Siden universets fødsel er mere end ti milliarder år gået, hvorigennem stjernernes udvikling finder sted, foregår ændringer i sammensætningen af det ydre rum. Nogle rumobjekter forsvinder, og andre vises i deres sted. Denne proces sker hele tiden, men på grund af de store tidsintervaller kan vi kun se en enkelt ramme af den kolossale og fascinerende multisession.
Vi ser universet i al sin herlighed, idet vi observerer stjernernes liv, evolutionsstadierne og dødsfaldets øjeblik. En stjernes død er altid en stor og levende begivenhed. Jo større og mere massiv stjernen er, desto større er katastrofen.
Neutronstjernen er et levende eksempel på en sådan udvikling, et levende monument til den tidligere stjernekraft. Dette er hele paradokset. I stedet for en massiv stjerne, hvis dimensioner og masse er tiere og hundrede gange højere end vores Suns, kommer der en lille himmellegeme med en diameter på nogle få ti kilometer. En sådan transformation forekommer ikke et øjeblik. Dannelsen af neutronstjerner er resultatet af en evolutionær udviklingsveje af et kosmisk monster strækket i rummet og i tiden.
Neutronstjernefysik
Sådanne objekter er få i universet, som det kan forekomme ved første øjekast. Som regel kan en neutronstjerne være en tusind stjerner. Hemmeligheden bag et så lille tal ligger i de unikke evolutionære processer, der går forud for fødslen af neutronstjerner. Alle stjerner lever deres liv forskelligt. Stjerne drama finalen ser også anderledes ud. Handlingsskalaen bestemmes af stjernens masse. Jo større den kosmiske krops masse er, jo mere massiv stjernen er, jo større er sandsynligheden for, at dens død vil være hurtig og lys.
Konstant stigende tyngdekrafter fører til omdannelse af stjernemateriale til termisk energi. Denne proces er uforvarende ledsaget af en kolossal frigivelse - Supernova-eksplosionen. Resultatet af en sådan katastrofe er en ny rumobjekt - en neutronstjerne.
Simpelthen sætter sterilstof op med at være brændstof, termonukleare reaktioner mister deres intensitet og kan ikke opretholde nødvendige temperaturer i dybden af en massiv krop. Sammenbruddet bliver udgangen fra den skabte stat - sammenbruddet af stjernegassen i den centrale del af stjernen.
Alt dette fører til en øjeblikkelig frigivelse af energi og spredning af de yderste lag af stjernemateriale i alle retninger. I stedet for en stjerne vises en ekspanderende nebula. En sådan transformation kan forekomme med enhver stjerne, men resultaterne af sammenbruddet kan være forskellige.
Hvis massen af en rumobjekt er lille, for eksempel beskæftiger vi os med en gul dværg som solen, en hvid dværg forbliver i stedet for blitzen. I tilfælde af at massen af det kosmiske monster overstiger solmassens snesevis af gange, observerer vi som følge af sammenbruddet en supernova-eksplosion. I stedet for den tidligere stjernens majestæt dannes en neutronstjerne. Supermassive stjerner, hvis masse er hundreder gange større end solens masse, fuldfører deres livscyklus, er neutronstjernen et mellemstadium. Fortsat tyngdekraftskompression fører til det faktum, at livet af en neutronstjerne slutter med udseendet af et sort hul.
Som et resultat af stjernens sammenbrud forbliver kun kernen og fortsætter med at krympe. I denne henseende er et karakteristisk træk ved neutronstjerner høj densitet og stor masse med små størrelser. Så massen af en neutronstjerne med en diameter på 20 km. 1,5-3 gange massen af vores stjerne. Komprimering eller neutronisering af elektroner og protoner i neutroner forekommer. Følgelig øges massens tyngde og masse med et fald i volumen og størrelse hurtigt.
Sammensætning af neutronstjerner
Nøjagtige oplysninger om sammensætningen af neutronstjerner er ikke tilgængelige. I dag bruger astrofysikere den arbejdsmodel, som kernefysikere foreslår at studere sådanne genstande.
Formentlig transformeres det stellære stof til en neutron, superfluid væske som følge af sammenbrud. Dette lettes af en enorm gravitationsattraktion, som udøver konstant pres på stoffet. Et sådant "nukleært flydende stof" kaldes en degenereret gas og 1000 gange tættere end vand. Atomer af en degenereret gas består af en kerne og elektroner, der drejer rundt om det. Med neutronisering forsvinder det indre rum af atomer under påvirkning af tyngdekraften. Elektronerne fusionerer med kernen og danner neutroner. Stabiliteten af superdense stof giver den interne tyngdekraft. Ellers vil en kædereaktion uundgåeligt begynde, ledsaget af en nuklear eksplosion.
