Нейтронные звезды – все о космосе

Что такое нейтронная звезда. В чем ее особенность? | Живой космос

Нейтронные звезды - все о космосе

Нейтронная звезда — космическое тело, являющийся одним из возможных результатов эволюции звёзд, состоящий, в основном, из нейтронной сердцевины, покрытой сравнительно тонкой (∼1 км) корой вещества в виде тяжёлых атомных ядер и электронов.

Массы нейтронных звёзд сравнимы с массой Солнца, но типичный радиус нейтронное звезды составляет лишь 10—20 километров. Поэтому средняя плотность вещества такого объекта в несколько раз превышает плотность атомного ядра (которая для тяжёлых ядер составляет в среднем 2,8·1017кг/м³).

Дальнейшему гравитационному сжатию нейтронной звезды препятствует давление ядерной материи, возникающее за счёт взаимодействия нейтронов.

Многие нейтронные звёзды обладают чрезвычайно высокой скоростью вращения, — до тысячи оборотов в секунду. Нейтронные звёзды возникают в результате вспышек сверхновых звёзд.

Массы большинства нейтронных звёзд с надёжно измеренными массами составляют 1,3—1,5 массы Солнца, что близко к значению предела Чандрасекара. Теоретически же допустимы нейтронные звёзды с массами от 0,1 до примерно 2,5 солнечных масс, однако значение верхней предельной массы в настоящее время известно весьма неточно.

Самые массивные нейтронные звёзды из известных — Vela X-1 (имеет массу не менее 1,88±0,13 солнечных масс на уровне 1σ, что соответствует уровню значимости α≈34 %), PSR J1614-2230ruen (с оценкой массы 1,97±0,04 солнечных), и PSR J0348+0432ruen (с оценкой массы 2,01±0,04 солнечных).

Гравитация в нейтронных звёздах уравновешивается давлением вырожденного нейтронного газа, максимальное значение массы нейтронной звезды задаётся пределом Оппенгеймера-Волкова, численное значение которого зависит от (пока ещё плохо известного) уравнения состояния вещества в ядре звезды.

Существуют теоретические предпосылки к тому, что при ещё большем увеличении плотности возможно перерождение нейтронных звезд в кварковые.

 Строение нейтронной звезды

Магнитное поле на поверхности нейтронных звёзд достигает значения 1012—1013 Гс (для сравнения — у Земли около 1 Гс), именно процессы в магнитосферах нейтронных звёзд ответственны за радиоизлучение пульсаров.

Начиная с 1990-х годов, некоторые нейтронные звёзды отождествлены как магнетары — звёзды, обладающие магнитными полями порядка 1014 Гс и выше.

Такие магнитные поля (превышающие «критическое» значение 4,414·1013 Гс, при котором энергия взаимодействия электрона с магнитным полем превышает его энергию покоя mec²) привносят качественно новую физику, так как становятся существенны специфические релятивистские эффекты, поляризация физического вакуума и т. д.

К 2012 году открыто около 2000 нейтронных звёзд. Порядка 90% из них — одиночные. Всего же в нашей Галактике могут существовать 108—109 нейтронных звёзд, то есть где-то по одной на тысячу обычных звёзд.

Для нейтронных звёзд характерна высокая скорость движения (как правило, сотни км/с).

В результате аккреции вещества облака нейтронная звезда может быть в этом ситуации видна с Земли в разных спектральных диапазонах, включая оптический, на который приходится около 0,003% излучаемой энергии (соответствует 10 звёздной величине).

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

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

В 1933 году астрономы Вальтер Бааде и Фриц Цвикки предположили, что нейтронная звёзда может образоваться в результате взрыва сверхновой. Теоретические расчёты того времени показали, что излучение нейтронной звёзды слишком слабое, и ее невозможно обнаружить. Интерес к нейтронным звёздам усилился в 1960-х гг.

, когда начала развиваться рентгеновская астрономия, так как теория предсказывала, что максимум их теплового излучения приходится на область мягкого рентгена. Однако неожиданно они были открыты в радионаблюдениях. В 1967 году Джоселин Белл, аспирант Э. Хьюиша, открыла объекты, излучающие регулярные импульсы радиоволн.

Этот феномен был объяснён узкой направленностью радиолуча от быстро вращающегося объекта — своеобразный «космический раиомаяк». Но любая обычная звёзда разрушилась бы при столь высокой скорости вращения. На роль таких маяков были пригодны только нейтронные звёзды.

Пульсар PSR B1919+21 считается первой открытой нейтронной звездой.

Взаимодействие нейтронной звездой с окрружающим веществом определяют два основных параметра и, как следствие, их наблюдаемые проявления: период (скорость) вращения и величина магнитного поля. Со временем звезда расходует свою вращательную энергию, и её вращение замедляется. Магнитное поле также ослабевает.

По этой причине нейтронная звезда за время своей жизни может менять свой тип. Ниже представлена номенклатура нейтронных звёзд в порядке убывания скорости вращения, согласно монографии В.М. Липунова.

Поскольку теория магнитосфер пульсаров все еще в состоянии в развитии, существуют альтернативные теоретические модели.

Эжектор

, пожалуйста, выделите фрагмент текста и нажмите Ctrl+Enter.

Источник: https://alivespace.ru/neytronnyie-zvezdyi/

Насколько большие нейтронные звезды?

Астрономы установили максимально возможный радиус звездных рекордсменов плотности. После установления граничной массы нейтронных звезд ученые более точно определи и предельные радиусы этих экзотических звездных останков.

Как показывают новые исследования, типичные нейтронные звезды имеют радиус от 12 до 13,5 километров. То есть такое небесное тело может спокойно вписаться в пролив Ла-Манш, разумеется, если не учитывать его двойную солнечную массу.

Исследователи надеются, что новые значения помогут в определении состояния материи в нейтронных звездах, а также в решении загадки гипотетических «кварковых звезд».

