étoile à neutrons. Pulsars et étoiles à neutrons

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Des astrophysiciens allemands ont affiné la masse maximale possible d'une étoile à neutrons, sur la base des résultats de mesures d'ondes gravitationnelles et un rayonnement électromagnétique de . Il s'est avéré que la masse d'une étoile à neutrons non rotative ne peut être supérieure à 2,16 masses solaires, selon un article publié dans Lettres du journal astrophysique.

Les étoiles à neutrons sont des étoiles compactes super denses qui se forment lors d'explosions de supernova. Le rayon des étoiles à neutrons ne dépasse pas plusieurs dizaines de kilomètres, et la masse peut être comparable à la masse du Soleil, ce qui conduit à une densité énorme de la matière de l'étoile (environ 10 17 kilogrammes par mètre cube). Dans le même temps, la masse d'une étoile à neutrons ne peut pas dépasser une certaine limite - des objets de grande masse s'effondrent dans des trous noirs sous l'influence de leur propre gravité.

Selon diverses estimations, la limite supérieure de la masse d'une étoile à neutrons se situe entre deux et trois masses solaires et dépend de l'équation d'état de la matière, ainsi que de la vitesse de rotation de l'étoile. En fonction de la densité et de la masse de l'étoile, les scientifiques distinguent plusieurs divers typesétoiles, un diagramme schématique est montré dans la figure. Premièrement, les étoiles non tournantes ne peuvent pas avoir une masse supérieure à M TOV (zone blanche). Deuxièmement, lorsqu'une étoile tourne à vitesse constante, sa masse peut être inférieure à M TOV (zone vert clair) ou supérieure (vert clair), mais ne doit toujours pas dépasser une autre limite, M max . Enfin, une étoile à neutrons à vitesse de rotation variable peut théoriquement avoir une masse arbitraire (régions rouges de luminosité différente). Cependant, il faut toujours se rappeler que la densité des étoiles en rotation ne peut pas dépasser une certaine valeur, sinon l'étoile s'effondrera toujours dans un trou noir (la ligne verticale du diagramme sépare les solutions stables des solutions instables).

Schéma des différents types d'étoiles à neutrons en fonction de leur masse et de leur densité. La croix marque les paramètres de l'objet formé après la fusion des étoiles du système binaire, les lignes pointillées indiquent l'une des deux options pour l'évolution de l'objet

L. Rezzolla et al. / Le Journal Astrophysoccal

Un groupe d'astrophysiciens dirigé par Luciano Rezzolla a fixé de nouvelles limites plus précises sur la masse maximale possible d'une étoile à neutrons non rotative, M TOV. Dans leurs travaux, les scientifiques ont utilisé les données d'études antérieures sur les processus qui se sont déroulés dans le système de deux étoiles à neutrons fusionnées et ont conduit à l'émission d'ondes gravitationnelles (événement GW170817) et électromagnétiques (GRB 170817A). L'enregistrement simultané de ces ondes s'est avéré être un événement très important pour la science, vous pouvez en savoir plus à ce sujet dans le nôtre et dans le matériel.

Des travaux antérieurs des astrophysiciens, il ressort qu'après la fusion des étoiles à neutrons, une étoile à neutrons hypermassive s'est formée (c'est-à-dire sa masse M > M max), qui s'est ensuite développée selon l'un des deux scénarios possibles et après une courte période du temps s'est transformé en un trou noir (lignes pointillées dans le schéma ). L'observation de la composante électromagnétique du rayonnement de l'étoile indique le premier scénario, dans lequel la masse du baryon de l'étoile reste pratiquement constante, et masse gravitationnelle diminue relativement lentement en raison de l'émission d'ondes gravitationnelles. D'autre part, le sursaut gamma du système est venu presque simultanément avec les ondes gravitationnelles (seulement 1,7 seconde plus tard), ce qui signifie que le point de transformation en trou noir devrait se situer près de M max .

Ainsi, si l'on retrace l'évolution d'une étoile hypermassive à neutrons jusqu'à l'état initial, dont les paramètres ont été calculés avec une bonne précision dans des travaux antérieurs, on peut trouver la valeur de M max qui nous intéresse. Connaissant M max , il est déjà facile de trouver M TOV , puisque ces deux masses sont liées par la relation M max ≈ 1,2 M TOV . Dans cet article, des astrophysiciens ont effectué de tels calculs en utilisant les soi-disant "relations universelles" qui relient les paramètres des étoiles à neutrons poids différent et ne dépendent pas de la forme de l'équation d'état de leur substance. Les auteurs soulignent que leurs calculs ne reposent que sur des hypothèses simples et ne reposent pas sur des simulations numériques. Le résultat final pour la masse maximale possible se situait entre 2,01 et 2,16 masses solaires. Sa limite inférieure a été obtenue plus tôt à la suite d'observations de pulsars massifs dans des systèmes binaires - en d'autres termes, la masse maximale ne peut pas être inférieure à 2,01 masses solaires, puisque les astronomes ont effectivement observé des étoiles à neutrons d'une masse aussi importante.

Nous avons déjà écrit sur la façon dont les astrophysiciens utilisent des simulations informatiques sur la masse et le rayon des étoiles à neutrons dont la fusion a conduit aux événements GW170817 et GRB 170817A.

