Нэўтронная зорка

Зьвесткі зь Вікіпэдыі — вольнай энцыкляпэдыі
Перайсьці да: навігацыі, пошуку
Будова нэўтроннай зоркі
Сутыкненьне

Нэўтронная зорказорка, якая складаецца цалкам або амаль цалкам з нэўтроннага рэчыва. Такая зорка, відаць, мае ўласнае магнітнае поле[1].

Нэўтроннае рэчыва ўтвараецца, калі пратоны і электроны зьліваюцца ў нэўтроны, і можа ўтрымлівацца ў выглядзе шара ўласнымі гравітацыйнымі сіламі. Шчыльнасьць такога рэчыва дасягае мільярдаў тон на кубічны сантымэтар — маса ў 1 сонечную зьмяшчаецца ў шары дыямэтрам 30 км.[1]

Магчымасьць існаваньня рэчыва, больш шчыльнага за рэчыва белых карлікаў, было тэарэтычна прадказана фізыкам Л. Ландаў (1932), а існаваньне зорак, складзеных з такога рэчыва — астраномамі В. Баадэ і Ф. Цьвікі (1934). Тэарэтычнае абгрунтаваньне існаваньня нэўтронных зорак было апублікаванае фізыкамі Р. Апэнгаймэрам і Дж. Волкавам (1939).[1]

Ускосным доказам існаваньня нэўтронных зорак сталі назіраныя пульсары і рэнтгенаўскія зоркі.

Агульныя зьвесткі[рэдагаваць | рэдагаваць крыніцу]

Масы большасьці вядомых нэўтронных зорак блізкія да 1,44 масы Сонца, што раўняецца значэньню мяжы Чандрасэкара. Тэарэтычна дапушчальныя нэўтронныя зоркі з масамі ад 1,4 да прыкладна 2,5 сонечных мас, аднак гэтыя значэньні ў цяперашні час вядомыя зь вялікімі адхіленьнямі. Самыя масіўныя нэўтронныя зоркі з адкрытых — Vela X-1 (мае масу ня менш за 1,88±0,13 сонечных мас на ўзроўні 1σ, што адпавядае ўзроўню значнасьці α≈34 %[2] і PSR J1614-2230 (з ацэнай масы 1,97±0,04 сонечных)[3][4]. Сілы прыцягненьня ў нэўтронных зорках ураўнаважваюцца ціскам выраджанага нэўтроннага газу, максымальнае значэньне масы нэўтроннай зоркі задаецца мяжой Опэнгаймэра — Волкава, лікавае значэньне якога залежыць ад (пакуль яшчэ дрэнна вядомага) раўнаньня стану рэчыва ў зоркавым ядры. Існуюць тэарэтычныя перадумовы таго, што пры яшчэ большым павелічэньні шчыльнасьці магчыма перараджэньне нэўтронных зорак у кваркавыя[5].

Магнітнае поле на паверхні нэўтронных зорак дасягае значэньня 1012—1013 Гс (для параўнаньня — у Зямлі каля 1 Гс), менавіта працэсы ў магнітасфэрах нэўтронных зорак адказныя за радыёвыпраменьваньне пульсараў. З пачаткам 1990-х гадоў, некаторыя нэўтронныя зоркі атаясамліваліся як магнітары (радзей пішуць таксама магнэтары) — зоркі, якія валодаюць магнітнымі палямі парадку 1014 Гс і вышэй. Такія палі (якія перавышаюць «крытычнае» значэньне 4,414×1013 Гс, пры якім энэргія ўзаемадзеяньня электрона з магнітным полем перавышае яго энэргію супакою mec²) прыўносяць якасна новую фізыку, бо становяцца істотнымі спэцыфічныя рэлятывісцкія эфэкты, палярызацыя фізычнага вакуўму і г. д.

Гісторыя адкрыцьця[рэдагаваць | рэдагаваць крыніцу]

Гравітацыйнае адхіленьне сьвятла (праз рэлятывісцкае адхіленьне сьвятла бачна больш за палову паверхні)

Нэўтронныя зоркі — адны зь нешматлікіх астранамічных аб’ектаў, якія былі тэарэтычна прадказаныя да адкрыцьця назіральнікамі.

У 1933 годзе астраномы Вальтар Баадэ і Фрыц Цьвікі выказалі здагадку, што нэўтронныя зоркі могуць утварацца ў выніку выбуху звышновай. Тэарэтычныя разьлікі таго часу паказалі, што выпраменьваньне нэўтронных зорак занадта слабое, і іх немагчыма выявіць. Пра нэўтронныя зоркі на час забыліся. У 1967 годзе Джоўсьлін Бэл, асьпірантка Э. Г’юіша, адкрыла аб'екты, якія выпраменьвалі рэгулярныя імпульсы радыёхваляў. Гэты фэномэн быў растлумачаны як вузка накіраваны радыёпрамень ад хутка вярчальнага аб'екта — своеасаблівы «касьмічны маяк». Але звычайныя зоркі разбурыліся б ад нагэтулькі высокай хуткасьці вярчэньня. На ролю такіх маякоў маглі падыходзіць толькі нэўтронныя зоркі. Пульсар PSR B1919+21 лічыцца першай адкрытай нэўтроннай зоркай.

