide la acreción. Pero el tamaño de la magnetosfera es tal que el campo magnético detiene el plasma antes de que sea capturado por la gravedad. Un mecanismo similar opera en la magnetosfera de la Tierra, de ahí su nombre.

Estrella neutrón
Estrella neutrón

Estrella neutrón - una estrella superdensa formada como resultado de la explosión de una supernova. La materia de una estrella de neutrones se compone principalmente de neutrones.
Una estrella de neutrones tiene una densidad nuclear (10 14 -10 15 g/cm 3) y un radio típico de 10 a 20 km. Una mayor compresión gravitacional de la estrella de neutrones se evita mediante la presión de la materia nuclear que surge debido a la interacción de los neutrones. Esta presión del gas de neutrones degenerado, significativamente más denso, es capaz de evitar el colapso gravitacional de masas de hasta 3 M. Por tanto, la masa de una estrella de neutrones varía dentro del rango de (1,4-3)M.

Arroz. 1. Sección transversal de una estrella de neutrones con una masa de 1,5 M y un radio de R = 16 km. La densidad ρ se indica en g/cm 3 en diferentes partes de la estrella.

Los neutrinos producidos durante el colapso de una supernova enfrían rápidamente la estrella de neutrones. Se estima que su temperatura descenderá de 10 11 a 10 9 K en un tiempo de unos 100 s. Entonces la velocidad de enfriamiento disminuye. Sin embargo, es alto a escala cósmica. Una disminución de la temperatura de 10 9 a 10 8 K se produce en 100 años y de 10 6 K en un millón de años.
Hay aproximadamente 1200 objetos conocidos que se clasifican como estrellas de neutrones. Alrededor de 1.000 de ellos se encuentran dentro de nuestra galaxia. En la figura 2 se muestra la estructura de una estrella de neutrones con una masa de 1,5 M y un radio de 16 km. 1: I – capa exterior delgada de átomos densamente empaquetados. La región II es una red cristalina de núcleos atómicos y electrones degenerados. La Región III es una capa sólida de núcleos atómicos sobresaturados con neutrones. IV – núcleo líquido, formado principalmente por neutrones degenerados. La región V forma el núcleo hadrónico de la estrella de neutrones. Además de nucleones, puede contener piones e hiperones. En esta parte de la estrella de neutrones, es posible la transición del líquido de neutrones a un estado cristalino sólido, la aparición de un condensado de piones y la formación de plasma de quarks-gluones e hiperones. Actualmente se están aclarando ciertos detalles de la estructura de una estrella de neutrones.
Detectar estrellas de neutrones métodos ópticos Difícil debido a su pequeño tamaño y poca luminosidad. En 1967, E. Hewish y J. Bell (Universidad de Cambridge) descubrieron fuentes cósmicas de emisión de radio periódica: los púlsares. Los períodos de repetición de los pulsos de radio de un púlsar son estrictamente constantes y, para la mayoría de los púlsares, oscilan entre 10 -2 y varios segundos. Los púlsares son estrellas de neutrones en rotación. Sólo los objetos compactos con las propiedades de las estrellas de neutrones pueden mantener su forma sin colapsar a tales velocidades de rotación. La conservación del momento angular y del campo magnético durante el colapso de una supernova y la formación de una estrella de neutrones conduce al nacimiento de púlsares que giran rápidamente con un campo magnético muy fuerte de 10 10 –10 14 G. El campo magnético gira junto con la estrella de neutrones, sin embargo, el eje de este campo no coincide con el eje de rotación de la estrella. Con esta rotación, la emisión de radio de la estrella se desliza sobre la Tierra como el haz de un faro. Cada vez que el rayo cruza la Tierra y golpea a un observador en la Tierra, el radiotelescopio detecta un breve pulso de emisión de radio. Su frecuencia de repetición corresponde al período de rotación de la estrella de neutrones. La radiación de una estrella de neutrones se produce cuando partículas cargadas (electrones) de la superficie de la estrella se mueven hacia afuera a lo largo de las líneas del campo magnético, emitiendo ondas electromagnéticas. Este es el mecanismo de emisión de radio de un púlsar, propuesto por primera vez

MOSCÚ, 28 de agosto - RIA Novosti. Los científicos han descubierto una estrella de neutrones con un peso récord, con el doble de masa que el Sol, lo que les ha obligado a reconsiderar una serie de teorías, en particular la teoría de que puede haber quarks "libres" dentro de la materia superdensa de las estrellas de neutrones, según un artículo publicado el jueves en la revista Nature.