Dmitri Trunine

ÉTOILE À NEUTRONS
une étoile constituée majoritairement de neutrons. Un neutron est une particule subatomique neutre, l'un des principaux constituants de la matière. L'hypothèse de l'existence d'étoiles à neutrons a été avancée par les astronomes W. Baade et F. Zwicky immédiatement après la découverte du neutron en 1932. Mais cette hypothèse n'a été confirmée par des observations qu'après la découverte des pulsars en 1967.
voir également PULSAR. étoiles à neutrons se forment à la suite de l'effondrement gravitationnel d'étoiles normales dont la masse est plusieurs fois supérieure à celle du Soleil. La densité d'une étoile à neutrons est proche de la densité d'un noyau atomique, c'est-à-dire 100 millions de fois supérieure à la densité de la matière ordinaire. Par conséquent, avec sa masse énorme, une étoile à neutrons a un rayon d'env. 10 kilomètres. En raison du petit rayon d'une étoile à neutrons, la force de gravité à sa surface est extrêmement élevée : environ 100 milliards de fois plus élevée que sur Terre. Cette étoile est empêchée de s'effondrer par la "pression de dégénérescence" de la matière neutronique dense, qui ne dépend pas de sa température. Cependant, si la masse d'une étoile à neutrons devient supérieure à environ 2 masses solaires, la gravité dépassera cette pression et l'étoile ne pourra pas résister à l'effondrement.
voir également EFFONDREMENT GRAVITATIONNEL. Les étoiles à neutrons ont un champ magnétique très fort, atteignant 10 12-10 13 gauss en surface (à titre de comparaison : la Terre a environ 1 gauss). Deux types différents d'objets célestes sont associés aux étoiles à neutrons.
Pulsars (radio pulsars). Ces objets émettent strictement régulièrement des impulsions d'ondes radio. Le mécanisme de rayonnement n'est pas tout à fait clair, mais on pense qu'une étoile à neutrons en rotation émet un faisceau radio dans la direction associée à son champ magnétique, dont l'axe de symétrie ne coïncide pas avec l'axe de rotation de l'étoile. Par conséquent, la rotation provoque la rotation du faisceau radio envoyé périodiquement vers la Terre.
La radiographie double. Les sources de rayons X pulsatoires sont également associées aux étoiles à neutrons qui font partie d'un système binaire avec une étoile normale massive. Dans de tels systèmes, le gaz de la surface d'une étoile normale tombe sur une étoile à neutrons, accélérant à une vitesse phénoménale. Lorsqu'il frappe la surface d'une étoile à neutrons, le gaz libère 10 à 30 % de son énergie de repos, tandis que lorsqu'il réactions nucléaires ce chiffre n'atteint même pas 1 %. La surface d'une étoile à neutrons chauffée à haute température devient une source de rayons X. Cependant, la chute de gaz ne se produit pas uniformément sur toute la surface : le fort champ magnétique d'une étoile à neutrons capte le gaz ionisé qui tombe et le dirige vers les pôles magnétiques, où il tombe, comme dans un entonnoir. Par conséquent, seules les régions des pôles deviennent fortement chauffées, ce qui, sur une étoile en rotation, devient une source d'impulsions de rayons X. Les impulsions radio d'une telle étoile n'arrivent plus, car les ondes radio sont absorbées par le gaz qui l'entoure.
Composé. La densité d'une étoile à neutrons augmente avec la profondeur. Sous une couche d'atmosphère de quelques centimètres d'épaisseur seulement, il y a une coquille de métal liquide de plusieurs mètres d'épaisseur, et en dessous - une croûte solide d'un kilomètre d'épaisseur. La substance de l'écorce ressemble au métal ordinaire, mais est beaucoup plus dense. Dans la partie externe de la croûte, il s'agit principalement de fer ; la fraction de neutrons dans sa composition augmente avec la profondeur. Lorsque la densité atteint env. 4*10 11 g/cm3, la fraction de neutrons augmente tellement que certains d'entre eux ne font plus partie des noyaux, mais forment un milieu continu. Là, la matière ressemble à une "mer" de neutrons et d'électrons, dans laquelle les noyaux d'atomes sont intercalés. Et à une densité d'env. 2*10 14 g/cm3 (la densité du noyau atomique), les noyaux individuels disparaissent complètement et il reste un "liquide" neutronique continu avec un mélange de protons et d'électrons. Probablement, les neutrons et les protons se comportent dans ce cas comme un liquide superfluide, semblable à l'hélium liquide et aux métaux supraconducteurs dans les laboratoires terrestres.

A des densités encore plus élevées dans une étoile à neutrons, le plus formes inhabituelles substances. Peut-être que les neutrons et les protons se désintègrent en encore plus petites particules- les quarks ; il est également possible que de nombreux mésons pi soient produits, qui forment ce que l'on appelle le condensat de pions.
voir également
PARTICULES ÉLÉMENTAIRES ;
SUPRACONDUCTIVITÉ ;
SUPERFLUIDITÉ.
LITTÉRATURE
Dyson F., Ter Haar D. Étoiles à neutrons et pulsars. M., 1973 Lipunov V.M. Astrophysique des étoiles à neutrons. M., 1987

Encyclopédie Collier. - Société ouverte. 2000 .

