Нейтронная зорка

З пляцоўкі Вікіпедыя
Перайсці да: рух, знайсці
Будова нейтроннай зоркі
Сутыкненне

Нейтро́нная зо́рказорка, якая складаецца цалкам або амаль цалкам з нейтроннага рэчыва. Такая зорка, відаць, мае ўласнае магнітнае поле[1].

Нейтроннае рэчыва ўтвараецца, калі пратоны і электроны зліваюцца ў нейтроны, і можа ўтрымлівацца ў выглядзе шара ўласнымі гравітацыйнымі сіламі. Шчыльнасць такога рэчыва дасягае мільярдаў тон на кубічны сантыметр — маса ў 1 сонечную змяшчаецца ў шары дыяметрам 30 км.[1]

Магчымасць існавання рэчыва, больш шчыльнага чым рэчыва белых карлікаў, было тэарэтычна прадказана фізікам Л. Ландау (1932), а існаванне зорак, складзеных з такога рэчыва, — астраномамі В. Баадэ і Ф. Цвікі (1934). Тэарэтычнае абгрунтаванне існавання нейтронных зорак было апублікавана фізікамі Р. Опенгеймерам і Дж. Волкавам (1939)[1].

Ускосным доказам існавання нейтронных зорак сталі назіраныя пульсары і рэнтгенаўскія зоркі[ru].

Агульныя звесткі[правіць | правіць зыходнік]

Нейтронная зорка ў разрэзе.

Сярод нейтронных зорак з надзейна вымеранымі масамі большасць трапляе ў інтэрвал ад 1,3 да 1,5 масы Сонца, што блізка да значэння граніцы Чандрасекара. Тэарэтычна дапушчальныя нейтронныя зоркі з масамі ад 0,1 да прыкладна 2,16[2] сонечных мас. Самыя масіўныя нейтронныя зоркі з вядомых — Vela X-1[en] (мае масу не менш за 1,88±0,13 сонечных мас на ўзроўні , што адпавядае ўзроўню статыстычнай значнасці[ru] α≈34 %[3] і PSR J1614–2230[en] (з ацэнкай масы 1,97±0,04 сонечных)[4][5], і PSR J0348+0432[en] (з ацэнкай масы 2,01±0,04 сонечных). Сілы прыцягнення ў нейтронных зорках ураўнаважваюцца ціскам выраджанага нейтроннага газу, максімальнае значэнне масы нейтроннай зоркі задаецца граніцай Опенгеймера — Волкава, лікавае значэнне якой залежыць ад (пакуль яшчэ не ўстаноўленага дакладна) ураўнення стану рэчыва ў зорным ядры. Існуюць тэарэтычныя перадумовы таго, што пры яшчэ большым павелічэнні шчыльнасці магчыма перараджэнне нейтронных зорак у кваркавыя[ru][6].

Магнітнае поле на паверхні нейтронных зорак дасягае значэння 1012—1013 Гс (для параўнання — у Зямлі каля 1 Гс), іменна працэсы ў магнітасферах нейтронных зорак адказныя за радыёвыпраменьванне пульсараў. З 1990-х гадоў некаторыя нейтронныя зоркі атаясамліваюцца як магнітары — зоркі, якія валодаюць магнітнымі палямі парадку 1014 Гс і вышэй.

Магнітныя палі, якія перавышаюць «крытычнае» значэнне 4,414×1013 Гс (пры якім энергія ўзаемадзеяння электрона з магнітным полем перавышае яго энергію спакою mec²) прыўносяць якасна новую фізіку, бо становяцца істотнымі спецыфічныя рэлятывісцкія эфекты, палярызацыя фізічнага вакууму і г. д.

К 2015 году адкрыта больш за 2500 нейтронных зорак. Парадку 90 % з іх — адзіночныя. Усяго ж у нашай Галактыцы могуць існаваць 108—109 нейтронных зорак, г.зн. недзе па адной на тысячу звычайных зорак. Для нейтронных зорак характэрна высокая скорасць руху (як правіла, сотні км/с). У выніку акрэцыі рэчыва воблака нейтронная зорка можа быць бачна з Зямлі ў розных спектральных дыяпазонах, уключаючы аптычны, на які прыходзіцца каля 0,003 % выпрамененай энергіі (адпавядае 10 зорнай велічыні)[7].

