Giới thiệu
Trong suốt lịch sử của mình, nhân loại đã không ngừng cố gắng tìm hiểu vũ trụ. Vũ trụ là tổng thể của mọi thứ tồn tại, tất cả các hạt vật chất của không gian giữa các hạt này. Theo ý tưởng hiện đại, tuổi của Vũ trụ là khoảng 14 tỷ năm.
Kích thước của phần nhìn thấy được của vũ trụ là khoảng 14 tỷ năm ánh sáng (một năm ánh sáng là quãng đường ánh sáng truyền đi trong chân không trong một năm). Một số nhà khoa học ước tính phạm vi của vũ trụ là 90 tỷ năm ánh sáng. Để thuận tiện cho việc vận hành ở khoảng cách lớn như vậy, một giá trị gọi là Parsec được sử dụng. Parsec là khoảng cách mà từ đó bán kính trung bình của quỹ đạo Trái đất, vuông góc với đường ngắm, có thể nhìn thấy được ở góc một giây cung. 1 Parsec = 3,2616 năm ánh sáng
Có một số lượng lớn các vật thể khác nhau trong vũ trụ, những cái tên quen thuộc với nhiều người, chẳng hạn như các hành tinh và vệ tinh, các ngôi sao, lỗ đen, v.v. Các ngôi sao rất đa dạng về độ sáng, kích thước, nhiệt độ và các thông số khác. Các ngôi sao bao gồm các vật thể như sao lùn trắng, sao neutron, sao khổng lồ và siêu khổng lồ, chuẩn tinh và sao xung. Trung tâm của các thiên hà được quan tâm đặc biệt. Theo quan điểm hiện đại, lỗ đen phù hợp với vai trò là vật thể nằm ở trung tâm thiên hà. Lỗ đen là sản phẩm của quá trình tiến hóa của các ngôi sao, có những đặc tính độc đáo. Độ tin cậy thực nghiệm về sự tồn tại của lỗ đen phụ thuộc vào giá trị của thuyết tương đối rộng.
Ngoài các thiên hà, vũ trụ còn chứa đầy tinh vân (các đám mây liên sao bao gồm bụi, khí và plasma), bức xạ nền vi sóng vũ trụ lan khắp toàn bộ vũ trụ và các vật thể ít được nghiên cứu khác.
sao neutron
Sao neutron là một vật thể thiên văn, là một trong những sản phẩm cuối cùng của quá trình tiến hóa của sao, bao gồm chủ yếu là lõi neutron được bao phủ bởi một lớp vỏ vật chất tương đối mỏng (? 1 km) ở dạng hạt nhân nguyên tử nặng và electron. Khối lượng của sao neutron tương đương với khối lượng của Mặt trời, nhưng bán kính điển hình chỉ là 10-20 km. Do đó, mật độ vật chất trung bình của một ngôi sao như vậy cao hơn mật độ của hạt nhân nguyên tử vài lần (đối với hạt nhân nặng trung bình là 2,8 * 1017 kg/m?). Việc nén hấp dẫn hơn nữa của sao neutron bị ngăn cản bởi áp suất của vật chất hạt nhân phát sinh do sự tương tác của neutron.
Nhiều sao neutron có tốc độ quay cực cao, lên tới hàng nghìn vòng/giây. Người ta tin rằng các sao neutron được sinh ra trong các vụ nổ siêu tân tinh.
Lực hấp dẫn trong sao neutron được cân bằng bởi áp suất của khí neutron suy biến, giá trị cực đại khối lượng của sao neutron được đặt bởi giới hạn Oppenheimer-Volkoff, giá trị số của nó phụ thuộc vào phương trình (vẫn chưa được biết rõ) trạng thái của vật chất trong lõi của ngôi sao. Có những tiền đề lý thuyết cho rằng với sự gia tăng mật độ thậm chí còn lớn hơn, sự thoái hóa của sao neutron thành quark là có thể xảy ra.