Voyez ce qu'est "NEUTRON STAR" dans d'autres dictionnaires :

NEUTRON STAR, une très petite étoile avec haute densité, composé de NEUTRONS. C'est la dernière étape de l'évolution de nombreuses étoiles. Les étoiles à neutrons se forment lorsqu'une étoile massive s'embrase SUPERNOVA, faisant exploser leur ... ... Dictionnaire encyclopédique scientifique et technique

Une étoile dont la substance, selon les concepts théoriques, est constituée principalement de neutrons. La neutronisation de la matière est associée à l'effondrement gravitationnel d'une étoile après l'épuisement du combustible nucléaire qu'elle contient. La densité moyenne des étoiles à neutrons est de 2,1017… Grand dictionnaire encyclopédique

Structure d'une étoile à neutrons. Une étoile à neutrons est un objet astronomique qui est l'un des produits finaux ... Wikipedia

Une étoile dont la substance, selon les concepts théoriques, est constituée principalement de neutrons. La densité moyenne d'une telle étoile est Neutron Star 2·1017 kg/m3, le rayon moyen est de 20 km. Détecté par émission radio pulsée, voir Pulsars... Dictionnaire astronomique

Une étoile dont la substance, selon les concepts théoriques, est constituée principalement de neutrons. La neutronisation de la matière est associée à l'effondrement gravitationnel d'une étoile après l'épuisement du combustible nucléaire qu'elle contient. La densité moyenne d'une étoile à neutrons ... ... Dictionnaire encyclopédique

Une étoile en équilibre hydrostatique, dans laquelle l'essaim consiste principalement. à partir de neutrons. Il se forme à la suite de la transformation de protons en neutrons lors de la gravitation. effondrement aux derniers stades de l'évolution d'étoiles suffisamment massives (avec une masse plusieurs fois supérieure à ... ... Sciences naturelles. Dictionnaire encyclopédique

étoile à neutrons- l'une des étapes de l'évolution des étoiles, lorsque, à la suite d'un effondrement gravitationnel, elle se rétrécit à des tailles si petites (rayon de la boule 10 20 km) que les électrons sont pressés dans les noyaux des atomes et neutralisent leur charge, toute la matière de l'étoile devient ... ... Les débuts des sciences naturelles modernes

Étoile à neutrons de Culver. Il a été découvert par des astronomes de l'Université d'État de Pennsylvanie aux États-Unis et de l'Université canadienne McGill dans la constellation de la Petite Ourse. L'étoile est inhabituelle dans ses caractéristiques et ne ressemble à aucune autre ... ... Wikipedia

- (en anglais runaway star) étoile qui se déplace à une vitesse anormalement élevée par rapport au milieu interstellaire environnant. Le mouvement propre d'une telle étoile est souvent indiqué précisément par rapport à l'association stellaire, dont un membre ... ... Wikipedia

Les calculs montrent que l'explosion d'une supernova avec M ~ 25M laisse un noyau dense de neutrons (étoile à neutrons) avec une masse de ~ 1,6M . Dans les étoiles de masse résiduelle M > 1,4 M qui n'ont pas atteint le stade de supernova, la pression du gaz d'électrons dégénéré est également incapable d'équilibrer les forces gravitationnelles, et l'étoile se rétrécit jusqu'à l'état de densité nucléaire. Le mécanisme de cet effondrement gravitationnel est le même que dans une explosion de supernova. La pression et la température à l'intérieur de l'étoile atteignent des valeurs telles que les électrons et les protons semblent être "pressés" les uns dans les autres et à la suite de la réaction

après l'éjection des neutrinos, des neutrons se forment, occupant un volume de phase beaucoup plus petit que les électrons. Une étoile dite à neutrons apparaît, dont la densité atteint 10 14 - 10 15 g/cm 3 . taille caractéristiqueétoile à neutrons 10 - 15 km. En un sens, une étoile à neutrons est un noyau atomique géant. Une contraction gravitationnelle supplémentaire est empêchée par la pression de la matière nucléaire, qui résulte de l'interaction des neutrons. C'est aussi la pression de dégénérescence, comme précédemment dans le cas d'une naine blanche, mais c'est la pression de dégénérescence d'un gaz neutronique beaucoup plus dense. Cette pression est capable de supporter des masses jusqu'à 3,2M.
Les neutrinos produits au moment de l'effondrement refroidissent assez rapidement l'étoile à neutrons. Selon des estimations théoriques, sa température passe de 10 11 à 10 9 K en ~ 100 s. De plus, la vitesse de refroidissement diminue quelque peu. Cependant, il est assez élevé en termes astronomiques. La diminution de la température de 10 9 à 10 8 K se produit en 100 ans et à 10 6 K en un million d'années. La détection des étoiles à neutrons avec des méthodes optiques est assez difficile en raison de leur petite taille et de leur basse température.
En 1967, à l'Université de Cambridge, Hewish et Bell ont découvert des sources cosmiques de rayonnement électromagnétique périodique - les pulsars. Les périodes de répétition des impulsions de la plupart des pulsars se situent entre 3,3·10 -2 et 4,3 s. Selon les concepts modernes, les pulsars sont des étoiles à neutrons en rotation d'une masse de 1 à 3 M et d'un diamètre de 10 à 20 km. Seuls les objets compacts ayant les propriétés des étoiles à neutrons peuvent conserver leur forme sans s'effondrer à de telles vitesses de rotation. Conservation du moment cinétique et champ magnétique lors de la formation d'une étoile à neutrons conduit à la naissance de pulsars à rotation rapide avec un fort champ magnétique B ~ 10 12 G.
On pense qu'une étoile à neutrons possède un champ magnétique dont l'axe ne coïncide pas avec l'axe de rotation de l'étoile. Dans ce cas, le rayonnement de l'étoile (ondes radio et lumière visible) glisse sur la Terre comme les rayons d'un phare. Lorsque le faisceau traverse la Terre, une impulsion est enregistrée. Le rayonnement même d'une étoile à neutrons est dû au fait que les particules chargées de la surface de l'étoile se déplacent vers l'extérieur le long des lignes de champ magnétique, émettant ondes électromagnétiques. Ce mécanisme d'émission radio pulsar, d'abord proposé par Gold, est illustré à la Fig. 39.