До сих пор в отношении размеров типичной нейтронной звезды имелись лишь приблизительные оценки. Теперь же исследователи рассчитали их с точностью до 1,5 километра. Фото Penn State University

Нейтронные звезды относятся к наиболее плотным объектам космоса. В этих остатках сверхновых материя сжата настолько сильно, что в них даже электроны и нейтроны сплавляются в протоны.

Но какие свойства имеет материя внутри нейтронной звезды, до сих пор представляется загадкой – в том числе и потому, что их размеры и масса до сих пор оценивались лишь приблизительно.

Но в начале 2018 года астрофизикам удалось более точно определить максимальную верхнюю границу массы нейтронных звезд.

С уравнениями Эйнштейна и гравитационными волнами

И вот теперь Элиасу Мосту и его коллегам из университета Гете во Франкфурте удалось более точно определить и размеры этих экзотических сверхплотных объектов.

В ходе своего исследования они просчитали более двух миллиардов теоретических моделей нейтронных звезд, решая уравнения Эйнштейна численно.

Далее ученые сравнили полученные результаты с данными космической катастрофы –  столкновением двух нейтронных звезд.

При этом событии образовались гравитационные волны, которые в 2017 году достигли Земли и были уловлены детекторами LIGO и Vigo. Характеристики этих волн предоставили определенную информацию о том, как происходило слияние. И из этой же информации, скомбинированной с данными теоретического моделирования, удалось сделать выводы о вероятной массе и размерах партнеров по столкновению.

Радиус с точностью до 1,5 километра

Результат показал, что радиус типичной нейтронной звезды колеблется от 12 до 13,5 километров, как это удалось определить астрофизикам.

Такой остаток ворвавшейся сверхновой хотя и превышает по массе наше Солнце, но по размерам вполне мог бы вместиться, например, в пролив Ла-Манш.

С помощью модельных расчетов ученым впервые удалось точно определить размеры таких объектов, с допуском плюс/минус полтора километра. Предыдущие оценки допускали более широкие расхождения радиусов: от восьми до шестнадцати километров.

Типичная нейтронная звезда имеет радиус от 12 до 13,5 километра – это соответствует приблизительно размерам немецкого города Франкфурт на Майне. © Lukas Weih/ Goethe-Universität; Satellitenaufnahme: GeoBasis-DE/BKG (2009) Google

Правда, имеется здесь и оговорка: новый порядок величин действителен только для «нормальных» нейтронных звезд, состоящих их плотно сжатых нейтронов.

Но с некоторых пор астрофизики заговорили о том, что, вероятно, может существовать и другая, более экзотическая форма таких звездных останков.

В таких объектах, получивших название кварковых звезд, давление настолько высоко, что даже нейтроны распадаются на собственные кварки.

Как обстоит дело с кварковыми звездами?

Хотя существованию таких кварковых звезд подтверждений пока что не имеется, как минимум, теоретически они вполне возможны. Но их существование существенно повлияет на результаты расчетов размеров.

Так как их материя находится в ином состоянии, то возможно иное решение в отношении радиуса с помощью уравнений Эйнштейна: экзотический близнец с точно такой же массой, но значительно меньшим радиусом, чем нормальная нейтронная звезда.

Источник: https://kosmos-x.net.ru/news/naskolko_bolshie_nejtronnye_zvezdy/2018-06-29-5350

Что такое нейтронная звезда

Конечным продуктом эволюции звезд называют нейтронные звезды. Размерами и массой они просто поражают воображение! Имея размер до 20 км в диаметре, но массой как Солнце. Плотность вещества у нейтронной звезды во много раз превышает плотность атомного ядра. Появляются нейтронные звезды во время вспышек сверхновых.

Большинство известных нейтронных звезд имеют вес приблизительно 1,44 массы Солнца и равно пределу массы по Чандрасекара. Но теоретически возможно они могут иметь и до 2,5 масс Солнца.

Самые тяжелые из открытых на сегодняшний момент имеет вес 1,88 Солнечной массы, и называется она – Vele X-1, и вторая с массой 1,97 Солнечной — PSR J1614-2230.

При дальнейшем увеличение плотности звезда превращается уже в кварковую.

Магнитное поле у нейтронных звезд очень сильное и достигает 10 в12 степени Гс, у Земли поле равно 1Гс.

Некоторые нейтронные звезды с 1990 года отождествлены как магнетары – это звезды у которых магнитные поля уходят далеко за пределы 10 в 14 степени Гс.

При таких критических магнитных полях меняется и физика, появляются релятивистские эффекты (отклонение света магнитным полем), и поляризация физического вакуума. Нейтронные звезды были предсказаны, а уже за тем открыты.

Первые предположения были сделаны Вальтером Бааде и Фрицем Цвикки в 1933 году, они сделали предположение, что нейтронные звезды рождаются в результате взрыва сверхновой. По расчетам излучение этих звезд очень маленькое, его просто невозможно обнаружить. Но в 1967 году аспирантка Хьюиша Джоселин Белл открыла первый пульсар, который испускал регулярные радиоимпульсы.

Такие импульсы получались в результате быстрого вращения объекта, но обычные звезды от столь сильного вращения просто разлетелись бы, и поэтому решили, что это нейтронные звезды.

Пульсары в порядке убывания скорости вращения:

Эжектор это — радиопульсар. Малая скорость вращения и сильное магнитное поле. У такого пульсара магнитное поле и звезда вращается вместе с равной угловой скоростью. В определенный момент линейная скорость поля достигает скорости света и начинает превосходить ее.

Дальше уже дипольное поле не может существовать, и линии напряженности поля рвутся. Двигаясь по этим линиям заряженные частицы достигают обрыва и срываются, таким образом они покидают нейтронную звезду и могут улетать на любое расстояние вплоть до бесконечности.

Поэтому эти пульсары называют эжекторы (отдавать, извергать)- радиопульсары.

Пропеллер, у него уже нет такой скорости вращения как у эжектора, чтобы разгонять частицы до послесветовой скорости, по-этому быть радиопульсаром он не может.

Но скорость вращения у него еще очень высока, вещество, захваченное магнитным полем не может еще упасть на звезду, то есть аккреция не происходит.