Una estrella de neutrones es el "cadáver" de una estrella que queda después de una explosión de supernova. Su tamaño no excede el tamaño de una ciudad pequeña, pero la densidad de la materia es entre 10 y 15 veces mayor que la densidad de un núcleo atómico: una "pizca" de materia de una estrella de neutrones pesa más de 500 millones de toneladas.

La gravedad "presiona" los electrones para convertirlos en protones, convirtiéndolos en neutrones, razón por la cual las estrellas de neutrones reciben su nombre. Hasta hace poco, los científicos creían que la masa de una estrella de neutrones no podía exceder las dos masas solares, ya que de lo contrario la gravedad "colapsaría" la estrella en un agujero negro. El estado del interior de las estrellas de neutrones es en gran medida un misterio. Por ejemplo, se analiza la presencia de quarks “libres” y partículas elementales como mesones K e hiperones en las regiones centrales de una estrella de neutrones.

Los autores del estudio, un grupo de científicos estadounidenses liderados por Paul Demorest del Radio Observatorio Nacional, estudiaron la estrella doble J1614-2230, a tres mil años luz de la Tierra, uno de cuyos componentes es una estrella de neutrones y el otro una enana blanca. .

En este caso, una estrella de neutrones es un púlsar, es decir, una estrella que emite flujos de emisión de radio de dirección estrecha como resultado de la rotación de la estrella; el flujo de radiación se puede detectar desde la superficie de la Tierra mediante radiotelescopios; en diferentes intervalos de tiempo.

La enana blanca y la estrella de neutrones giran entre sí. Sin embargo, la velocidad de paso de una señal de radio desde el centro de una estrella de neutrones se ve afectada por la gravedad de la enana blanca; Los científicos, midiendo el tiempo de llegada de las señales de radio a la Tierra, pueden determinar con precisión la masa del objeto "responsable" del retraso de la señal.

"Tenemos mucha suerte con este sistema. El púlsar que gira rápidamente nos envía una señal procedente de una órbita perfectamente posicionada. Además, nuestra enana blanca es bastante grande para estrellas de este tipo. Esta combinación única nos permite aprovechar al máximo "El efecto Shapiro (retraso gravitacional de la señal) y simplifica las mediciones", afirma uno de los autores del artículo, Scott Ransom.

El sistema binario J1614-2230 está ubicado de tal manera que se puede observar casi de canto, es decir, en el plano orbital. Esto facilita la medición precisa de las masas de sus estrellas constituyentes.

Como resultado, la masa del púlsar resultó ser igual a 1,97 masas solares, lo que se convirtió en un récord para las estrellas de neutrones.

“Estas mediciones de masa nos dicen que si hay quarks en el núcleo de una estrella de neutrones, no pueden estar “libres”, pero lo más probable es que interactúen entre sí de manera mucho más fuerte que en los “ordinarios”. núcleos atómicos", explica el líder del grupo de astrofísicos que trabajan en este tema, Feryal Ozel de la Universidad Estatal de Arizona.

"Me sorprende que algo tan simple como la masa de una estrella de neutrones pueda decir tanto en diferentes áreas de la física y la astronomía", dice Ransom.

El astrofísico Sergei Popov del Instituto Astronómico Estatal Sternberg señala que el estudio de las estrellas de neutrones puede proporcionar información vital sobre la estructura de la materia.

“En los laboratorios terrestres es imposible estudiar la materia con una densidad mucho mayor que la densidad nuclear y esto es muy importante para comprender cómo funciona el mundo. sustancia densa Existe en las profundidades de las estrellas de neutrones. Para determinar las propiedades de esta sustancia es muy importante saber cuál es la masa máxima que puede tener una estrella de neutrones sin convertirse en un agujero negro”, dijo Popov a RIA Novosti.