Si le faisceau de rayonnement frappe un observateur terrestre, le radiotélescope détecte de courtes impulsions d'émission radio d'une période égale à la période de rotation de l'étoile à neutrons. La forme de l'impulsion peut être très complexe, ce qui est dû à la géométrie de la magnétosphère d'une étoile à neutrons et est caractéristique de chaque pulsar. Les périodes de rotation des pulsars sont strictement constantes et la précision de mesure de ces périodes atteint des chiffres à 14 chiffres.
Des pulsars faisant partie de systèmes binaires ont maintenant été découverts. Si le pulsar orbite autour de la deuxième composante, alors des variations de la période du pulsar dues à l'effet Doppler doivent être observées. Lorsque le pulsar s'approche de l'observateur, la période enregistrée des impulsions radio diminue en raison de l'effet Doppler, et lorsque le pulsar s'éloigne de nous, sa période augmente. Sur la base de ce phénomène, des pulsars faisant partie d'étoiles binaires ont été découverts. Pour le premier pulsar découvert PSR 1913 + 16, qui fait partie d'un système binaire, la période de révolution orbitale était de 7 heures 45 minutes. La période propre de révolution du pulsar PSR 1913+16 est de 59 ms.
Le rayonnement du pulsar devrait entraîner une diminution de la vitesse de rotation de l'étoile à neutrons. Un tel effet a également été trouvé. Une étoile à neutrons, qui fait partie d'un système binaire, peut également être une source de rayons X intenses.
La structure d'une étoile à neutrons d'une masse de 1,4 M et d'un rayon de 16 km est illustrée à la Fig. 40.

I - mince couche externe d'atomes densément emballés. Dans les régions II et III, les noyaux sont disposés sous la forme d'un réseau cubique centré. La région IV est constituée principalement de neutrons. Dans la région V, la matière peut être constituée de pions et d'hypérons, formant le noyau hadronique d'une étoile à neutrons. Les détails individuels de la structure d'une étoile à neutrons sont actuellement en cours de spécification.
La formation d'étoiles à neutrons n'est pas toujours le résultat d'une explosion de supernova. Un autre mécanisme de formation d'étoiles à neutrons lors de l'évolution des naines blanches dans des systèmes d'étoiles binaires proches est également possible. Le flux de matière de l'étoile compagne vers la naine blanche augmente progressivement la masse de la naine blanche, et en atteignant la masse critique (la limite de Chandrasekhar), la naine blanche se transforme en étoile à neutrons. Dans le cas où le flux de matière se poursuit après la formation d'une étoile à neutrons, sa masse peut augmenter considérablement et, à la suite d'un effondrement gravitationnel, il peut se transformer en trou noir. Cela correspond à l'effondrement dit "silencieux".
Les étoiles binaires compactes peuvent également apparaître comme des sources de rayons X. Elle est également due à l'accrétion de matière tombant d'une étoile « normale » sur une autre plus compacte. Lors de l'accrétion de matière sur une étoile à neutrons avec B > 10 10 G, la matière tombe dans la région des pôles magnétiques. Le rayonnement X est modulé par sa rotation autour de l'axe. Ces sources sont appelées pulsars à rayons X.
Il existe des sources de rayons X (appelées éclateurs) dans lesquelles des éclats de rayonnement se produisent périodiquement à des intervalles de plusieurs heures à plusieurs jours. temps caractéristique augmentation de la surtension - 1 sec. Durée de rafale de 3 à 10 sec. L'intensité au moment de la salve peut dépasser la luminosité à l'état de repos de 2 à 3 ordres de grandeur. A l'heure actuelle, plusieurs centaines de telles sources sont connues. On pense que des sursauts de rayonnement se produisent à la suite d'explosions thermonucléaires de matière accumulée à la surface d'une étoile à neutrons à la suite d'une accrétion.
Il est bien connu qu'à de petites distances entre les nucléons (< 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 stade initial et il y a beaucoup de problèmes non résolus. Les calculs montrent qu'aux densités de matière ρ > ρ, des processus tels que l'apparition d'un condensat de pions, la transition d'une substance neutronisée à un état cristallin solide et la formation de plasmas d'hypéron et de quark-gluon sont possibles. La formation d'états superfluides et supraconducteurs de la matière neutronique est possible.
Conformément aux idées modernes sur le comportement de la matière à des densités 10 2 - 10 3 fois supérieures à la densité nucléaire (à savoir, de telles densités sont discutées lorsque la structure interne d'une étoile à neutrons est discutée), des noyaux atomiques se forment à l'intérieur de l'étoile près la limite de stabilité. Une compréhension plus approfondie peut être obtenue en étudiant l'état de la matière en fonction de la densité, de la température, de la stabilité de la matière nucléaire avec des rapports exotiques du nombre de protons au nombre de neutrons dans le noyau n p /n n , en tenant compte des faibles processus impliquant des neutrinos. À l'heure actuelle, les réactions nucléaires entre ions lourds sont pratiquement le seul moyen d'étudier la matière à des densités supérieures au nucléaire. Cependant, les données expérimentales sur la collision d'ions lourds ne fournissent pas encore suffisamment d'informations, car les valeurs réalisables de n p /n n à la fois pour le noyau cible et pour le noyau accéléré incident sont faibles (~ 1 - 0,7).
Des mesures précises des périodes des pulsars radio ont montré que la vitesse de rotation d'une étoile à neutrons ralentit progressivement. Cela est dû à la transition de l'énergie cinétique de rotation de l'étoile vers l'énergie de rayonnement du pulsar et à l'émission de neutrinos. De petits sauts dans les périodes des pulsars radio s'expliquent par l'accumulation de contraintes dans la couche superficielle d'une étoile à neutrons, accompagnée de "fissuration" et de "casses", ce qui entraîne une modification de la vitesse de rotation de l'étoile. Les caractéristiques temporelles observées des pulsars radio contiennent des informations sur les propriétés de la "croûte" d'une étoile à neutrons, les conditions physiques à l'intérieur de celle-ci et la superfluidité de la matière neutronique. À Ces derniers temps un nombre important de pulsars radio de périodes inférieures à 10 ms ont été découverts. Cela nécessite un raffinement des idées sur les processus se produisant dans les étoiles à neutrons.
Un autre problème est l'étude des processus des neutrinos dans les étoiles à neutrons. L'émission de neutrinos est l'un des mécanismes de perte d'énergie d'une étoile à neutrons pendant 10 5 - 10 6 ans après sa formation.