Такие звезды изучены очень плохо, потому как наблюдать их практически невозможно.

Аккретор это — рентгеновский пульсар. Звезда вращается уже не так быстро и вещество начинает падать на звезду, падая по линия магнитного поля.

Читайте также:  Венера для детей - все о космосе

Падая в районе полюса на твердую поверхность вещество разогревается до десятков миллионов градусов, в результате получается рентгеновское излучение.

Пульсации происходя в результате того, что звезда еще вращается, а так как область падения вещества всего около 100 метров, то пятно это периодически пропадает из вида.

Георотатор это — нейтронная звезда с очень малой скоростью вращения, вследствие чего происходит аккреция вещества. Размеры магнитосферы такие, что раскаленная плазма задерживается магнитным полем раньше чем ее захватит гравитация. По такому типу работает механизм и в магнитосфере Земли. По этому этот тип получил такое название.

Источник: http://kocmos.ru/interesnoe-i-poleznoe/chto-takoe-nejtronnaya-zvezda

Нейтронная звезда

Нейтронная звезда — очень быстро вращающееся тело, оставшееся после взрыва сверхновой звезды.

При диаметре 20 километров это тело имеет массу сравнимую с солнечной, один грамм нейтронной звезды весил бы в земных условиях более 500 миллионов тонн! Такая огромная плотность возникает от вдавливания электронов в ядра, от чего они объединяются с протонами и образуют нейтроны.

 По сути, нейтронные звезды по свойствам, включая плотность и состав, очень похожи на атомные ядра.Но есть существенная разница: в ядрах нуклоны притягивает сильное взаимодействие, а в звездах – сила гравитации.

Что из себя представляет

Для того, чтобы понять, что же из себя представляют эти загадочные объекты мы настоятельно рекомендуем обратиться к выступлениям

Состав нейтронных звёзд

Состав этих объектов (по понятным причинам) изучен пока только в теории и математических расчетах. Однако, известно уже многое. Как и следует из названия, состоят они преимущественно из плотно упакованных нейтронов.

https://www.youtube.com/watch?v=-8cL7eceFl4

Атмосфера нейтронной звезды имеет толщину всего несколько сантиметров, но в ней сосредоточено все её тепловое излучение. За атмосферой находится кора, состоящая из плотно упакованных ионов и электронов. В середине находится ядро, состоящее из нейтронов.

Ближе к центру достигается максимальная плотность вещества, которая в 15 раз больше ядерной. Нейтронные звезды — самые плотные объекты во вселенной.

Если попытаться и далее увеличивать плотность вещества произойдет коллапс в черную дыру, или образуется кварковая звезда.

Магнитное поле

Нейтронные звёзды имеют скорости вращения до 1000 оборотов в секунду. При этом электропроводящие плазма и ядерное вещество вырабатывают магнитные поля гигантских величин.

Для примера — магнитное поле Земли -1 гаусс, нейтронной звезды —  10 000 000 000 000 гаусс. Самое сильное поле, созданное человеком, будет в миллиарды раз слабее.

Типы нейтронных звезд

Пульсары

Это обобщающее название для всех нейтронных звезд. Пульсары имеют четко определенный период вращения, который не меняется очень долгое время. Благодаря этому свойству их прозвали «маяками вселенной»

Частицы узким потоком на очень высоких скоростях вылетают через полюса, становясь источником радиоизлучения. Из-за несовпадения осей вращения, направление потока постоянно меняется, создавая эффект маяка. И, как у каждого маяка, у пульсаров своя частота сигнала, по которой его можно идентифицировать.

Практически все обнаруженные нейтронные звёзды существуют в двойных рентгеновских системах или в качестве одиночных пульсаров.

Магнетары

При рождении очень быстро крутящейся нейтронной звезды, общие вращение и конвекция создают громадное магнитное поле. Это происходит за счёт процесса «активного динамо». Это поле превышает величины полей обычных пульсаров в десятки тысяч раз.

Действие динамо заканчивается через 10 – 20 секунд, и происходит охлаждение атмосферы звезды, но магнитное поле успевает возникнуть заново за этот срок. Оно неустойчиво, и быстрая смена его структуры порождает выброс гигантского количества энергии.

Получается, что магнитное поле звезды разрывает её саму. Кандидатов на роль магнетаров в нашей галактике насчитывается около десятка. Появление его возможно из звезды, превосходящей минимум в 8 раз массу нашего Солнца.

Размеры же их порядка 15 км в диаметре, при массе около одной солнечной. Но достаточного подтверждения существования магнетаров пока не получено.

Рентгеновские пульсары

Они считаются другой фазой жизни магнетара и излучают исключительно в рентгеновском диапазоне. Излучение возникает в результате взрывов, имеющих определённый период.

Некоторые нейтронные звёзды появляются в двойных системах или же приобретают компаньона, захватив его в свое гравитационное поле. Такой компаньон будет отдавать своё вещество агрессивной соседке. Если компаньон нейтронной звезды по массе не меньше Солнца, то возможны интересные явления – барстеры. Это рентгеновские вспышки, продолжительностью в секунды или минуты.

Но они способны усилить светимость звезды до 100 тыс. солнечных. Перенесённые с компаньона водород и гелий наслаиваются на поверхности барстера. Когда слой становится очень плотным и горячим, запускается термоядерная реакция. Мощность такого взрыва невероятна: на каждом квадратном сантиметре звезды выделяется мощь, эквивалентная взрыву всего земного ядерного потенциала.

При наличии компаньона-гиганта, вещество теряется им в виде звёздного ветра, а нейтронная звезда втягивает его своей гравитацией. Частицы летят по силовым линиям по направлению к магнитным полюсам. При несовпадении магнитной оси  и  оси вращения, яркость звезды будет переменной. Получается рентгеновский пульсар.

Миллисекундные пульсары

Они тоже связаны с двойными системами и обладают самыми короткими периодами (меньше 30 миллисекунд). Вопреки ожиданиям, они оказываются не самыми молодыми, а достаточно старыми.