Гісторыя адкрыцця[правіць | правіць зыходнік]

Гравітацыйнае адхіленне святла (з-за рэлятывісцкага адхілення святла бачна больш за палову паверхні)

Нейтронныя зоркі — адны з нямногіх астранамічных аб’ектаў, якія былі тэарэтычна прадказаныя да адкрыцця назіральнікамі.

Думку аб існаванні зорак з павялічанай шчыльнасцю выказаў вядомы савецкі вучоны Леў Ландау. Так, у сваім артыкуле «К теории звёзд»[8], напісаным у лютым 1931 года і апублікаваным 29 лютага 1932 года, ён піша: «Мы чакаем, што ўсё гэта [парушэнне законаў квантавай механікі] павінна праяўляцца, калі шчыльнасць матэрыі стане настолькі вялікай, што атамныя ядры прыйдуць у цесны кантакт, утварыўшы адно гіганцкае ядро».

У снежні 1933 годзе на з’ездзе Амерыканскага фізічнага таварыства (15—16 снежня 1933 года) астраномы Вальтэр Баадэ і Фрыц Цвікі[ru] зрабілі першае строгае прадказанне існавання нейтронных зорак. Сярод іншага яны выказалі абгрунтаванае меркаванне, што нейтронныя зоркі могуць утварацца ў выніку выбуху звышновай. Тэарэтычныя разлікі таго часу паказалі, што выпраменьванне нейтронных зорак занадта слабае, каб іх можна было выявіць пры дапамозе тагачасных астранамічных інструментаў. Пра нейтронныя зоркі на некаторы час забылі. У 1967 годзе Джоселін Бел[en], аспірантка Э. Х’юіша, адкрыла аб’екты, якія выпраменьвалі рэгулярныя імпульсы радыёхваль. Гэты феномен быў растлумачаны як вузка накіраваны радыёпрамень ад аб’екта, які хутка верціцца, — своеасаблівы «касмічны радыёмаяк». Але звычайная зорка разбурылася б пры такой высокай скорасці вярчэння. На ролю такіх маякоў маглі падыходзіць толькі нейтронныя зоркі. Пульсар PSR B1919+21[ru] лічыцца першай адкрытай нейтроннай зоркай.

Класіфікацыя нейтронных зорак[правіць | правіць зыходнік]

Існуе два параметры, якія характарызуюць узаемадзеянне нейтронных зорак з навакольным рэчывам і, як вынік, іх назіраемыя праявы: перыяд вярчэння і велічыня магнітнага поля. З часам зорка расходуе сваю вярчальную энергію, і яе перыяд вярчэння павялічваецца. Магнітнае поле таксама слабее. З гэтай прычыны нейтронная зорка за час свайго жыцця можа змяняць свой тып. Ніжэй прадстаўлена наменклатура нейтронных зорак у парадку змяншэння скорасці кручэння[9]. Паколькі тэорыя магнітасфер пульсараў усё яшчэ ў стане развіцця, існуюць альтэрнатыўныя тэарэтычныя мадэлі (гл. нядаўні агляд[10] і спасылкі там).

Эжэктар (радыёпульсар)[правіць | правіць зыходнік]

Моцныя магнітныя палі і малы перыяд вярчэння. У найпрасцейшай мадэлі магнітасферы, магнітнае поле круціцца цвердацельна, то-бок з той жа вуглавой скорасцю, што і сама нейтронная зорка. На вызначаным радыусе лінейная скорасць вярчэння поля пачынае пераўзыходзіць скорасць святла. Гэты радыус называецца «радыусам светлавога цыліндра». За гэтым радыусам звычайнае дыпольное поле існаваць не можа, таму лініі напружанасці поля ў гэтым месцы абрываюцца. Зараджаныя часціцы, якія рухаюцца ўздоўж ліній магнітнага поля, цераз такія абрывы могуць пакідаць нейтронную зорку і ляцець у бесканечнасць. Нейтронная зорка дадзенага тыпу «эжэкціруе» (ад англ.: eject — вывяргаць, выштурхваць) рэлятывісцкія зараджаныя часціцы, якія выпраменьваюць у радыёдыяпазоне. Для назіральніка эжэктары выглядаюць як радыёпульсары.