L'hypothèse de l'existence d'étoiles à neutrons a été avancée par les astronomes W. Baade et F. Zwicky immédiatement après la découverte du neutron en 1932. Mais cette hypothèse n'a été confirmée par des observations qu'après la découverte des pulsars en 1967.

Les étoiles à neutrons se forment à la suite de l'effondrement gravitationnel d'étoiles normales dont la masse est plusieurs fois supérieure à celle du Soleil. La densité d'une étoile à neutrons est proche de la densité d'un noyau atomique, c'est-à-dire 100 millions de fois supérieure à la densité de la matière ordinaire. Par conséquent, avec sa masse énorme, une étoile à neutrons a un rayon d'env. 10 kilomètres.

En raison du petit rayon d'une étoile à neutrons, la force de gravité à sa surface est extrêmement élevée : environ 100 milliards de fois plus élevée que sur Terre. Cette étoile est empêchée de s'effondrer par la « pression de dégénérescence » de la matière neutronique dense, qui ne dépend pas de sa température. Cependant, si la masse de l'étoile à neutrons devient supérieure à environ 2 masses solaires, alors la gravité dépassera cette pression et l'étoile ne pourra pas résister à l'effondrement.

Les étoiles à neutrons ont un champ magnétique très puissant, atteignant 10 12 -10 13 gauss en surface (à titre de comparaison : la Terre a environ 1 gauss). Deux types différents d'objets célestes sont associés aux étoiles à neutrons.

Pulsars

(radio-pulsars). Ces objets émettent strictement régulièrement des impulsions d'ondes radio. Le mécanisme de rayonnement n'est pas tout à fait clair, mais on pense qu'une étoile à neutrons en rotation émet un faisceau radio dans la direction associée à son champ magnétique, dont l'axe de symétrie ne coïncide pas avec l'axe de rotation de l'étoile. Par conséquent, la rotation provoque la rotation du faisceau radio envoyé périodiquement vers la Terre.

La radiographie double.

Les sources de rayons X pulsatoires sont également associées aux étoiles à neutrons qui font partie d'un système binaire avec une étoile normale massive. Dans de tels systèmes, le gaz de la surface d'une étoile normale tombe sur une étoile à neutrons, accélérant à une vitesse phénoménale. Lorsqu'il frappe la surface d'une étoile à neutrons, le gaz libère 10 à 30 % de son énergie au repos, alors que dans les réactions nucléaires, ce chiffre n'atteint même pas 1 %. La surface d'une étoile à neutrons chauffée à haute température devient une source de rayons X. Cependant, la chute de gaz ne se produit pas uniformément sur toute la surface : le fort champ magnétique d'une étoile à neutrons capte le gaz ionisé qui tombe et le dirige vers les pôles magnétiques, où il tombe, comme dans un entonnoir. Par conséquent, seules les régions des pôles deviennent fortement chauffées, ce qui, sur une étoile en rotation, devient une source d'impulsions de rayons X. Les impulsions radio d'une telle étoile n'arrivent plus, car les ondes radio sont absorbées par le gaz qui l'entoure.