Jo tættere på stjernens ydre kant er jo lavere temperatur og tryk. Som et resultat af komplekse processer opstår "afkøling" af neutronsubstansen, hvorfra jernkernerne frigives intensivt. Collapse og efterfølgende eksplosion er en planet af planet jern, som er fordelt i det ydre rum, bliver et byggemateriale under dannelsen af planeter.
Det er supernatovers udbrud, at jorden skylder det faktum, at kosmiske jernpartikler er til stede i dets struktur og struktur.
På betingelse af en neutronstjernes struktur i et mikroskop kan vi skelne mellem fem lag i en objekts struktur:
- objektets atmosfære
- ydre bark;
- indre lag;
- ydre kerne;
- indre kerne af en neutronstjerne.
Atmosfæren af en neutronstjerne er kun få centimeter tyk og er det tyndeste lag. Ifølge dens sammensætning er det et plasmagel, der er ansvarlig for den termiske bestråling af en stjerne. Herefter kommer den ydre bark, som er flere hundrede meter tykke. Mellem den ydre skorpe og de inderste lag er rige for en degenereret elektrongas. Jo dybere til midten af stjernen, jo hurtigere bliver denne gas relativistisk. Med andre ord er processerne inden for en stjerne forbundet med et fald i fraktionen af atomkerner. Antallet af fri neutroner stiger. De indre områder af en neutronstjerne repræsenterer den ydre kerne, hvor neutroner fortsætter med at eksistere sammen med elektroner og protoner. Tykkelsen af dette lag af stof er flere kilometer, mens stoffets tæthed er ti gange højere end atomkernens tæthed.
Al denne atomiske suppe eksisterer på grund af de kolossale temperaturer. På tidspunktet for Supernova-eksplosionen er temperaturen på neutronstjernen 1011K. I denne periode har en ny himmellegeme den maksimale lysstyrke. Umiddelbart efter eksplosionen sænker temperaturen til et niveau på 109K inden for få minutter. Derefter sænkes køleprocessen. Selvom stjernens temperatur stadig er høj, formindsker objektets lysstyrke. Stjernen fortsætter med at glød kun på grund af termisk og infrarød stråling.
Neutronstjerneklassifikation
En sådan specifik sammensætning af det stjerne-nukleare stof forårsager en høj kernetæthed af en neutronstjerne på 1014-1015 g / cm3, medens den gennemsnitlige størrelse af det resulterende objekt ikke er mindre end 10 og ikke mere end 20 km. En yderligere forøgelse i densitet stabiliseres ved hjælp af neutroninteraktionskræfter. Med andre ord er den degenererede stjernegas i en ligevægtstilstand, idet stjernen holdes fra det næste sammenbrud.
Den ret komplekse natur af sådanne rumgenstande som neutronstjerner blev grunden til den efterfølgende klassifikation, som forklarer deres adfærd og eksistens i det store univers. De vigtigste parametre, på grundlag af hvilke klassificeringen udføres, er stjernens rotationstid og magnetfeltets skala. I løbet af sin eksistens mister neutronstjernen sin rotationsenergi, og objektets magnetfelt falder. Følgelig overgår den himmelske krop fra en stat til en anden, hvoraf de mest karakteristiske er følgende typer:
- Radio pulsarer (ejektorer) er genstande, der har kort rotationstid, men magnetfeltstyrken forbliver temmelig stor. Ladede partikler, der bevæger sig langs kraftfeltene, forlader stjernens skal i klipperne. Den himmelske krop af denne type udstødninger, fylder periodisk universet med radioimpulser fastgjort i radiofrekvensområdet;
- Neutronstjerne - propeller. I dette tilfælde har objektet en ekstrem lav rotationshastighed, men magnetfeltet har ikke tilstrækkelig kraft til at tiltrække elementer af materiale fra det omgivende rum. Stjernen udstråler ikke impulser, der forekommer ikke tilfældighed i dette tilfælde (kosmisk stofs fald);
- Røntgenpulsar (accretor). Sådanne objekter har en lav omdrejningshastighed, men på grund af det stærke magnetfelt absorberer stjernen intensivt materiale fra det ydre rum. Som et resultat, på steder hvor stjernemateriale falder på overfladen af en neutronstjerne, opsamles plasma, opvarmes til millioner af grader. Disse punkter på overfladen af en himmellegeme bliver kilder til pulserende termisk røntgenstråling. Med fremkomsten af kraftige radioteleskoper, der er i stand til at kigge ind i dybden af rummet i infrarød og røntgenområdet, blev det muligt hurtigt at opdage mange konventionelle røntgenpulsarer;
- En geotator er et objekt, der har en lav omdrejningshastighed, mens stjernemateriale akkumuleres på stjernens overflade som følge af accretion. Et stærkt magnetfelt forhindrer dannelsen af plasma i overfladelaget, og stjernen får gradvist sin masse.
