Neutronenstern. Pulsare und Neutronensterne

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Deutsche Astrophysiker haben anhand der Ergebnisse von Gravitationswellenmessungen die maximal mögliche Masse eines Neutronensterns geklärt elektromagnetische Strahlung aus . Es stellte sich heraus, dass die Masse eines nicht rotierenden Neutronensterns nicht mehr als 2,16 Sonnenmassen betragen kann, heißt es in einem in veröffentlichten Artikel Astrophysikalische Tagebuchbriefe.

Neutronensterne sind ultradichte kompakte Sterne, die bei Supernova-Explosionen entstehen. Der Radius von Neutronensternen überschreitet nicht mehrere zehn Kilometer und ihre Masse kann mit der Masse der Sonne vergleichbar sein, was zu einer enormen Dichte an Sternmaterie führt (etwa 10 17 Kilogramm pro). Kubikmeter). Gleichzeitig darf die Masse eines Neutronensterns eine bestimmte Grenze nicht überschreiten – Objekte mit großer Masse kollabieren unter dem Einfluss ihrer eigenen Schwerkraft zu Schwarzen Löchern.

Nach verschiedenen Schätzungen liegt die Obergrenze für die Masse eines Neutronensterns im Bereich von zwei bis drei Sonnenmassen und hängt von der Zustandsgleichung der Materie sowie von der Rotationsgeschwindigkeit des Sterns ab. Je nach Dichte und Masse des Sterns unterscheiden Wissenschaftler mehrere verschiedene Arten Sterne, ein schematisches Diagramm ist in der Abbildung dargestellt. Erstens können nicht rotierende Sterne keine Masse größer als M TOV (weißer Bereich) haben. Zweitens: Wenn sich ein Stern mit konstanter Geschwindigkeit dreht, kann seine Masse entweder weniger als M TOV (hellgrüner Bereich) oder mehr (hellgrüner Bereich) betragen, darf aber dennoch einen anderen Grenzwert, M max, nicht überschreiten. Schließlich könnte ein Neutronenstern mit variabler Rotationsgeschwindigkeit theoretisch eine beliebige Masse haben (rote Bereiche unterschiedlicher Helligkeit). Allerdings sollte man immer bedenken, dass die Dichte rotierender Sterne nicht größer als ein bestimmter Wert sein kann, sonst kollabiert der Stern trotzdem zu einem Schwarzen Loch (die vertikale Linie im Diagramm trennt stabile von instabilen Lösungen).

Diagramm verschiedener Arten von Neutronensternen basierend auf ihrer Masse und Dichte. Das Kreuz markiert die Parameter des Objekts, das nach der Verschmelzung der Sterne des Doppelsternsystems entstanden ist, die gestrichelten Linien zeigen eine von zwei Möglichkeiten für die Entwicklung des Objekts an

L. Rezzolla et al. / Das Astrophysikalische Journal

Ein Team von Astrophysikern unter der Leitung von Luciano Rezzolla hat neue, genauere Grenzwerte für die maximal mögliche Masse eines nicht rotierenden Neutronensterns, M TOV, festgelegt. In ihrer Arbeit nutzten die Wissenschaftler Daten aus früheren Studien zu Prozessen, die in einem System aus zwei verschmelzenden Neutronensternen abliefen und zur Emission von Gravitationswellen (Ereignis GW170817) und elektromagnetischen Wellen (GRB 170817A) führten. Die gleichzeitige Registrierung dieser Wellen erwies sich als sehr erfolgreich wichtige Veranstaltung Für die Wissenschaft können Sie mehr darüber in unserem und im Material lesen.

Aus früheren Arbeiten von Astrophysikern geht hervor, dass nach der Verschmelzung von Neutronensternen ein hypermassiver Neutronenstern entstand (also seine Masse M > M max), der sich anschließend nach einem von zwei möglichen Szenarien und nach kurzer Zeit entwickelte verwandelte sich in ein Schwarzes Loch (gestrichelte Linien im Diagramm). Beobachtungen der elektromagnetischen Komponente der Strahlung des Sterns deuten auf das erste Szenario hin, bei dem die baryonische Masse des Sterns nahezu konstant bleibt Gravitationsmasse nimmt aufgrund der Emission von Gravitationswellen relativ langsam ab. Andererseits traf der Gammastrahlenausbruch aus dem System fast zeitgleich mit den Gravitationswellen ein (nur 1,7 Sekunden später), was bedeutet, dass der Punkt der Umwandlung in ein Schwarzes Loch nahe bei M max liegen sollte.

Wenn wir also die Entwicklung eines hypermassiven Neutronensterns bis zum Anfangszustand zurückverfolgen, dessen Parameter in früheren Arbeiten mit guter Genauigkeit berechnet wurden, können wir den Wert von M max finden, der uns interessiert. Wenn man M max kennt, ist es nicht schwer, M TOV zu finden, da diese beiden Massen durch die Beziehung M max ≈ 1,2 M TOV zusammenhängen. In dieser Arbeit führten Astrophysiker solche Berechnungen mithilfe sogenannter „universeller Beziehungen“ durch, die die Parameter von Neutronensternen in Beziehung setzen verschiedene Gewichte und hängen nicht von der Art der Zustandsgleichung ihrer Substanz ab. Die Autoren betonen, dass ihre Berechnungen nur einfache Annahmen verwenden und nicht auf numerischen Simulationen beruhen. Das Endergebnis für die maximal mögliche Masse lag zwischen 2,01 und 2,16 Sonnenmassen. Eine Untergrenze dafür wurde zuvor aus Beobachtungen massereicher Pulsare in Doppelsternsystemen ermittelt – vereinfacht gesagt, die maximale Masse darf nicht weniger als 2,01 Sonnenmassen betragen, da Astronomen tatsächlich Neutronensterne mit einer so großen Masse beobachtet haben.

Zuvor haben wir darüber geschrieben, wie Astrophysiker mithilfe von Computersimulationen die Masse und den Radius von Neutronensternen abschätzten, deren Verschmelzung zu den Ereignissen GW170817 und GRB 170817A führte.