Старая и медленная нейтронная звезда поглощает материю компаньона-гиганта. Падая на поверхность захватчика, материя придаёт ей вращательную энергию, и вращение звезды усиливается.

Постепенно компаньон превратится в белого карлика, потеряв в массе.

Экзопланеты у нейтронных звезд

Первую экзопланету открыли при исследовании радиопульсара. Так как нейтронные звезды очень стабильны, возможно очень точно отслеживать находящиеся рядом планеты с массами, намного меньшими массы Юпитера.

Очень легко отыскалась планетная система у пульсара PSR 1257+12, удалённого от Солнца на 1000 световых лет. Рядом со звездой три планеты, имеющие массы 0,2, 4,3 и 3,6 масс Земли с периодами обращений в 25, 67 и 98 суток. Позже нашлась ещё одна планета с массой Сатурна и периодом обращения 170 лет. Также известен пульсар с планетой немного массивнее Юпитера.

На самом деле парадоксально, что возле пульсара существуют планеты. Нейтронная звезда рождается в результате взрыва сверхновой, и та теряет основную часть своей массы. Оставшаяся часть уже не обладает достаточной гравитацией для удержания спутников. Вероятно, найденные планеты образовались уже после катаклизма.

Исследования

Число известных нейтронных звёзд около 1200. Из них 1000 считаются радиопульсарами, а остальные определены как рентгеновские источники. Изучать эти объекты невозможно, послав к ним какой-либо аппарат.

 В кораблях «Пионер» были отправлены послания разумным существам. И местоположение нашей Солнечной системы указано именно с ориентацией на ближайшие к Земле пульсары. От Солнца линиями показаны направления на эти пульсары и расстояния до них.

А прерывистость линии обозначает период их обращения.

Ближайший к нам нейтронный сосед расположен в 450 световых годах. Это двойная система – нейтронная звезда и белый карлик, период её пульсации 5,75 миллисекунды.

Вряд ли возможно оказаться рядом с нейтронной звездой и остаться в живых. Можно только фантазировать на эту тему.

Да и как представить выходящие за границы разума величины температуры, магнитного поля и давления? Но пульсары ещё помогут нам в освоении межзвёздного пространства.

Любое, даже самое дальнее галактическое путешествие, окажется не гибельным, если будут работать стабильные маяки, видимые во всех уголках Вселенной.

by HyperComments

Источник: http://light-science.ru/kosmos/vselennaya/nejtronnaya-zvezda.html

Нейтронные звезды. Образование и эволюция Нейтронной Звезды. » Новая эра Водолея :: 2012- 2018 год переход в новую эру

Огромная Вселенная, полная физических и химических процессов, никогда не остановит движение жизненно важных атрибутов, как: рождение и смерть.

Ярким примером в безвоздушном пространстве является сама звезда и её эволюция, где по теории, Нейтронная Звезда является конечным продуктом формирования звезды после вспышки сверхновой, по сути не являющейся таковой, но в связи с историческими моментами наблюдений, когда звёзды были практически или полностью не видны, вспыхивали ярче существующих, получили своё название – Вспышки Сверхновой.

В результате термоядерных реакций, высвобождения вещества и возрастания реакций, где центральное ядро сжимается все сильнее, и в некоторый момент из-за давления в нём начинают идти реакции нейтрализации — протоны начинают поглощать электроны, превращаясь в нейтроны, появляется Нейтронная звезда, в облаке туманности, которая представляет собой скопление частиц из-за быстро формирования ядра.

Разберём, что из себя представляет нейтронная звезда:

ядро – состоящее из нейтронов и пребывающее в жидком состоянии;

твёрдой оболочки – включающей ядра железа и никеля.

Нейтрон – элементарная частица, которая при экспериментах показала гравитационные свойства и магнитный момент, но не имеет электрического заряда. Структура ядра имеет большую плотность, благодаря свойствам нейтронов.

Можно даже предположить, что нейтрон имеет кристаллическую форму и, освободившись от протонов, с неимоверным магнетизмом, соприкасаясь стенками, тянется друг к другу. Тем самым ядро нейтронной звезды, диаметром в 10 км, во много раз превышает массу Солнца, диаметром в 1,4мл. км.

Для сравнения можно привести в пример : 1 кг пуха и 1 кг метала.

Виды Пульсаров в зависимости от структуры

Классификация нейтронных звёзд происходит по периоду вращения и величине магнитного поля. Самым быстрым по скорости вращения является Радиопульсар.

Его магнитное поле очень велико, а линейная скорость в некоторых случаях превосходит скорость света, что способствует выбросу заряженных частиц с поверхности звезды в «бесконечность».

Этот поток мы можем фиксировать как радиоволновое излучение.

Постепенно вращение и магнитное поле ослабевает, за счёт распада элементарной частицы – нейтрон (скорость этой реакции аномально мала), а так же галактического ветра. Звезду уже нельзя назвать радиопульсаром, т.

к она перестаёт выбрасывать со своей поверхности частицы, но ещё не способна притягивать новые (аккреция). Название такой звезды – Пропеллер. Они практически не изучены, потому что за ними очень сложно наблюдать, т. к.

в этот период затишья они не излучают взаимодействий с окружающим пространством.

Дальнейшим этапом формирования является Аккретор, способный, при достаточно замедляющемся вращении, накапливать вещество из акреционного диска, находящего вблизи намагниченного ядра и состоящего из выброшенных частиц, в результате вспышки сверхновой, что способствует дальнейшему замедлению скорости вращения и ослаблению магнитного поля. Так же на замедление оказывает влияние галактический ветер..

Поскольку, скорость остаётся увеличенной, плазма движется по линиям магнитного поля к полюсам Нейтронной Звезды, где при ударении в участок около 100м., нагревается и излучает в рентгеновском диапазоне, который можно наблюдать с Земли.