Composé.

La densité d'une étoile à neutrons augmente avec la profondeur. Sous une couche d'atmosphère de seulement quelques centimètres d'épaisseur, il y a une coquille de métal liquide de plusieurs mètres d'épaisseur, et en dessous - une croûte solide d'un kilomètre d'épaisseur. La substance de l'écorce ressemble au métal ordinaire, mais est beaucoup plus dense. Dans la partie externe de la croûte, il s'agit principalement de fer ; la fraction de neutrons dans sa composition augmente avec la profondeur. Lorsque la densité atteint env. 4Ch 10 11 g/cm 3 , la proportion de neutrons augmente tellement que certains d'entre eux ne font plus partie des noyaux, mais forment un milieu continu. Là, la substance ressemble à une "mer" de neutrons et d'électrons, dans laquelle les noyaux d'atomes sont intercalés. Et à une densité d'env. 2× 10 14 g/cm 3 (densité du noyau atomique), les noyaux individuels disparaissent complètement et il reste un "liquide" neutronique continu avec un mélange de protons et d'électrons. Probablement, les neutrons et les protons se comportent dans ce cas comme un liquide superfluide, semblable à l'hélium liquide et aux métaux supraconducteurs dans les laboratoires terrestres.

Plus de dix milliards d'années se sont écoulées depuis la naissance de l'Univers, au cours desquelles se produit une évolution stellaire, un changement dans la composition de Cosmos. Certains objets spatiaux disparaissent et d'autres apparaissent à leur place. Ce processus se produit tout le temps, cependant, en raison des énormes écarts de temps, nous ne pouvons observer qu'une seule image d'une multi-session colossale et fascinante.

Nous voyons l'Univers dans toute sa splendeur, observant la vie des étoiles, les étapes de l'évolution et le moment de l'agonie. La mort d'une star est toujours grandiose et événement lumineux. Plus l'étoile est grande et massive, plus le cataclysme est important.

L'étoile à neutrons est un excellent exemple une telle évolution, un monument vivant de l'ancienne puissance stellaire. C'est tout le paradoxe. À la place d'une étoile massive, dont la taille et la masse sont des dizaines et des centaines de fois supérieures aux paramètres similaires de notre Soleil, un minuscule corps céleste d'un diamètre de quelques dizaines de kilomètres apparaît. Cette transformation ne se fait pas du jour au lendemain. La formation des étoiles à neutrons est le résultat d'un long parcours évolutif de développement d'un monstre spatial, étiré dans l'espace et dans le temps.

Physique des étoiles à neutrons

De tels objets ne sont pas nombreux dans l'Univers, comme cela peut paraître à première vue. En règle générale, une étoile à neutrons peut être une étoile sur mille. Le secret d'un si petit nombre réside dans l'unicité des processus évolutifs qui précèdent la naissance des étoiles à neutrons. Toutes les stars vivent leur vie différemment. La finale du drame vedette est également différente. L'échelle de l'action est déterminée par la masse de l'étoile. Plus la masse du corps cosmique est grande, plus l'étoile est massive, plus la probabilité que sa mort soit rapide et brillante est élevée.

Des forces gravitationnelles en constante augmentation conduisent à la transformation de la matière stellaire en énergie thermique. Ce processus s'accompagne involontairement d'une éjection colossale - une explosion de supernova. Le résultat d'un tel cataclysme est un nouvel objet spatial - une étoile à neutrons.

En termes simples, la matière stellaire cesse d'être du carburant, les réactions thermonucléaires perdent leur intensité et sont incapables de maintenir les températures requises dans les profondeurs d'un corps massif. La sortie de l'état créé est un effondrement - l'effondrement du gaz stellaire sur la partie centrale de l'étoile.

Tout cela conduit à une libération instantanée d'énergie, dispersant les couches externes de matière stellaire dans toutes les directions. Au lieu d'une étoile, une nébuleuse en expansion apparaît. Une telle transformation peut se produire avec n'importe quelle étoile, mais les résultats de l'effondrement peuvent être différents.

Si la masse d'un objet spatial est faible, par exemple, on a affaire à une naine jaune comme le Soleil, une naine blanche reste sur le site de l'éclosion. Dans le cas où la masse d'un monstre spatial dépasse la masse solaire de dizaines de fois, à la suite de l'effondrement, on observe une supernova. À la place de l'ancienne grandeur stellaire, une étoile à neutrons se forme. Des étoiles supermassives, des centaines de fois la masse du Soleil, achèvent leur cycle de la vie, l'étoile à neutrons est un étage intermédiaire. La contraction gravitationnelle continue conduit au fait que la vie d'une étoile à neutrons se termine par l'apparition d'un trou noir.

À la suite de l'effondrement, il ne reste que le noyau de l'étoile, qui continue de rétrécir. Concernant, caractéristique les étoiles à neutrons sont haute densité et une masse énorme avec une taille maigre. Donc la masse d'une étoile à neutrons d'un diamètre de 20 km. 1,5 à 3 fois la masse de notre étoile. La densification ou la neutronisation des électrons et des protons en neutrons a lieu. En conséquence, avec une diminution du volume et de la taille, la densité et la masse de la matière stellaire augmentent rapidement.