Dmitri Trunin

NEUTRONENSTERN
ein Stern, der hauptsächlich aus Neutronen besteht. Ein Neutron ist ein neutrales subatomares Teilchen, einer der Hauptbestandteile der Materie. Die Hypothese über die Existenz von Neutronensternen wurde von den Astronomen W. Baade und F. Zwicky unmittelbar nach der Entdeckung des Neutrons im Jahr 1932 aufgestellt. Diese Hypothese wurde jedoch erst nach der Entdeckung der Pulsare im Jahr 1967 durch Beobachtungen bestätigt.
siehe auch PULSAR. Neutronensterne entstehen durch den Gravitationskollaps normaler Sterne mit Massen, die um ein Vielfaches größer sind als die der Sonne. Die Dichte eines Neutronensterns kommt der Dichte eines Atomkerns nahe, d. h. 100 Millionen Mal höher als die Dichte gewöhnlicher Materie. Daher hat ein Neutronenstern mit seiner enormen Masse einen Radius von nur ca. 10 km. Aufgrund des kleinen Radius eines Neutronensterns ist die Schwerkraft auf seiner Oberfläche extrem hoch: etwa 100 Milliarden Mal höher als auf der Erde. Dieser Stern wird durch den „Entartungsdruck“ dichter Neutronenmaterie, der nicht von seiner Temperatur abhängt, vor dem Kollaps bewahrt. Wenn jedoch die Masse eines Neutronensterns mehr als etwa 2 Sonnenmassen erreicht, übersteigt die Schwerkraft diesen Druck und der Stern kann dem Kollaps nicht mehr standhalten.
siehe auch GRAVITATIONSKOLLAPS. Neutronensterne haben ein sehr starkes Magnetfeld, das an der Oberfläche 10 12-10 13 G erreicht (zum Vergleich: Die Erde hat etwa 1 G). Mit Neutronensternen werden zwei verschiedene Arten von Himmelsobjekten in Verbindung gebracht.
Pulsare (Radiopulsare). Diese Objekte senden streng regelmäßig Radiowellenimpulse aus. Der Strahlungsmechanismus ist nicht vollständig geklärt, es wird jedoch angenommen, dass ein rotierender Neutronenstern einen Radiostrahl in eine mit seinem Magnetfeld verbundene Richtung aussendet, deren Symmetrieachse nicht mit der Rotationsachse des Sterns übereinstimmt. Daher führt die Rotation zu einer Rotation des Funkstrahls, der periodisch auf die Erde gerichtet ist.
Röntgen verdoppelt sich. Pulsierende Röntgenquellen werden auch mit Neutronensternen in Verbindung gebracht, die Teil eines Doppelsternsystems mit einem massereichen normalen Stern sind. In solchen Systemen fällt Gas von der Oberfläche eines normalen Sterns auf einen Neutronenstern und beschleunigt dabei auf enorme Geschwindigkeit. Beim Auftreffen auf die Oberfläche eines Neutronensterns gibt das Gas 10-30 % seiner Restenergie ab, während bei Kernreaktionen dieser Wert erreicht nicht einmal 1 %. Die Oberfläche eines auf hohe Temperatur erhitzten Neutronensterns wird zur Quelle von Röntgenstrahlung. Allerdings erfolgt der Gasfall nicht gleichmäßig über die gesamte Oberfläche: Das starke Magnetfeld eines Neutronensterns fängt das fallende ionisierte Gas ein und lenkt es zu den Magnetpolen, wo es wie in einen Trichter fällt. Daher werden nur die Polarregionen sehr heiß und werden auf einem rotierenden Stern zu Quellen für Röntgenimpulse. Radioimpulse eines solchen Sterns werden nicht mehr empfangen, da die Radiowellen im ihn umgebenden Gas absorbiert werden.
Verbindung. Die Dichte eines Neutronensterns nimmt mit der Tiefe zu. Unter einer nur wenige Zentimeter dicken Atmosphärenschicht befindet sich eine mehrere Meter dicke Hülle aus flüssigem Metall, darunter eine kilometerdicke feste Kruste. Die Substanz der Rinde ähnelt gewöhnlichem Metall, ist jedoch viel dichter. Im äußeren Teil der Rinde befindet sich hauptsächlich Eisen; Mit der Tiefe nimmt der Anteil der Neutronen an seiner Zusammensetzung zu. Wo die Dichte ca. erreicht. 4*10 11 g/cm3 steigt der Anteil der Neutronen so stark an, dass einige von ihnen nicht mehr Teil der Kerne sind, sondern ein zusammenhängendes Medium bilden. Dort gleicht die Substanz einem „Meer“ aus Neutronen und Elektronen, in dem die Atomkerne verstreut sind. Und mit einer Dichte von ca. 2*10 14 g/cm3 (Dichte des Atomkerns), einzelne Kerne verschwinden vollständig und es bleibt eine kontinuierliche Neutronen-„Flüssigkeit“ mit einer Beimischung von Protonen und Elektronen zurück. Es ist wahrscheinlich, dass sich Neutronen und Protonen wie eine supraflüssige Flüssigkeit verhalten, ähnlich wie flüssiges Helium und supraleitende Metalle in irdischen Labors.

Bei noch höheren Dichten am meisten ungewöhnliche Formen Substanzen. Vielleicht zerfallen Neutronen und Protonen in noch mehr Feinpartikel- Quarks; Es ist auch möglich, dass viele Pi-Mesonen entstehen, die das sogenannte Pion-Kondensat bilden.
siehe auch
ELEMENTARTEILCHEN;
Supraleitung;
SUPERFLUIDITÄT.
LITERATUR
Dyson F., Ter Haar D. Neutronensterne und Pulsare. M., 1973 Lipunov V.M. Astrophysik von Neutronensternen. M., 1987

Colliers Enzyklopädie. - Offene Gesellschaft. 2000 .