За счёт своего постоянного вращения и смены полюсов в определённой последовательности, место столкновения плазмы уходит из виду…и даёт название – Рентгеновский пульсар. Период излучения импульсов весьма мала. При открытии первого пульсара, он составлял каждые 1,337с, т.е.

видимый участок появлялся именно в этот промежуток времени и фиксировался радиоастрономическими станциями. По прошествии нескольких лет аппаратура позволили фиксировать наиболее частые импульсы и на данный момент период составляет 0,00139,,,сек.

Возможно, структура Белого Карлика, основана именно на этом, но с более частым периодом вращения, который в данный момент не способен зафиксировать ни один радиотелескоп.

Эволюция Нейтронной Звезды продолжается…её может остановить только полный распад. Следующим этапом формирования является Георотатор, получивший своё название от свойств, приближенных к Земным.

Читайте также:  Наиболее впечатляющие снимки красной планеты - все о космосе

Скорость вращения и магнитное поле замедляется на столько, что плазма свободно попадает на поверхность, но магнитосфера мешает этому процессу. Однако процесс поглощения плазмы происходит в периоды неустойчивости или в местах разрывов силовых линий. На Земле это вызывает обворожительное явление – полярное сияние, т. к.

излучение Солнцем протонов, альфа частиц и электронов, направляется по силовым линиям к полюсам, а накапливаясь образует радиационный пояс по магнитным линиям.

Магнитосфера обеспечивает жизнь на Земле, оберегая от вредных воздействий извне, в виде потоков, исходящих от соседних, в том числе и нашей, звёзд..

Марс, магнитное поле которого очень мало, как полагают, потерял значительную часть своих бывших океанов и атмосферы в космос частично за счет прямого воздействия солнечного ветра.

По той же причине, как полагают, Венера потеряла большую часть своих вод в космос — за счет уноса солнечным ветром.

Таким образом, преобразования Нейтронной Звезды – медленный, но верный путь к формированию теоретически пригодной для существования планеты.

Земля продолжает эволюцию Нейтронной Звезды, замедляя свой период вращения, теряя гравитационную силу и меняя местоположение полюсов, так же, но с меньшей интенсивностью, излучая импульсы радиационного поля. В зависимости от находящихся в облаке частиц, происходит разнообразность формирования звёзд и планет.

После неминуемой смерти, из-за жизненных процессов, начинается новый этап формирования благодаря физическим и химическим реакциям, что убеждает в бесконечности Вселенной.

Источник: http://2012god.ru/nejtronnye-zvezdy-obrazovanie-i-evolyuciya-nejtronnoj-zvezdy/

Маяки Вселенной

– Назар Робертович, какими бывают нейтронные звезды?

– Нейтронные звезды по массе и радиусу не так сильно отличаются друг от друга, как обычные звезды. Главное их отличие состоит в величине магнитного поля и скорости вращения.

Так, в «нейтронном семействе» различают эжекторы – очень быстро вращающиеся радиопульсары, выбрасывающие потоки ускоренных частиц, аккреторы – вращающиеся гораздо медленнее и захватывающие окружающий газ, который как по рельсам несется в их магнитном поле и, в завершение своего пути, ударяется о поверхность звезды, и пропеллеры – промежуточное состояние, когда звезда, быстро вращаясь, перемешивает окружающий газ своим магнитным полем, не позволяя ему ни упасть на свою поверхность, ни улететь в космические просторы.

Не очень различаются нейтронные звезды и по своему составу. Хотя это, конечно, вопрос масштаба. Мои коллеги в физтехе, которые изучают каждый квант энергии в недрах этих звезд, скажут, конечно, что отличия между ними глобальные.

Самые изученные нейтронные звезды входят, как правило, в состав двойной системы. Причем, вторая звезда в этом случае может быть в принципе любой. Известно большое количество систем, в которых компаньоном нейтронной звезды является яркая массивная звезда или звезда умеренной массы – типа Солнца.

Реже встречаются нейтронные звезды в паре с белым карликом или системы из двух нейтронных звезд. Часто такие системы имеют романтические названия, например, «Черная вдова». Нейтронные звезды в этих системах мощным ветром релятивистских частиц испаряют белые карлики, находящиеся с ними в паре. Существуют даже системы из двух радиопульсаров.

Но это очень редкое явление. Сейчас известна только одна такая система.

Заведующий сектором эволюции звезд Главной (Пулковской) астрономической обсерватории РАН, профессор СПбГУ Назар Робертович Ихсанов

©Ольга Фадеева

– Как образуются такие двойные пульсары?

– Сначала существует большое протооблако, которое начинает сжиматься и раскручиваться, и получается так, что энергетически выгодно образовать две звезды рядом, чем одну, быстро вращающуюся. Кстати, большинство массивных звезд – двойные.

После того, как в центре одной из звезд весь запас водорода перерабатывается в гелий, она, как известно, начинает расширяться, и теряет массу. Остающееся тяжелое ядро схлопывается, рождая нейтронную звезду.

Это очень энергичное событие, сопровождаемое вспышкой сверхновой, поэтому уцелеть двойной системе в такой ситуации непросто. Но иногда удается. Правда, и у второй звезды тоже рано или поздно заканчивается «топливо», она тоже «пухнет» и, в конце концов, взрывается – опять сверхновая.

И снова всей системе нужно как-то уцелеть. Такое везение – большая редкость, поэтому ученым известно лишь несколько систем с двумя нейтронными звездами.

А вообще, нейтронных звезд в нашей галактике очень много – миллиард. Эта цифра известна ученым по частоте вспышек сверхновых и химическому составу нашей Галактики. Но конкретно открыто всего больше двух тысяч. Дело в том, что нейтронные звезды, подобно летучим голландцам, странствуют по галактике. И их не видно.

Лет 15-20 назад были запущены очень зоркие рентгеновские телескопы, с помощью которых планировалось обнаружить от 20 до 40 тыс. странствующих нейтронных звезд. Не нашли ни одной.

Предполагалось, что когда такая нейтронная звезда летит сквозь межзвездную среду, то благодаря чрезвычайно сильному гравитационному полю ухитряется захватить много вещества даже из очень разряженной среды (в межзвездной среде такого вещества не больше одного атома в куб. см). При этом она должна будет ярко светиться в рентгене.