Som det fremgår af den eksisterende klassifikation, opfører hver af neutronstjernerne sig anderledes. Fra disse forskellige metoder til deres opdagelse følger, og det er muligt, at skæbnen af disse himmellegemer vil blive forskellige i fremtiden.
Paradokser af neutronstjernen fødsel
Den første version, at neutronstjerner er produkterne fra Supernova-eksplosionen, er ikke et postulat i dag. Der er en teori om, at en anden mekanisme kan bruges her. I dobbeltstjernesystemer bliver hvide dværge mad til nye stjerner. Stellær materiale strømmer gradvist fra en rumobjekt til en anden, og øger dens masse til en kritisk tilstand. Med andre ord, i fremtiden er et af de hvide dværgpar en neutronstjerne.
Ofte er en enkelt neutronstjerne, der ligger i nærheden af stjerneklynger, opmærksom på nærmeste nabo. Kompanioner af neutronstjerner kan være stjerner. Disse par forekommer ganske ofte. Konsekvenserne af et sådant venskab afhænger af følgesvendens masse. Hvis massen af den nye ledsager er lille, så vil det stjålne stjernemateriale ophobes i form af en accretionsdisk. Denne proces, ledsaget af en stor omdrejningsperiode, vil føre til, at stjernegas vil varme op til en temperatur på en million grader. Neutronstjernen vil flare op med en røntgenflux, der bliver en røntgenpulsar. Denne proces har to måder:
- stjernen forbliver i et rum en kedelig himmellegeme;
- kroppen begynder at udsende korte røntgenblinker (burstere).
Under røntgenblinklys øges stjernens lysstyrke hurtigt, hvilket gør et sådant objekt 100 tusind gange lysere end solen.
Historien om undersøgelsen af neutronstjerner
Neutronstjerner blev opdagelsen af anden halvdel af det 20. århundrede. Tidligere var det teknisk umuligt at opdage sådanne objekter i vores galakse og i universet. Det svage lys og den lille størrelse af sådanne himmellegemer tillod ikke, at de blev detekteret ved hjælp af optiske teleskoper. På trods af manglen på visuel kontakt blev tilstedeværelsen af sådanne objekter i rummet forudsagt teoretisk. Den første version af eksistensen af stjerner med stor tæthed fremgik af arkiveringen af den sovjetiske forsker L. Landau i 1932.
Et år senere, i 1933, allerede over havet, blev der gjort en seriøs erklæring om eksistensen af stjerner med en usædvanlig struktur. Astronomerne Fritz Zwicky og Walter Baade fremsatte en grundig teori om, at en neutronstjerne altid forbliver på Supernova-eksplosionen.
I 1960'erne blev et gennembrud i astronomiske observationer tydeligt. Dette blev lettet ved udseendet af røntgen-teleskoper, der er i stand til at detektere kilder til blød røntgenstråling i rummet. Ved hjælp af teorien om eksistensen i rummet af kilder til stærk termisk stråling har astronomer konkluderet, at vi har at gøre med en ny type stjerner. En væsentlig tilføjelse til teorien om eksistensen af neutronstjerner var opdagelsen i 1967 af pulsarer. Den amerikanske Jocelyn Bell, der anvender sit radioudstyr, registrerede radiosignaler fra rummet. Kilden til radiobølger var en hurtigt roterende genstand, der fungerede som et radiofyr og sendte signaler i alle retninger.
Et sådant objekt har bestemt en høj rotationshastighed, som ville være dødelig for en almindelig stjerne. Den første pulsar, som blev opdaget af astronomer, er PSR В1919 + 21, placeret i en afstand af 2283.12 sv. år fra vores planet. Ifølge forskere er den nærmeste neutronstjerne til Jorden rumobjektet RX J1856.5-3754, der ligger i stjernebilledet South Corona, som blev åbnet i 1992 ved Chandra observatoriet. Afstanden fra jorden til nærmeste neutronstjerne er 400 lysår.