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NEUTRONENSTERN, ein sehr kleiner Stern mit Hohe Dichte, bestehend aus NEUTRONEN. Es ist die letzte Stufe in der Entwicklung vieler Sterne. Neutronensterne entstehen, wenn ein massereicher Stern aufflammt SUPERNOVA-Stern, explodieren ihre... ... Wissenschaftliches und technisches Enzyklopädisches Wörterbuch

Ein Stern, dessen Materie nach theoretischen Vorstellungen hauptsächlich aus Neutronen besteht. Die Neutronisierung von Materie ist mit dem gravitativen Kollaps eines Sterns verbunden, nachdem sein Kernbrennstoff erschöpft ist. Die durchschnittliche Dichte von Neutronensternen beträgt 2,1017 ... Großes enzyklopädisches Wörterbuch

Die Struktur eines Neutronensterns. Ein Neutronenstern ist ein astronomisches Objekt, das eines der Endprodukte ist ... Wikipedia

Ein Stern, dessen Materie nach theoretischen Vorstellungen hauptsächlich aus Neutronen besteht. Die durchschnittliche Dichte eines solchen Neutronensterns beträgt 2·1017 kg/m3, der durchschnittliche Radius beträgt 20 km. Durch gepulste Radioemission erkannt, siehe Pulsare... Astronomisches Wörterbuch

Ein Stern, dessen Materie nach theoretischen Vorstellungen hauptsächlich aus Neutronen besteht. Die Neutronisierung von Materie ist mit dem gravitativen Kollaps eines Sterns verbunden, nachdem sein Kernbrennstoff erschöpft ist. Durchschnittliche Dichte eines Neutronensterns... ... Enzyklopädisches Wörterbuch

Ein hydrostatisch ausgeglichener Stern, aus dem hauptsächlich der Schwarm besteht aus Neutronen. Entsteht durch die Umwandlung von Protonen in Neutronen unter Gravitationskräften. Kollaps im Endstadium der Entwicklung ziemlich massereicher Sterne (mit einer Masse, die um ein Vielfaches größer ist als... ...) Naturwissenschaft. Enzyklopädisches Wörterbuch

Neutronenstern- eine der Stadien der Sternentstehung, bei der sie durch den Gravitationskollaps auf so kleine Größen komprimiert werden (der Kugelradius beträgt 10-20 km), dass Elektronen in die Atomkerne gedrückt und neutralisiert werden Ihre Ladung, die ganze Materie des Sterns wird... ... Die Anfänge der modernen Naturwissenschaft

Culvers Neutronenstern. Es wurde von Astronomen der Pennsylvania State University in den USA und der kanadischen McGill University im Sternbild Ursa Minor entdeckt. Der Stern ist in seinen Eigenschaften ungewöhnlich und anders als alle anderen... ... Wikipedia

- (englisch runaway star) ein Stern, der sich im Verhältnis zum umgebenden interstellaren Medium mit ungewöhnlich hoher Geschwindigkeit bewegt. Die Eigenbewegung eines solchen Sterns wird oft relativ zur Sternassoziation genau angegeben, zu der... ... Wikipedia

Berechnungen zeigen, dass bei einer Supernova-Explosion mit M ~ 25 M ein dichter Neutronenkern (Neutronenstern) mit einer Masse von ~ 1,6 M zurückbleibt. Bei Sternen mit einer Restmasse M > 1,4 M, die das Supernova-Stadium noch nicht erreicht haben, degeneriert der Druck Elektronengas ist auch nicht in der Lage, die Gravitationskräfte auszugleichen, und der Stern zieht sich auf einen Zustand nuklearer Dichte zusammen. Der Mechanismus dieses Gravitationskollapses ist der gleiche wie bei einer Supernova-Explosion. Der Druck und die Temperatur im Inneren des Sterns erreichen solche Werte, bei denen Elektronen und Protonen scheinbar ineinander und infolge der Reaktion „gepresst“ werden

Nach der Emission von Neutrinos entstehen Neutronen, die ein viel kleineres Phasenvolumen einnehmen als Elektronen. Es entsteht ein sogenannter Neutronenstern, dessen Dichte 10 14 - 10 15 g/cm 3 erreicht. Charakteristische Größe Neutronenstern 10 - 15 km. In gewissem Sinne ist ein Neutronenstern ein riesiger Atomkern. Eine weitere Gravitationskompression wird durch den Druck der Kernmaterie verhindert, der durch die Wechselwirkung von Neutronen entsteht. Dies ist auch der Entartungsdruck, wie zuvor im Fall eines Weißen Zwergs, aber es ist der Entartungsdruck eines viel dichteren Neutronengases. Dieser Druck kann Massen bis zu 3,2 M halten.
Im Moment des Kollaps erzeugte Neutrinos kühlen den Neutronenstern ziemlich schnell ab. Theoretischen Schätzungen zufolge sinkt seine Temperatur in einer Zeit von ~ 100 s von 10 11 auf 10 9 K. Darüber hinaus nimmt die Abkühlgeschwindigkeit leicht ab. Allerdings ist sie im astronomischen Maßstab recht hoch. In 100 Jahren kommt es zu einem Temperaturabfall von 10 9 auf 10 8 K und in einer Million Jahren auf 10 6 K. Der Nachweis von Neutronensternen mit optischen Methoden ist aufgrund ihrer geringen Größe und niedrigen Temperatur recht schwierig.
1967 entdeckten Hewish und Bell an der Universität Cambridge kosmische Quellen periodischer elektromagnetischer Strahlung – Pulsare. Die Pulswiederholungsperioden der meisten Pulsare liegen im Bereich von 3,3·10 -2 bis 4,3 s. Nach modernen Vorstellungen sind Pulsare rotierende Neutronensterne mit einer Masse von 1 – 3 M und einem Durchmesser von 10 – 20 km. Nur kompakte Objekte mit den Eigenschaften von Neutronensternen können bei solchen Rotationsgeschwindigkeiten ihre Form beibehalten, ohne zu kollabieren. Erhaltung des Drehimpulses und Magnetfeld Während der Bildung eines Neutronensterns entstehen schnell rotierende Pulsare mit einem starken Magnetfeld B ~ 10 12 G.
Es wird angenommen, dass ein Neutronenstern ein Magnetfeld besitzt, dessen Achse nicht mit der Rotationsachse des Sterns übereinstimmt. In diesem Fall ist die Strahlung des Sterns (Radiowellen usw.) sichtbares Licht) gleitet wie die Strahlen eines Leuchtturms über die Erde. Wenn der Strahl die Erde kreuzt, wird ein Impuls aufgezeichnet. Die Strahlung eines Neutronensterns selbst entsteht dadurch, dass geladene Teilchen von der Oberfläche des Sterns entlang magnetischer Feldlinien nach außen wandern und emittieren Elektromagnetische Wellen. Dieser erstmals von Gold vorgeschlagene Mechanismus der Pulsar-Radioemission ist in Abb. dargestellt. 39.