Но звезды не светились. На мой взгляд, как раз благодаря тем же самым магнитным полям, которые настолько сильны, что не позволяют веществу упасть на поверхность звезды и накрывают ее как шапки-невидимки.

– Что общего у нейтронной звезды и черной дыры?

– При вспышке сверхновой у нейтронных звезд есть верхний предел массы – где-то в среднем от трех до пяти масс Солнца. Нейтронных звезд, с массой больше пяти масс Солнца, не бывает. Как только масса звезды превосходит этот предел, то звезда схлопывается в черную дыру.

Но это может случиться уже и при трех массах Солнца. Там все определяется свойствами вещества нейтронной звезды. И если масса становится больше определенного предела, то она уходит под так называемый гравитационный радиус, улететь из которого нельзя даже двигаясь со скоростью света, и это уже черная дыра.

Поэтому черная дыра – это нечто более массивное и загадочное.

– Какие загадки есть у нейтронных звезд?

– Загадок у нейтронных звезд очень много. В научных докладах их называют суперзвездами, поскольку они, хоть и очень маленькие – всего 10 км в радиусе – весят массу Солнца. Говорят – нейтронная звезда, и все думают, что состоит она из одних нейтронов. На самом деле это очень сложная структура.

У нейтронной звезды есть кора –  внешняя и внутренняя, и ядра – тоже внешнее и внутреннее. Все вокруг нас – и Земля, и Солнце, и люди – продукты вспышки сверхновой. Гемоглобин в нашей крови – это железо, которое в больших количествах вырабатывается только при вспышке сверхновой.

Все элементы, которые тяжелее железа тоже, вероятно, созданы сверхновой.

Нейтронная звезда, найденная в Кассиопея A

©NASA

– Что нам дает знание о нейтронных звездах в плане практического применения?

– Практических применений тоже очень много. Первое — навигация. Каждый пульсар в своем роде уникален. Его ни с чем не спутаешь. Это очень удобные объекты для построения галактической сети координат.

Втрое применение — точные часы. Нейтронная звезда очень маленькая, но очень массивная, и вращается быстро и очень стабильно. Поэтому они могут являться идеальными часами — своеобразными маяками Вселенной. Пульсары, таким образом, — это одна из возможных координатно-временных систем.

Возьмем, например, ракету, вылетевшую далеко в космос. Как ей определить свое местоположение? По обычным звездам — не всегда просто. Они похожи друг на друга и без точных приборов и требующих времени наблюдений их легко спутать.

Кроме того, звезд невероятно много (в нашей галактике около 200 млрд). А пульсар – звезду, вращающуюся и потому пульсирующую с четким периодом, который не изменится за время запуска – не спутать ни с чем.

Для быстрого определения системы координат можно использовать пульсары, для длительной – подходят квазары (квази-звездные объекты – ядра самых далеких и ярких галактик).

Третье применение – эффективные методы передачи информации. Ведь, что такое нейтронные звезды –  это быстро вращающиеся объекты с сильным магнитным полем. За счет этого они излучают пучки света.

Как именно эти пучки коллимируются, то есть становятся узконаправленными, мы до конца пока не знаем, хотя соображения, конечно, есть.

Но что нам даст это знание? По сути это даст возможность передачи информации на огромные расстояния.

Есть и просто фантастические идеи применения. Дело в том, что нейтронные звезды имеют невероятно сильное магнитное поле. В физике существует несколько градаций силы поля. Поле до 2 млрд Гаусс считается не очень сильным, его влияние на атомы может быть заметным, но не критическим. С более сильными полями все сложнее.

Они начинают как бы «плющить» атомы и молекулы, вытягивая их в цепочки. По этому поводу было много разных интересных теорий. Одна из них утверждала, что поверхность нейтронной звезды может быть покрыта молекулярными цепочками, которые стабилизирует ее магнитное поле.

Нейтронные звезды в этом случае могут оказаться некими «солярисами», в которых присутствует некий разум…

– Могут ли нейтронные звезды представлять опасность для землян, например, из-за выбросов радиации?

– Это возможно, но маловероятно. Пока нейтронная звезда спокойна она не представляет для нас опасности. Но у некоторых звезд, конечно, случаются гамма-всплески.

Была даже такая ситуация, когда в созвездии Орла, которое находится от нас в шести килопарсеках (расстояние, которое равно примерно половине до центра нашей галактики) вспыхнула вот такая нейтронная звезда. Так вот в этот момент вся ионосфера Земли пульсировала с периодом ее вращения – 5 секунд.

Обнаружили это, в частности, военные, которые пользуются свойствами ионосферы для связи с подводными лодками. Днем, когда светит Солнце, ионосфера опускается примерно до 60 км. А ночью, когда этого излучения нет –  ионосфера вновь поднимается. Морская гладь не прозрачна для длинных, средних, коротких и ультракоротких волн.

А вот сверхдлинные волны, отражаясь от ионосферы, без труда распространяются за горизонтом на тысячи километров и способны проникать в самые удаленные уголки океанов. Ночью 27 августа 1998 года военные попытались связаться с лодками, находящимися в дальнем плаванье, но связи не оказалось.

Стали выяснять, и обнаружили, что ионосфера находится на дневном расстоянии. Потом выяснилось, что ионосфера еще и пульсирует. Причиной был гамма-всплеск, произошедший на расстоянии 20 тыс. световых лет от нас. До этого подобный всплеск наблюдали еще дальше – в соседней галактике – Большом Магеллановом облаке.

Это известнейшее событие произошло 5 марта 1979 года. Впрочем, кроме неудобств, вызванных потерей связи с подводными лодками – никакого вреда такие явления нам пока не принесли. Но если гамма-всплеск случится где-то недалеко от Земли – жди беды. Однако перед этим все равно должна взорваться сверхновая, так что у нас есть шанс подготовиться. Да и явление это довольно редкое.