Composition des étoiles à neutrons

Il n'y a pas d'informations exactes sur la composition des étoiles à neutrons. À ce jour, les astrophysiciens, lorsqu'ils étudient de tels objets, utilisent modèle de travail proposé par les physiciens nucléaires.

Vraisemblablement, à la suite de l'effondrement, la matière stellaire s'est transformée en un liquide neutronique superfluide. Ceci est facilité par une énorme attraction gravitationnelle qui exerce une pression constante sur la substance. Une telle "substance liquide nucléaire" est appelée gaz dégénéré et est 1000 fois plus dense que l'eau. Les atomes de gaz dégénérés sont constitués d'un noyau et d'électrons tournant autour de lui. Pendant la neutronisation espace intérieur atomes sous l'influence des forces gravitationnelles disparaît. Les électrons fusionnent avec le noyau pour former des neutrons. La stabilité de la substance superdense est donnée par la gravité interne. Sinon, une réaction en chaîne commencerait inévitablement, accompagnée d'une explosion nucléaire.

Plus on se rapproche du bord extérieur de l'étoile, plus la température et la pression sont basses. À la suite de processus complexes, le "refroidissement" de la substance neutronique se produit, à partir duquel des noyaux de fer sont intensément libérés. L'effondrement et l'explosion subséquente est une usine de fer planétaire, qui se propage dans l'espace, devenant Matériau de construction lors de la formation des planètes.

Ce sont les déclenchements de supernovae que la Terre doit au fait que des particules de fer cosmique sont présentes dans sa structure et sa structure.

Considérant conditionnellement la structure d'une étoile à neutrons au microscope, cinq couches peuvent être distinguées dans la structure d'un objet:

• l'atmosphère de l'objet;
• écorce externe;
• couches internes;
• noyau externe;
• le noyau interne d'une étoile à neutrons.

L'atmosphère d'une étoile à neutrons n'a que quelques centimètres d'épaisseur et constitue la couche la plus mince. Dans sa composition, il s'agit d'une couche de plasma responsable du rayonnement thermique d'une étoile. Vient ensuite la croûte externe, épaisse de plusieurs centaines de mètres. Entre la croûte externe et les couches internes se trouve le domaine du gaz d'électrons dégénéré. Plus le centre de l'étoile est profond, plus ce gaz devient rapidement relativiste. En d'autres termes, les processus en cours à l'intérieur de l'étoile sont associés à une diminution de la fraction noyaux atomiques. Dans ce cas, le nombre de neutrons libres augmente. Les régions internes d'une étoile à neutrons sont le noyau externe, où les neutrons continuent de coexister avec les électrons et les protons. L'épaisseur de cette couche de substance est de plusieurs kilomètres, tandis que la densité de matière est dix fois supérieure à la densité du noyau atomique.

Toute cette soupe atomique existe grâce à des températures colossales. Au moment de l'explosion d'une supernova, la température d'une étoile à neutrons est de 1011K. Pendant cette période, un nouvel objet céleste a une luminosité maximale. Immédiatement après l'explosion, une phase de refroidissement rapide commence, la température chute à 109K en quelques minutes. Par la suite, le processus de refroidissement ralentit. Malgré le fait que la température de l'étoile est encore élevée, la luminosité de l'objet diminue. L'étoile continue de briller uniquement en raison du rayonnement thermique et infrarouge.

Classification des étoiles à neutrons

Une telle composition spécifique de la substance stellaire-nucléaire provoque une densité nucléaire élevée d'une étoile à neutrons de 1014-1015 g/cm³, tandis que la taille moyenne de l'objet formé n'est pas inférieure à 10 et pas supérieure à 20 km. Une nouvelle augmentation de densité est stabilisée par les forces d'interaction des neutrons. En d'autres termes, le gaz stellaire dégénéré est en équilibre, empêchant l'étoile de s'effondrer à nouveau.

La nature plutôt complexe d'objets cosmiques tels que les étoiles à neutrons est devenue la raison de la classification ultérieure, ce qui explique leur comportement et leur existence dans l'immensité de l'Univers. Les principaux paramètres sur la base desquels la classification est effectuée sont la période de rotation de l'étoile et l'échelle du champ magnétique. Au cours de son existence, une étoile à neutrons perd son énergie de rotation et le champ magnétique de l'objet diminue également. En conséquence, le corps céleste passe d'un état à un autre, parmi lesquels les types suivants se distinguent comme les plus caractéristiques :