Trifft ein Strahlungsstrahl auf einen Beobachter auf der Erde, erkennt das Radioteleskop kurze Radioemissionsimpulse mit einer Periode, die der Rotationsperiode des Neutronensterns entspricht. Die Form des Pulses kann sehr komplex sein, was durch die Geometrie der Magnetosphäre des Neutronensterns bestimmt wird und für jeden Pulsar charakteristisch ist. Die Rotationsperioden von Pulsaren sind streng konstant und die Genauigkeit der Messung dieser Perioden erreicht 14-stellige Werte.
Derzeit wurden Pulsare entdeckt, die Teil binärer Systeme sind. Wenn der Pulsar die zweite Komponente umkreist, sollten aufgrund des Doppler-Effekts Schwankungen in der Pulsarperiode beobachtet werden. Wenn sich der Pulsar dem Beobachter nähert, verringert sich die aufgezeichnete Periode der Radioimpulse aufgrund des Doppler-Effekts, und wenn sich der Pulsar von uns entfernt, erhöht sich seine Periode. Basierend auf diesem Phänomen wurden Pulsare entdeckt, die Teil von Doppelsternen sind. Für den ersten entdeckten Pulsar PSR 1913 + 16, der Teil eines Doppelsternsystems ist, betrug die Umlaufzeit 7 Stunden 45 Minuten. Die natürliche Umlaufzeit des Pulsars PSR 1913 + 16 beträgt 59 ms.
Die Strahlung des Pulsars soll zu einer Verringerung der Rotationsgeschwindigkeit des Neutronensterns führen. Dieser Effekt wurde auch festgestellt. Auch ein Neutronenstern, der Teil eines Doppelsternsystems ist, kann eine Quelle intensiver Röntgenstrahlung sein.
Die Struktur eines Neutronensterns mit einer Masse von 1,4 M und einem Radius von 16 km ist in Abb. dargestellt. 40.

I ist eine dünne äußere Schicht aus dicht gepackten Atomen. In den Regionen II und III sind die Kerne in Form eines kubisch raumzentrierten Gitters angeordnet. Region IV besteht hauptsächlich aus Neutronen. In der Region V kann Materie aus Pionen und Hyperonen bestehen und den hadronischen Kern eines Neutronensterns bilden. Bestimmte Details des Aufbaus eines Neutronensterns werden derzeit geklärt.
Die Entstehung von Neutronensternen ist nicht immer eine Folge einer Supernova-Explosion. Ein weiterer möglicher Mechanismus für die Entstehung von Neutronensternen während der Entwicklung von Weißen Zwergen in nahen Doppelsternsystemen. Der Materiefluss vom Begleitstern zum Weißen Zwerg erhöht allmählich die Masse des Weißen Zwergs und bei Erreichen einer kritischen Masse (Chandrasekhar-Grenze) verwandelt sich der Weiße Zwerg in einen Neutronenstern. Wenn der Materiefluss nach der Entstehung eines Neutronensterns weitergeht, kann seine Masse erheblich zunehmen und er kann sich infolge eines Gravitationskollapses in ein Schwarzes Loch verwandeln. Dies entspricht dem sogenannten „stillen“ Zusammenbruch.
Auch kompakte Doppelsterne können als Quellen für Röntgenstrahlung auftreten. Es entsteht auch durch die Ansammlung von Materie, die von einem „normalen“ Stern zu einem kompakteren Stern fällt. Wenn Materie auf einem Neutronenstern mit B > 10 10 G anlagert, fällt die Materie in den Bereich der Magnetpole. Röntgenstrahlung wird durch ihre Rotation um ihre Achse moduliert. Solche Quellen werden Röntgenpulsare genannt.
Es gibt Röntgenquellen (Burster genannt), bei denen periodisch im Abstand von mehreren Stunden bis zu einem Tag Strahlungsausbrüche auftreten. Charakteristische Zeit Burst-Anstieg – 1 Sek. Die Burst-Dauer beträgt 3 bis 10 Sekunden. Die Intensität im Moment des Ausbruchs kann 2 – 3 Größenordnungen höher sein als die Leuchtkraft im Ruhezustand. Derzeit sind mehrere hundert solcher Quellen bekannt. Es wird angenommen, dass die Strahlungsausbrüche durch thermonukleare Explosionen von Materie entstehen, die sich infolge der Akkretion auf der Oberfläche eines Neutronensterns angesammelt hat.
Es ist bekannt, dass bei kleinen Abständen zwischen Nukleonen (< 0.3·10 -13 см) ядерные силы притяжения сменяются силами оттал-кивания, т. е. противодействие ядерного вещества на малых расстояниях сжимающей силе тяготения увеличивается. Если плотность вещества в центре нейтронной звезды превышает ядерную плотность ρ яд и достигает 10 15 г/см 3 , то в центре звезды наряду с нуклонами и электронами образуются также мезоны, гипероны и другие более массивные частицы. Исследования поведения вещества при плотностях, превышающих ядерную плотность, в настоящее время находятся в Erstphase und es gibt viele ungelöste Probleme. Berechnungen zeigen, dass bei Materiedichten ρ > ρ Gift Prozesse wie das Auftreten von Pionenkondensat, der Übergang neutronisierter Materie in einen festen kristallinen Zustand und die Bildung von Hyperon- und Quark-Gluon-Plasma möglich sind. Die Bildung supraflüssiger und supraleitender Zustände von Neutronenmaterie ist möglich.
In Übereinstimmung mit modernen Vorstellungen über das Verhalten von Materie bei Dichten, die 10 2 bis 10 3 Mal höher als die Kerndichte sind (solche Dichten werden nämlich diskutiert, wenn die innere Struktur eines Neutronensterns diskutiert wird), werden Atomkerne im Inneren des Sterns in der Nähe der Stabilität gebildet Grenze. Ein tieferes Verständnis kann erreicht werden, indem der Zustand der Materie in Abhängigkeit von Dichte, Temperatur und Stabilität der Kernmaterie bei exotischen Verhältnissen der Anzahl der Protonen zur Anzahl der Neutronen im Kern untersucht wird n p / n n , unter Berücksichtigung schwacher Prozesse, an denen Neutrinos beteiligt sind . Derzeit besteht praktisch die einzige Möglichkeit, Materie mit höheren Dichten als Kerndichten zu untersuchen, in Kernreaktionen zwischen Schwerionen. Allerdings liefern experimentelle Daten zu Kollisionen schwerer Ionen immer noch unzureichende Informationen, da die erreichbaren Werte von n p / n n sowohl für den Zielkern als auch für den einfallenden beschleunigten Kern gering sind (~ 1 – 0,7).
Genaue Messungen der Perioden von Radiopulsaren haben gezeigt, dass sich die Rotationsgeschwindigkeit des Neutronensterns allmählich verlangsamt. Dies ist auf den Übergang der kinetischen Energie der Sternrotation in die Strahlungsenergie des Pulsars und die Emission von Neutrinos zurückzuführen. Kleine abrupte Änderungen in den Perioden von Radiopulsaren werden durch die Anhäufung von Spannungen in der Oberflächenschicht des Neutronensterns erklärt, begleitet von „Rissen“ und „Brüchen“, was zu einer Änderung der Rotationsgeschwindigkeit des Sterns führt. Die beobachteten Zeiteigenschaften von Radiopulsaren enthalten Informationen über die Eigenschaften der „Kruste“ des Neutronensterns, die physikalischen Bedingungen in seinem Inneren und die Supraflüssigkeit der Neutronenmaterie. IN In letzter Zeit Es wurde eine beträchtliche Anzahl von Radiopulsaren mit Perioden von weniger als 10 ms entdeckt. Dies erfordert eine Klärung der Vorstellungen über die in Neutronensternen ablaufenden Prozesse.
Ein weiteres Problem ist die Untersuchung von Neutrinoprozessen in Neutronensternen. Die Neutrino-Emission ist einer der Mechanismen, durch die ein Neutronenstern innerhalb von 10 5 bis 10 6 Jahren nach seiner Entstehung Energie verliert.