Читайте также:  Темная материя и темная энергия - все о космосе

– Расскажите об исследованиях нейтронных звезд конкретно в вашей, Пулковской обсерватории.

– Мой сектор занимается рентгеновскими пульсарами. Но начну немного издалека. Нейтронные звезды стали особенно популярны среди астрофизиков после открытия радиопульсаров в 1967 году. Теория происхождения этого явления в те времена развивалась бурно. Особое внимание привлекала модель падения вещества на нейтронную звезду.

Идей о том, как падает это вещество и как излучает, выдвигалось большое множество. Двигаясь от простого к сложному, задачу старались максимально упростить и, в первую очередь, временно исключили из рассмотрения магнитное поле. Самой привлекательной в этом смысле оказалась задача о падении вещества на черную дыру (у которой нет собственного магнитного поля).

Но и тут возникли разногласия в том, надо ли учитывать магнитное поле самого газа, который падает на черную дыру, или же им тоже можно пренебречь. Большинство исследователей сочли, что магнитное поле падающего вещества можно не учитывать. С ними, однако, не согласился советский астрофизик Викторий Фавлович Шварцман.

Его расчеты показывали, что магнитное поле в газе, свободно падающем на звезду, быстро нарастает и как бы «замораживает» поток, останавливая его падение.

Двое его коллег, Геннадий Семенович Бисноватый-Коган и Александр Андреевич Рузмайкин, подтвердили выводы Шварцмана и обратили внимание на то, что поток, замороженный магнитным полем, быстро превращается в плотный медленно вращающийся диск. Проверить построенную ими модель в те времена оказалось чрезвычайно сложно, и почти на 40 лет этот вопрос оставался открытым.

Пару лет назад у меня появилась идея попробовать применить эту модель в ситуации, когда газ с магнитным полем падает на нейтронные звезды, которые в отличие от черной дыры имеют твердую поверхность и, главное, вращаются с известным хорошо наблюдаемым периодом.

Когда вещество падает на такую звезду, то оно либо тормозит, либо ускоряет ее вращение. Этот дополнительный независимый фактор позволяет понять, как именно происходит процесс падения.

С моими коллегами мы построили несложную модель и были очень удивлены, когда сорокалетняя проблема изменения периодов рентгеновских пульсаров вдруг решились сама собой. Это стало веским аргументом в пользу того, что Шварцман все-таки был прав – магнитное поле в падающем веществе есть и его необходимо учитывать.

Мы назвали это явление магнитно-левитационной аккрецией. Левитация – это, конечно, образное понятие. Помните поезд на магнитной подушке, который все хотели создать в СССР и, в итоге построили в Китае? Так вот, оказывается, наша цивилизация уже давно открыла технологии, которые использует природа, создавая рентгеновские пульсары.

Они так устроены, что падающее вещество сначала тормозится своим собственным магнитным полем, а потом потихонечку сползает на нейтронную звезду. Самое парадоксальное, что такая сложная структура оказывается удивительно устойчивой. Об этом нам говорят наблюдения.

Как природе удается стабилизировать плазму с магнитным полем – нам еще предстоит узнать. Возможно, это поможет продвинуться в решении задачи управляемого термоядерного синтеза, к реализации которой человечество упорно стремится на протяжении последних 20 лет. Мы сделали пока первые шаги.

Они показали перспективность выбранного нами направления исследований. Получение новых результатов – всего лишь вопрос времени. Хотя для более продуктивного изучения этих вопросов стоит подумать над изготовлением и запуском новых космических рентгеновских и гамма-телескопов. Исследовать рентгеновские пульсары с Земли, к сожалению, невозможно – мешает атмосфера.

Источник: https://naked-science.ru/article/interview/neutron-stars

Вселенная сегодня

Явление SWASI – это аналог нестабильности SASI, происходящей в ядре сверхновой, но это в один миллион раз меньше и в 100 раз медленнее, чем у его астрофизического коллеги. Фото принадлежит: Thierry Foglizzo, Laboratoire AIM Paris-Saclay, CEA.


Сверхновая – это одно из самых сильных и жестоких событий в космосе. Теперь команда исследователей в Институте Астрофизики Макса Планка бросает очень специализированный взгляд на образование нейтронных звезд в центре разрушающихся звезд.

Через использование сложного компьютерного моделирования они смогли создать трехмерные модели, которые показывают физическое воздействие – интенсивные и резкие движения, которые происходят, когда звездная материя притягивается вовнутрь.

Это смелый новый взгляд на динамику, которая происходит, когда взрывается звезда.

Как мы знаем, звезды, которые имеют массу в 8-10 раз больше массы Солнца, обречены на окончание своих жизней в массивном взрыве, газы, выдуваемые в космос с невероятной силой.

Эти катастрофические события находятся среди самых ярких и самых мощных событий во Вселенной и могут затмевать галактику, когда происходят. Этот тот самый процесс, который создает элементы, важные для жизни, какой мы ее знаем – и начала нейтронных звезд.

Нейтронные звезды являются тайной сами по себе. Эти очень компактные звездные остатки содержат в 1.5 раза больше массы Солнца, все же сжаты до размеров города. Это не медленное сжатие.

Это сжатие происходит, когда звездное ядро взрывается от сильной гравитации своей собственной массы… и требуются всего лишь доли секунды. Может ли что-то остановить это? Да, есть предел. Разрушение прекращается, когда превышается плотность атомного ядра.

Что сравнимо с 300 миллионами тонн, сжатыми во что-то размером с кубик сахара.

Изучение нейтронных звезд открывает совсем новое измерение вопросов, на которые ученые стремятся ответить. Они хотят знать, что вызывает звездное разрушение, и как может сокращение звездного ядра привести к взрыву. В настоящее время они предполагают, что нейтрино могут быть важным фактором.

Эти крошечные элементарные частицы создаются и удаляются в монументальных количествах в течение процесса сверхновой и могут вполне действовать как нагревающие элементы, которые запускают взрыв. Согласно исследовательской команде, нейтрино могли бы передавать энергию в звездный газ, заставляя его наращивать давление.