• Les pulsars radio (éjecteurs) sont des objets qui ont une courte période de rotation, mais leur intensité de champ magnétique reste assez importante. Les particules chargées, se déplaçant le long des champs de force, quittent la coquille de l'étoile aux points de rupture. Un corps céleste de ce type s'éjecte, remplissant périodiquement l'Univers d'impulsions radio enregistrées dans la gamme des radiofréquences ;
• Une étoile à neutrons est une hélice. Dans ce cas, l'objet a une vitesse de rotation extrêmement faible, cependant, le champ magnétique n'a pas une force suffisante pour attirer des éléments de matière de l'espace environnant. L'étoile n'émet pas d'impulsions, et l'accrétion (la chute de matière cosmique) ne se produit pas non plus dans ce cas ;
• Pulsar à rayons X (accréteur). De tels objets ont une faible vitesse de rotation, mais en raison du fort champ magnétique, l'étoile absorbe intensément les matériaux de l'espace extra-atmosphérique. En conséquence, aux endroits où la matière stellaire tombe à la surface d'une étoile à neutrons, le plasma s'accumule, chauffé à des millions de degrés. Ces points à la surface d'un corps céleste deviennent des sources de rayonnement X thermique pulsé. Avec l'avènement de puissants radiotélescopes capables de scruter les profondeurs de l'espace dans l'infrarouge et les rayons X, il est devenu possible de détecter plus rapidement un grand nombre de pulsars à rayons X ordinaires ;
• Un géorotateur est un objet qui a une faible vitesse de rotation, alors qu'à la surface d'une étoile, par accrétion, la matière stellaire s'accumule. Un fort champ magnétique empêche la formation de plasma dans la couche superficielle et l'étoile gagne progressivement en masse.

Comme le montre la classification existante, chacune des étoiles à neutrons se comporte différemment. A partir de là, suivez et différentes manières leur découverte, et peut-être le destin de ces corps célestes à l'avenir seront différents.

Paradoxes de la naissance des étoiles à neutrons

La première version selon laquelle les étoiles à neutrons sont les produits d'une explosion de supernova n'est pas un postulat aujourd'hui. Il existe une théorie selon laquelle un autre mécanisme pourrait être utilisé ici. Dans les systèmes stellaires binaires, les naines blanches deviennent la nourriture de nouvelles étoiles. La matière stellaire s'écoule progressivement d'un objet spatial à un autre, augmentant sa masse jusqu'à un état critique. En d'autres termes, dans le futur, l'une des paires de naines blanches sera une étoile à neutrons.

Souvent, une seule étoile à neutrons, se trouvant dans un environnement proche d'amas d'étoiles, tourne son attention vers son voisin le plus proche. Toutes les étoiles peuvent devenir des compagnons d'étoiles à neutrons. Ces paires se produisent assez souvent. Les conséquences d'une telle amitié dépendent de la masse du compagnon. Si la masse du nouveau compagnon est petite, alors la matière stellaire volée s'accumulera sous la forme d'un disque d'accrétion. Ce processus, accompagné d'une longue période de rotation, fera chauffer le gaz stellaire jusqu'à une température d'un million de degrés. L'étoile à neutrons éclatera dans un flux de rayons X, devenant un pulsar à rayons X. Ce processus a deux chemins :

• l'étoile reste dans l'espace comme un astre obscur ;
• le corps commence à émettre de courts flashs de rayons X (bursters).

Pendant les éruptions de rayons X, la luminosité d'une étoile augmente rapidement, rendant un tel objet 100 000 fois plus brillant que le Soleil.

Histoire de l'étude des étoiles à neutrons

Les étoiles à neutrons sont devenues la découverte de la seconde moitié du XXe siècle. Auparavant, il était techniquement impossible de détecter de tels objets dans notre galaxie et dans l'Univers. La faible luminosité et la petite taille de ces corps célestes ne permettaient pas de les détecter à l'aide de télescopes optiques. Malgré l'absence de contact visuel, l'existence de tels objets dans l'espace était théoriquement prédite. La première version de l'existence d'étoiles d'une densité énorme est apparue avec le dépôt du scientifique soviétique L. Landau en 1932.

Un an plus tard, en 1933, déjà de l'autre côté de l'océan, une déclaration sérieuse a été faite sur l'existence d'étoiles à la structure inhabituelle. Les astronomes Fritz Zwicky et Walter Baade ont avancé une théorie bien fondée selon laquelle une étoile à neutrons est sûre de rester sur le site d'une explosion de supernova.

Les années 1960 ont vu une percée dans les observations astronomiques. Cela a été facilité par l'apparition de télescopes à rayons X capables de détecter des sources de rayons X mous dans l'espace. En utilisant dans les observations la théorie de l'existence de sources de fort rayonnement thermique dans l'espace, les astronomes sont arrivés à la conclusion qu'il s'agissait d'un nouveau type d'étoiles. Un ajout significatif à la théorie de l'existence des étoiles à neutrons fut la découverte en 1967 des pulsars. L'Américain Jocelyn Bell, utilisant son équipement radio, a détecté des signaux radio provenant de l'espace. La source des ondes radio était un objet en rotation rapide, qui agissait comme une balise radio, envoyant des signaux dans toutes les directions.

Un tel objet a certainement une vitesse de rotation élevée, ce qui serait fatal pour une étoile ordinaire. Le premier pulsar découvert par les astronomes est le PSR B1919 + 21, situé à une distance de 2283,12 sv. ans de notre planète. Selon les scientifiques, l'étoile à neutrons la plus proche de la Terre est l'objet spatial RX J1856.5-3754, situé dans la constellation de la couronne sud, qui a été découvert en 1992 à l'observatoire Chandra. La distance de la Terre à l'étoile à neutrons la plus proche est de 400 années-lumière.

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