Die Hypothese über die Existenz von Neutronensternen wurde von den Astronomen W. Baade und F. Zwicky unmittelbar nach der Entdeckung des Neutrons im Jahr 1932 aufgestellt. Diese Hypothese wurde jedoch erst nach der Entdeckung der Pulsare im Jahr 1967 durch Beobachtungen bestätigt.

Neutronensterne entstehen durch den Gravitationskollaps normaler Sterne mit einer um ein Vielfaches größeren Masse als die Sonne. Die Dichte eines Neutronensterns kommt der Dichte eines Atomkerns nahe, d. h. 100 Millionen Mal höher als die Dichte gewöhnlicher Materie. Daher hat ein Neutronenstern mit seiner enormen Masse einen Radius von nur ca. 10 km.

Aufgrund des kleinen Radius eines Neutronensterns ist die Schwerkraft auf seiner Oberfläche extrem hoch: etwa 100 Milliarden Mal höher als auf der Erde. Was diesen Stern vor dem Kollaps bewahrt, ist der „Entartungsdruck“ dichter Neutronenmaterie, der nicht von seiner Temperatur abhängt. Wenn jedoch die Masse eines Neutronensterns mehr als etwa 2 Sonnenmassen erreicht, übersteigt die Schwerkraft diesen Druck und der Stern kann einem Kollaps nicht mehr standhalten.

Neutronensterne haben ein sehr starkes Magnetfeld, das an der Oberfläche 10 12 –10 13 G erreicht (zum Vergleich: Die Erde hat etwa 1 G). Mit Neutronensternen werden zwei verschiedene Arten von Himmelsobjekten in Verbindung gebracht.

Pulsare

(Radiopulsare). Diese Objekte senden streng regelmäßig Radiowellenimpulse aus. Der Strahlungsmechanismus ist nicht vollständig geklärt, es wird jedoch angenommen, dass ein rotierender Neutronenstern einen Radiostrahl in eine mit seinem Magnetfeld verbundene Richtung aussendet, deren Symmetrieachse nicht mit der Rotationsachse des Sterns übereinstimmt. Daher führt die Rotation zu einer Rotation des Funkstrahls, der periodisch auf die Erde gerichtet ist.

Röntgen verdoppelt sich.

Pulsierende Röntgenquellen werden auch mit Neutronensternen in Verbindung gebracht, die Teil eines Doppelsternsystems mit einem massereichen normalen Stern sind. In solchen Systemen fällt Gas von der Oberfläche eines normalen Sterns auf einen Neutronenstern und beschleunigt dabei auf enorme Geschwindigkeit. Beim Auftreffen auf die Oberfläche eines Neutronensterns gibt das Gas 10–30 % seiner Restenergie ab, während bei Kernreaktionen dieser Wert nicht 1 % erreicht. Die Oberfläche eines auf hohe Temperatur erhitzten Neutronensterns wird zur Quelle von Röntgenstrahlung. Allerdings erfolgt der Gasfall nicht gleichmäßig über die gesamte Oberfläche: Das starke Magnetfeld eines Neutronensterns fängt das fallende ionisierte Gas ein und lenkt es zu den Magnetpolen, wo es wie in einen Trichter fällt. Daher werden nur die Polarregionen sehr heiß und werden auf einem rotierenden Stern zu Quellen für Röntgenimpulse. Radioimpulse eines solchen Sterns werden nicht mehr empfangen, da die Radiowellen im ihn umgebenden Gas absorbiert werden.