Прапелер[правіць | правіць зыходнік]

Скорасць вярчэння ўжо недастатковая для эжэкцыі часціц, таму такая зорка не можа быць радыёпульсарам. Аднак скорасць вярчэння ўсё яшчэ вялікая, і захопленая магнітным полем каля нейтроннай зоркі матэрыя не можа ўпасці, то-бок акрэцыя рэчыва не адбываецца. Нейтронныя зоркі дадзенага тыпу практычна не маюць назіраемых праяўленняў і вывучаныя дрэнна.

Акрэтар (рэнтгенаўскі пульсар)[правіць | правіць зыходнік]

Скорасць вярчэння зніжаецца настолькі, што рэчыву зараз нічога не замінае падаць на такую нейтронную зорку. Плазма, падаючы, рухаецца па лініях магнітнага поля і ўдараецца аб цвёрдую паверхню нейтроннай зоркі ў раёне палюсоў, разаграваючыся да дзясяткаў мільёнаў градусаў. Рэчыва, нагрэтае да такіх высокіх тэмпэратур, свеціцца ў рэнтгенаўскім дыяпазоне. Вобласць, у якой адбываецца сутыкненне падаючага рэчыва з паверхняй зоркі, вельмі малая — усяго каля 100 метраў. Гэтая гарачая пляма з-за вярчэння зоркі перыядычна знікае з віду, што назіральнік успрымае як пульсацыі рэнтген-выпрамянення. Такія аб’екты і называюцца рэнтгенаўскімі пульсарамі.

Геарататар[правіць | правіць зыходнік]

Скорасць вярчэння такіх нейтронных зорак малая і не перашкаджае акрэцыі. Але памеры магнітасферы такія, што плазма спыняецца магнітным полем раней, чым яна будзе захоплена гравітацыяй. Падобны механізм спрацоўвае ў магнітасферы Зямлі, з-за чаго дадзены тып і атрымаў сваю назву.

Гл. таксама[правіць | правіць зыходнік]

Зноскі[правіць | правіць зыходнік]

  1. 1,0 1,1 1,2 Киппенхан, С. 168—173.
  2. Дмитрий Трунин Астрофизики уточнили предельную массу нейтронных звезд. nplus1.ru. Праверана 18 студзеня 2018.
  3. H. Quaintrell и др. The mass of the neutron star in Vela X-1 and tidally induced non-radial oscillations in GP Vel // Astronomy and Astrophysics. — апрель 2003. — № 401. — С. 313—323. — arΧiv:astro-ph/0301243
  4. P. B. Demorest, T. Pennucci, S. M. Ransom, M. S. E. Roberts & J. W. T. Hessels A two-solar-mass neutron star measured using Shapiro delay (англ.)  // Nature. — 2010. — Т. 467. — С. 1081—1083.
  5. «Сверхтяжелая» нейтронная звезда отрицает теорию «свободных» кварков (руск.) . РИА Новости (29 октября 2010). Праверана 30 кастрычніка 2010.
  6. Рождению странных звезд помогает темная материя? // Elementy.ru, 2010
  7. Е. Шиховцев. Визит нейтронной звезды, 2013.
  8. Ландау Л. Д. «К теории звёзд» // Собрание трудов. В 2 т. Т. 1. М.: ФИЗМАТЛИТ, 2008. С. 103.
  9. В. М. Липунов Астрофизика нейтронных звёзд — Наука. — 1987. — С. 90.
  10. Бескин В.С., Истомин Я.Н., Филиппов А.А. Радиопульсары — поиски истины // Успехи физических наук. — 2013. — Т. 183. — № 10. — С. 179–194. — DOI:10.3367/UFNr.0183.201302e.0179

Літаратура[правіць | правіць зыходнік]

Спасылкі[правіць | правіць зыходнік]