Клясыфікацыя нэўтронных зорак[рэдагаваць | рэдагаваць крыніцу]

Існуе два парамэтры, якія характарызуюць узаемадзеяньне нэўтронных зорак з навакольным рэчывам і як сьледзтва іх назіральныя праявы: пэрыяд вярчэньня і велічыня магнітнага поля. З часам зорка расходвае сваю вярчальную энэргію, і яе пэрыяд вярчэньня павялічваецца. Магнітнае поле таксама слабее. З гэтай прычыны нэўтронная зорка за час свайго жыцьця можа зьмяняць свой тып. Ніжэй прадстаўлена намэнклятура нэўтронных зорак у парадку зьмяншэньня хуткасьці кручэньня[6].

Эжэктар (радыёпульсар)[рэдагаваць | рэдагаваць крыніцу]

Моцныя магнітныя палі і малы пэрыяд вярчэньня. Магнітнае поле круціцца цьвёрдацельна, т. б. з той жа вуглавой хуткасьцю, што і сама нэўтронная зорка. На вызначаным радыюсе лінейная хуткасьць вярчэньня поля пачынае пераўзыходзіць хуткасьць сьвятла. Гэты радыюс завецца радыюсам сьвятлавога цыліндру. За гэтым радыюсам звычайнае дыпольное поле існаваць ня можа, таму лініі напружанасьці поля ў гэтым месцы абрываюцца. Зараджаныя часьцінкі, якія рухаюцца ўздоўж лініяў магнітнага поля, праз такія абрывы могуць пакідаць нэўтронную зорку і ляцець у бясконцасьць. Нэўтронная зорка дадзенага тыпу эжэктуе (франц. e'jecter — вывяргаць, выштурхваць) рэлятывісцкія зараджаныя часьцінкі, якія выпраменьваюць у радыёдыяпазоне. Для назіральніка эжэктары выглядаюць як радыёпульсары.

Прапэлер[рэдагаваць | рэдагаваць крыніцу]

Хуткасьць вярчэньня ўжо недастатковая для эжэкцыі часьцінак, таму такая зорка ня можа быць радыёпульсаром. Аднак яна ўсё яшчэ вялікая, і захопленая магнітным полем акаляючая нэўтронную зорку матэрыя ня можа ўпасьці, т. б. акрэцыя рэчыва не адбываецца. Нэўтронныя зоркі дадзенага тыпу практычна ня маюць назіральных праяваў, і вывучаныя дрэнна.

Акрэтар (рэнтгенаўскі пульсар)[рэдагаваць | рэдагаваць крыніцу]

Хуткасьць вярчэньня зьніжаецца да такой ступені, што рэчыву зараз нічога не мяшае падаць на такую нэўтронную зорку. Плазма, падаючы, рухаецца па лініях магнітнага поля і ўдараецца аб цьвёрдую паверхню ў раёне палюсоў нэўтроннай зоркі, разаграваючыся да дзясяткаў мільёнаў градусаў. Рэчыва, нагрэтае да гэтак высокіх тэмпэратур, сьвеціцца ў рэнтгенаўскім дыяпазоне. Вобласьць, у якой адбываецца сутыкненьне падальнага рэчыва з паверхняй зоркі, вельмі малая — усяго каля 100 мэтраў. Гэтая гарачая пляма з-за вярчэньня зоркі пэрыядычна зьнікае зь віду, што назіральнік успрымае як пульсацыі. Такія аб'екты завуцца рэнтгенаўскімі пульсарамі.

Геарататар[рэдагаваць | рэдагаваць крыніцу]

Хуткасьць вярчэньня такіх нэўтронных зорак малая, і не перашкаджае акрэцыі. Але памеры магнітасфэры такія, што плазма спыняецца магнітным полем раней, як яна будзе захопленая гравітацыяй. Падобны мэханізм спрацоўвае ў магнітасфэры Зямлі, з-за чаго дадзены тып і атрымаў сваю назву.

Крыніцы[рэдагаваць | рэдагаваць крыніцу]

  1. ^ а б в Кіпенхан, С.168—173.
  2. ^ 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.
  3. ^ 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 (анг.) // Nature. — 2010. — Т. 467. — С. 1081—1083.
  4. ^ «Сверхтяжелая» нейтронная звезда отрицает теорию «свободных» кварков(рас.). РИА Новости (29 октября 2010). Праверана 2010-10-30 г.
  5. ^ Рождению странных звезд помогает темная материя? // Elementy.ru, 2010
  6. ^ В. М. Липунов Астрофизика нейтронных звёзд. — Наука. — 1987. — С. 90.

Літаратура[рэдагаваць | рэдагаваць крыніцу]

  • Haensel P., Potekhin A.Y., Yakovlev D.G. Neutron Stars. — New York: Springer, 2007. — Т. 1. — 619 с. — ISBN 978-0-387-33543-8
  • Киппенхан Р. 100 миллиардов Солнц: Рождение, жизнь и смерть звёзд: Пер с нем. — М. : Мир, 1990. — 293 с., ил. ISBN 5-03-001195-1 [Rudolf Kippenhahn. Hundert Milliarden Sonnen. Geburt, Leben und Tod der Sterne. 6. Aufgabe, R.Piper & Co Verlag, Muenchen, Zuerich, November 1987. ISBN 3-492-10343-X

Вонкавыя спасылкі[рэдагаваць | рэдагаваць крыніцу]

Commons-logo.svg Нэўтронная зоркасховішча мультымэдыйных матэрыялаў