Verbindung.

Die Dichte eines Neutronensterns nimmt mit der Tiefe zu. Unter einer nur wenige Zentimeter dicken Atmosphärenschicht befindet sich eine meterdicke flüssige Metallhülle, darunter eine kilometerdicke feste Kruste. Die Substanz der Rinde ähnelt gewöhnlichem Metall, ist jedoch viel dichter. Im äußeren Teil der Rinde befindet sich hauptsächlich Eisen; Mit der Tiefe nimmt der Anteil der Neutronen an seiner Zusammensetzung zu. Wo die Dichte ca. erreicht. 4H 10 11 g/cm 3 nimmt der Anteil der Neutronen so stark zu, dass einige von ihnen nicht mehr Teil der Kerne sind, sondern ein zusammenhängendes Medium bilden. Dort gleicht die Substanz einem „Meer“ aus Neutronen und Elektronen, in dem die Atomkerne verstreut sind. Und mit einer Dichte von ca. 2H 10 14 g/cm 3 (Dichte des Atomkerns), einzelne Kerne verschwinden vollständig und es bleibt eine kontinuierliche Neutronen-„Flüssigkeit“ mit einer Beimischung von Protonen und Elektronen zurück. Es ist wahrscheinlich, dass sich Neutronen und Protonen wie eine supraflüssige Flüssigkeit verhalten, ähnlich wie flüssiges Helium und supraleitende Metalle in irdischen Labors.

Seit der Geburt des Universums sind mehr als zehn Milliarden Jahre vergangen, in denen eine Sternentwicklung und eine Veränderung der Zusammensetzung stattfanden. Weltraum. Einige Weltraumobjekte verschwinden und andere erscheinen an ihrer Stelle. Dieser Prozess findet ständig statt, aufgrund der großen Zeitintervalle können wir jedoch nur ein einziges Bild einer kolossalen und faszinierenden Mehrfachsitzung beobachten.

Wir sehen das Universum in seiner ganzen Pracht und beobachten das Leben der Sterne, die Stadien der Evolution und den Moment der Todesangst. Der Tod eines Stars ist immer eine große Sache. helles Ereignis. Je größer und massereicher der Stern ist, desto größer ist die Katastrophe.

Ein Neutronenstern ist ein leuchtendes Beispiel Eine solche Entwicklung, ein lebendiges Denkmal vergangener Sternenkraft. Das ist das ganze Paradoxon. Anstelle eines massereichen Sterns, dessen Größe und Masse zehn- und hundertmal größer sind als die unserer Sonne, erscheint ein winziger Himmelskörper mit einem Durchmesser von einigen zehn Kilometern. Diese Transformation geschieht nicht über Nacht. Die Entstehung von Neutronensternen ist das Ergebnis eines langen, räumlich und zeitlich ausgedehnten evolutionären Entwicklungsweges eines kosmischen Monsters.

Physik von Neutronensternen

Wie es auf den ersten Blick scheinen mag, gibt es im Universum nur wenige solcher Objekte. Typischerweise kann ein Neutronenstern einer von tausend Sternen sein. Das Geheimnis dieser geringen Zahl liegt in den einzigartigen Evolutionsprozessen, die der Geburt von Neutronensternen vorausgehen. Alle Sterne leben ihr Leben anders. Auch das Ende des Star-Dramas sieht anders aus. Das Ausmaß der Aktion wird durch die Masse des Sterns bestimmt. Je größer die Masse des kosmischen Körpers, je massereicher der Stern, desto höher ist die Wahrscheinlichkeit, dass sein Tod schnell und hell erfolgt.

Ständig zunehmende Gravitationskräfte führen zur Umwandlung von Sternmaterie in thermische Energie. Dieser Prozess wird unfreiwillig von einem kolossalen Auswurf begleitet – einer Supernova-Explosion. Das Ergebnis einer solchen Katastrophe ist ein neues Weltraumobjekt – ein Neutronenstern.

Einfach ausgedrückt ist Sternmaterie kein Treibstoff mehr, thermonukleare Reaktionen verlieren ihre Intensität und können die erforderlichen Temperaturen in den Tiefen eines massiven Körpers nicht aufrechterhalten. Der Ausweg aus diesem Zustand ist der Kollaps – der Kollaps von Sterngas auf den zentralen Teil des Sterns.

All dies führt zu einer sofortigen Energiefreisetzung, die die äußeren Schichten der Sternmaterie in alle Richtungen zerstreut. Anstelle des Sterns erscheint ein expandierender Nebel. Eine solche Transformation kann bei jedem Stern passieren, die Folgen des Kollaps können jedoch unterschiedlich sein.

Ist die Masse des kosmischen Objekts beispielsweise gering, handelt es sich um einen Gelben Zwerg wie die Sonne, ein Weißer Zwerg verbleibt am Ort des Flares. Für den Fall, dass die Masse des Weltraummonsters die Sonnenmasse um das Zehnfache übersteigt, beobachten wir infolge des Zusammenbruchs einen Supernova-Ausbruch. Anstelle der früheren Sterngröße entsteht ein Neutronenstern. Supermassereiche Sterne, deren Masse hunderte Male größer ist als die Masse der Sonne, vollenden ihre Aufgabe Lebenszyklus, der Neutronenstern ist eine Zwischenstufe. Die anhaltende Gravitationskompression führt dazu, dass das Leben eines Neutronensterns mit der Entstehung eines Schwarzen Lochs endet.

Durch den Kollaps bleibt nur noch der Kern des Sterns übrig, der immer weiter schrumpft. Deswegen, charakteristisches Merkmal Neutronensterne sind Hohe Dichte und riesige Masse bei winzigen Abmessungen. Also die Masse eines Neutronensterns mit einem Durchmesser von 20 km. 1,5-3-fache Masse unseres Sterns. Es kommt zur Verdichtung bzw. Neutronisierung von Elektronen und Protonen zu Neutronen. Dementsprechend nimmt mit abnehmendem Volumen und Größe die Dichte und Masse der Sternmaterie schnell zu.