Отсюда, создается ударная волна, и поскольку она ускоряется, она могла бы разорвать звезду и вызвать сверхновую.

Насколько правдоподобно это может звучать, астрономы не уверены, могла бы работать эта теория или нет. Потому что процесс сверхновой нельзя воссоздать в лабораторных условиях, и мы не способны напрямую видеть внутреннюю часть сверхновой, мы просто должны полагаться на компьютерное моделирование.

Прямо сейчас, исследователи могут воссоздать сверхновую с помощью сложных математических уравнений, которые копируют движение звездного газа и физические свойства, которые происходят в критический момент разрушения ядра.

Эти типы вычислений требуют использование одних из самых мощных суперкомпьютеров в мире, но также возможно использовать более упрощенные модели для получения таких же результатов.

“Если, например, решающее влияние нейтрино было включено в кое-какую подробную обработку, компьютерное моделирование можно бы было выполнить только в двух измерениях, что означает, что звезда в этих моделях, как предполагают, имеет искусственное вращение вокруг оси симметрии”, сообщила исследовательская команда.

При поддержке Rechenzentrum Garching (RZG), ученые смогли создать сингулярно эффективную и быструю компьютерную программу.

Им также предоставили доступ к самым мощным суперкомпьютерам и наградили компьютерным временем почти в 150 миллионов процессорных часов, что является самой большой квотой, до сих пор предоставленной “Partnership for Advanced Computing in Europe (PRACE)” Европейского Союза, команда исследователей в Институте Астрофизики Макса Планка в Garching могла бы теперь впервые моделировать процессы разрушения звезд в трех измерениях и с подробным описанием всей соответствующей физики.”Для этой цели мы использовали почти 16000 процессорных ядер в параллельном режиме, но тем не менее “прогон” отдельной модели требует около 4.5 месяцев непрерывных вычислений”, сообщает аспирант Florian Hanke, который выполнял это моделирование. Только два компьютерных центра в Европе смогли предоставить достаточно мощные машины на такой долгий период времени, а именно CURIE в Très Grand Centre de calcul (TGCC) du CEA около Парижа и SuperMUC в Leibniz-Rechenzentrum (LRZ) в Мюнхене/Garching.

Турбулентная эволюция нейтронной звезды для шести моментов времени (0.154, 0.223, 0.240, 0.245, 0.249 и 0.278 секунды) после начала образования нейтронной звезды в трехмерном компьютерном моделировании. Пузыри, похожие на грибы, являются характерными для “кипения” газа, нагретого нейтрино, тогда как одновременно нестабильность SASI вызывает дикие шлепающие и вращательные движения целого слоя, нагретого нейтрино (красный), и обволакивающей ударной волны сверхновой (синий). Фото предоставлено: Elena Erastova и Markus Rampp, RZG.

Учитывая несколько тысяч миллиардов байтов данных для моделирования, требуется некоторое время, прежде чем исследователи смогли бы полностью понять значение прогонов модели. Тем не менее, то, что они видели, как привело их в восторг, так и удивило их. Звездный газ функционировал в манере, очень похожей на обычную конвекцию, с нейтрино, управляющими процессом нагревания. И это еще не все..

. Они также обнаружили сильные шлепающие движения, которые скоротечно переходят к вращательным движениям. Это поведение наблюдали прежде и назвали Standing Accretion Shock Instability (SASI, Постоянное Наращивание Ударной Нестабильности).

Согласно новостному релизу, “Этот термин выражает факт, что начальная шарообразность ударной волны сверхновой спонтанно разрушается, потому что ударная волна развивает большую амплитуду, пульсирующую асимметрию колебательным ростом первоначально маленьких, случайных зародышевых возмущений. До сих пор, тем не менее, это было обнаружено только в упрощенном и неполном моделировании”.

“Мой коллега Thierry Foglizzo в Service d’ Astrophysique des CEA-Saclay около Парижа получил детальное понимание условий роста этой нестабильности”, объясняет Hans-Thomas Janka, глава исследовательской команды.

“Он построил эксперимент, в котором гидравлический скачок в круговом потоке воды показывает пульсирующую асимметрию в тесной аналогии с фронтом ударной волны в разрушающейся материи ядра сверхновой”.

Известный как Shallow Water Analogue of Shock Instability, динамический процесс можно продемонстрировать в менее технической манере устранением важного влияния нагревания нейтрино – причина, которая заставляет многих астрофизиков сомневаться, что разрушающиеся звезды могут пройти через этот тип нестабильности.

Тем не менее, новые компьтерные модели могут продемонстрировать, что Standing Accretion Shock Instability – это важный фактор.

“Это не только управляет движением массы в ядре сверхновой, но и навязывает характерные сигнатуры эмиссии нейтрино и гравитационной волны, которые будут измеримыми для будущей Галактической сверхновой. Более того, это может привести к сильной асимметрии звездного взрыва, из которого вновь образовавшаяся нейтронная звезда получит хороший толчок и спин (вращение вокруг оси)”, описывает член команды Bernhard Müller самые важные последствия таких динамических процессов в ядре сверхновой.

Закончили ли мы с исследованием сверхновой? Поняли ли тут мы все, что известно о нейтронных звездах? Почти нет. В настоящее время, ученые готовятся к дальнейшим исследованиям измеримых эффектов, связанных с SASI, и усовершенствованием своих прогнозов связанных сигналов.

В будущем они будут способствовать своему пониманию, выполняя все больше и больше моделирований, чтобы раскрыть, как действуют вместе нагревание нейтрино и нестабильность. Вероятно однажды, они смогут показать, что эта связь является спусковым механизмом, который запускает взрыв сверхновой и дает начало нейтронной звезде.

Источник: Max Planck Institute for Astrophysics News Release.

Название прочитанной вами статьи “Нейтронные звезды: катастрофическая концепция”.

Источник: http://universetoday-rus.com/blog/2013-07-02-1323

Ссылка на основную публикацию