Zusammensetzung von Neutronensternen

Über die Zusammensetzung von Neutronensternen gibt es keine genauen Informationen. Heutzutage verwenden Astrophysiker bei der Untersuchung solcher Objekte Arbeitendes Model, vorgeschlagen von Kernphysikern.

Vermutlich wird Sternmaterie durch den Kollaps in eine neutronenartige, superflüssige Flüssigkeit umgewandelt. Ermöglicht wird dies durch die enorme Anziehungskraft, die einen konstanten Druck auf die Substanz ausübt. Diese „nukleare flüssige Substanz“ wird als entartetes Gas bezeichnet und ist 1000-mal dichter als Wasser. Atome eines entarteten Gases bestehen aus einem Kern und um ihn kreisenden Elektronen. Bei der Neutronisierung Innenraum Atome verschwinden unter dem Einfluss der Gravitationskräfte. Elektronen verschmelzen mit dem Kern und bilden Neutronen. Die innere Schwerkraft verleiht der superdichten Substanz Stabilität. Andernfalls würde unweigerlich eine Kettenreaktion beginnen, begleitet von einer nuklearen Explosion.

Je näher am äußeren Rand des Sterns, desto niedriger sind Temperatur und Druck. Durch komplexe Prozesse „kühlt“ die Neutronensubstanz ab, wodurch Eisenkerne intensiv freigesetzt werden. Der Zusammenbruch und die anschließende Explosion sind eine Fabrik aus planetarischem Eisen, das sich im Weltraum ausbreitet und entsteht Baumaterial während der Entstehung von Planeten.

Den Supernova-Explosionen verdankt die Erde die Tatsache, dass in ihrer Struktur und Struktur Partikel aus kosmischem Eisen vorhanden sind.

Wenn wir herkömmlicherweise die Struktur eines Neutronensterns mit einem Mikroskop untersuchen, können wir fünf Schichten in der Struktur des Objekts unterscheiden:

• die Atmosphäre des Objekts;
• äußerer Kortex;
• innere Schichten;
• äußerer Kern;
• der innere Kern eines Neutronensterns.

Die Atmosphäre eines Neutronensterns ist nur wenige Zentimeter dick und stellt die dünnste Schicht dar. Von seiner Zusammensetzung her handelt es sich um eine Plasmaschicht, die für die thermische Bestrahlung des Sterns verantwortlich ist. Als nächstes kommt die äußere Kruste, die mehrere hundert Meter dick ist. Zwischen der äußeren Kruste und den inneren Schichten befindet sich das Reich des entarteten Elektronengases. Je tiefer in das Zentrum des Sterns vordringt, desto schneller wird dieses Gas relativistisch. Mit anderen Worten, die im Inneren des Sterns ablaufenden Prozesse sind mit einer Abnahme des Anteils verbunden Atomkerne. Gleichzeitig nimmt die Zahl der freien Neutronen zu. Die inneren Regionen eines Neutronensterns stellen den äußeren Kern dar, in dem Neutronen weiterhin mit Elektronen und Protonen koexistieren. Die Dicke dieser Substanzschicht beträgt mehrere Kilometer, während die Dichte der Materie um ein Vielfaches höher ist als die Dichte des Atomkerns.

Diese gesamte Atomsuppe existiert dank kolossaler Temperaturen. Zum Zeitpunkt der Supernova-Explosion beträgt die Temperatur des Neutronensterns 1011 K. Während dieser Zeit hat das neue Himmelsobjekt die maximale Leuchtkraft. Unmittelbar nach der Explosion beginnt eine schnelle Abkühlungsphase, die Temperatur sinkt innerhalb weniger Minuten auf 109 K. Anschließend verlangsamt sich der Abkühlungsprozess. Obwohl die Temperatur des Sterns immer noch hoch ist, nimmt die Leuchtkraft des Objekts ab. Der Stern leuchtet nur aufgrund von Wärme- und Infrarotstrahlung weiter.

Klassifizierung von Neutronensternen

Diese spezifische Zusammensetzung der stellaren Kernsubstanz bestimmt die hohe Kerndichte eines Neutronensterns von 1014–1015 g/cm³, während die durchschnittliche Größe des resultierenden Objekts nicht weniger als 10 und nicht mehr als 20 km beträgt. Eine weitere Zunahme der Dichte wird durch Neutronenwechselwirkungskräfte stabilisiert. Mit anderen Worten: Das entartete Sterngas befindet sich in einem Gleichgewichtszustand, der verhindert, dass der Stern erneut kollabiert.

Die recht komplexe Natur kosmischer Objekte wie Neutronensterne wurde zum Grund für die anschließende Klassifizierung, die ihr Verhalten und ihre Existenz in den Weiten des Universums erklärt. Die Hauptparameter, anhand derer die Klassifizierung durchgeführt wird, sind die Rotationsperiode des Sterns und die Größe des Magnetfelds. Während seiner Existenz verliert ein Neutronenstern Rotationsenergie und auch das Magnetfeld des Objekts nimmt ab. Dementsprechend geht der Himmelskörper von einem Zustand in einen anderen über, von denen die folgenden Typen am charakteristischsten sind:

• Radiopulsare (Ejektoren) sind Objekte mit einer kurzen Rotationsperiode, deren Magnetfeldstärke jedoch recht groß bleibt. Geladene Teilchen, die sich entlang von Kraftfeldern bewegen, verlassen die Sternhülle an Bruchstellen. Ein solcher Himmelskörper stößt aus und füllt das Universum regelmäßig mit im Radiofrequenzbereich erfassten Radioimpulsen;
• Ein Neutronenstern ist ein Propeller. In diesem Fall hat das Objekt eine extrem niedrige Rotationsgeschwindigkeit, das Magnetfeld ist jedoch nicht stark genug, um Materieelemente aus dem umgebenden Raum anzuziehen. Der Stern sendet keine Impulse aus und eine Akkretion (Abfall kosmischer Materie) findet in diesem Fall nicht statt;
• Röntgenpulsar (Akkretor). Solche Objekte haben eine niedrige Rotationsgeschwindigkeit, aber aufgrund des starken Magnetfelds absorbiert der Stern intensiv Material aus dem Weltraum. Dadurch sammelt sich an Orten, an denen Sternmaterie fällt, auf Millionen Grad erhitztes Plasma auf der Oberfläche eines Neutronensterns. Diese Punkte auf der Oberfläche eines Himmelskörpers werden zu Quellen pulsierender Wärme- und Röntgenstrahlung. Mit dem Aufkommen leistungsstarker Radioteleskope, die im Infrarot- und Röntgenbereich in die Tiefen des Weltraums blicken können, ist es möglich geworden, eine ganze Reihe gewöhnlicher Röntgenpulsare schneller zu identifizieren;
• Ein Georotator ist ein Objekt mit niedriger Rotationsgeschwindigkeit, während sich durch Akkretion Sternmaterie auf der Oberfläche des Sterns ansammelt. Ein starkes Magnetfeld verhindert die Bildung von Plasma in der Oberflächenschicht und der Stern nimmt allmählich an Masse zu.

Wie aus der bestehenden Klassifizierung hervorgeht, verhält sich jeder Neutronenstern anders. Von hier aus folgt es verschiedene Wege Ihre Entdeckung und vielleicht wird das Schicksal dieser Himmelskörper in der Zukunft anders sein.

Paradoxien der Geburt von Neutronensternen

Die erste Version, dass Neutronensterne Produkte einer Supernova-Explosion seien, ist heute kein Postulat. Es gibt eine Theorie, dass hier möglicherweise ein anderer Mechanismus verwendet wird. In Doppelsternsystemen werden Weiße Zwerge zur Nahrung für neue Sterne. Sternmaterie fließt allmählich von einem kosmischen Objekt zum anderen und erhöht ihre Masse bis zu einem kritischen Zustand. Mit anderen Worten: In der Zukunft wird einer der Weißen Zwerge ein Neutronenstern sein.

Oftmals richtet ein einzelner Neutronenstern, der sich in einer engen Umgebung von Sternhaufen befindet, seine Aufmerksamkeit auf seinen nächsten Nachbarn. Alle Sterne können Begleiter von Neutronensternen werden. Diese Paare kommen recht häufig vor. Die Folgen einer solchen Freundschaft hängen von der Masse des Partners ab. Wenn die Masse des neuen Begleiters gering ist, sammelt sich die gestohlene Sternmaterie in Form einer Akkretionsscheibe an. Dieser Prozess, begleitet von einer langen Rotationsperiode, führt dazu, dass sich das Sterngas auf eine Temperatur von einer Million Grad erwärmt. Der Neutronenstern wird in einem Röntgenstrahl ausbrechen und zu einem Röntgenpulsar werden. Dieser Prozess hat zwei Pfade:

• der Stern bleibt als schwacher Himmelskörper im Raum;
• Der Körper beginnt, kurze Röntgenblitze (Burster) auszusenden.

Bei Röntgeneruptionen nimmt die Helligkeit des Sterns schnell zu, sodass ein solches Objekt 100.000 Mal heller ist als die Sonne.

Geschichte der Erforschung von Neutronensternen

Neutronensterne wurden zu einer Entdeckung der zweiten Hälfte des 20. Jahrhunderts. Bisher war es technisch unmöglich, solche Objekte in unserer Galaxie und im Universum zu entdecken. Das schwache Licht und die geringe Größe solcher Himmelskörper ließen ihre Entdeckung mit optischen Teleskopen nicht zu. Trotz des fehlenden Sichtkontakts wurde die Existenz solcher Objekte im Weltraum theoretisch vorhergesagt. Die erste Version der Existenz von Sternen mit enormer Dichte erschien 1932 auf Vorschlag des sowjetischen Wissenschaftlers L. Landau.

Ein Jahr später, 1933, wurde im Ausland eine ernsthafte Aussage über die Existenz von Sternen mit ungewöhnlicher Struktur gemacht. Die Astronomen Fritz Zwicky und Walter Baade haben eine begründete Theorie aufgestellt, dass ein Neutronenstern unweigerlich am Ort einer Supernova-Explosion verbleiben wird.

In den 60er Jahren des 20. Jahrhunderts kam es zu einem Durchbruch in der astronomischen Beobachtung. Dies wurde durch das Aufkommen von Röntgenteleskopen erleichtert, die Quellen weicher Röntgenstrahlung im Weltraum erkennen konnten. Mithilfe der Theorie über die Existenz starker Wärmestrahlungsquellen im Weltraum kamen die Astronomen bei ihren Beobachtungen zu dem Schluss, dass es sich um einen neuen Sterntyp handelt. Eine bedeutende Ergänzung zur Theorie der Existenz von Neutronensternen war die Entdeckung von Pulsaren im Jahr 1967. Der Amerikaner Jocelyn Bell entdeckte mit seiner Funkausrüstung Funksignale aus dem Weltraum. Die Quelle der Radiowellen war ein schnell rotierendes Objekt, das wie ein Funkfeuer funktionierte und Signale in alle Richtungen sendete.

Ein solches Objekt hat sicherlich eine hohe Rotationsgeschwindigkeit, was für einen gewöhnlichen Stern fatal wäre. Der erste von Astronomen entdeckte Pulsar ist PSR B1919+21, der sich in einer Entfernung von 2283,12 Lichtjahren befindet. Jahre von unserem Planeten entfernt. Laut Wissenschaftlern ist der der Erde am nächsten gelegene Neutronenstern das Weltraumobjekt RX J1856.5-3754 im Sternbild Corona South, das 1992 am Chandra-Observatorium entdeckt wurde. Die Entfernung von der Erde zum nächsten Neutronenstern beträgt 400 Lichtjahre.

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