Từ trường trên bề mặt sao neutron đạt giá trị 1012-1013 G (Gauss là đơn vị đo cảm ứng từ), và chính các quá trình trong từ quyển của sao neutron là nguyên nhân gây ra sự phát xạ vô tuyến của các xung. Kể từ những năm 1990, một số sao neutron đã được xác định là sao từ—sao có từ trường cỡ 1014 Gauss hoặc cao hơn. Các trường như vậy (vượt quá giá trị “ tới hạn” là 4,414.1013 G, tại đó năng lượng tương tác của electron với từ trường vượt quá năng lượng nghỉ của nó) đưa đến vật lý mới về chất, vì các hiệu ứng tương đối tính riêng, sự phân cực của chân không vật lý, v.v. trở nên đáng kể.
Phân loại sao neutron
Hai thông số chính đặc trưng cho sự tương tác của sao neutron với vật chất xung quanh và do đó, các biểu hiện quan sát được của chúng là chu kỳ quay và độ lớn của từ trường. Theo thời gian, ngôi sao tiêu hao năng lượng quay và chu kỳ quay của nó tăng lên. Từ trường cũng yếu đi. Vì lý do này, sao neutron có thể thay đổi loại trong suốt cuộc đời của nó.
Máy phun (pulsar vô tuyến) - từ trường mạnh và chu kỳ quay ngắn. Trong mô hình đơn giản nhất của từ quyển, từ trường quay đều, nghĩa là có cùng vận tốc góc với chính sao neutron. Ở một bán kính nhất định, tốc độ quay tuyến tính của trường đạt tới tốc độ ánh sáng. Bán kính này được gọi là bán kính của hình trụ nhẹ. Ngoài bán kính này, trường lưỡng cực thông thường không thể tồn tại, do đó các đường cường độ trường bị đứt tại điểm này. Các hạt tích điện chuyển động dọc theo đường sức từ có thể rời khỏi sao neutron qua những vách đá như vậy và bay đi đến vô tận. Một ngôi sao neutron thuộc loại này phóng ra (phóng ra) các hạt tích điện tương đối phát ra trong phạm vi vô tuyến. Đối với người quan sát, các vật phóng trông giống như xung vô tuyến.
Cánh quạt - tốc độ quay không còn đủ để phóng ra các hạt, vì vậy một ngôi sao như vậy không thể là một xung vô tuyến. Tuy nhiên, nó vẫn còn lớn và vật chất xung quanh sao neutron bị từ trường bắt giữ không thể rơi xuống, tức là không xảy ra hiện tượng bồi tụ vật chất. Sao neutron loại này hầu như không có biểu hiện quan sát được và ít được nghiên cứu.
Accretor (pulsar tia X) - tốc độ quay giảm đến mức hiện tại không có gì ngăn cản vật chất rơi vào một ngôi sao neutron như vậy. Plasma rơi xuống, di chuyển dọc theo các đường sức từ và chạm vào bề mặt rắn ở vùng cực của sao neutron, nóng lên tới hàng chục triệu độ. Vật chất được nung nóng đến nhiệt độ cao như vậy sẽ phát sáng trong phạm vi tia X. Vùng mà vật chất rơi va chạm với bề mặt của ngôi sao rất nhỏ - chỉ khoảng 100 mét. Do sự quay của ngôi sao, điểm nóng này định kỳ biến mất khỏi tầm nhìn mà người quan sát coi là các xung. Những vật thể như vậy được gọi là xung tia X.
Georotator - tốc độ quay của những ngôi sao neutron như vậy thấp và không ngăn cản sự bồi tụ. Nhưng kích thước của từ quyển sao cho plasma bị từ trường chặn lại trước khi nó bị trọng lực bắt giữ. Một cơ chế tương tự hoạt động trong từ quyển Trái đất, đó là lý do tại sao loại này có tên như vậy.
sao neutronTính toán cho thấy trong vụ nổ siêu tân tinh có M ~ 25M, vẫn còn lại một lõi neutron dày đặc (sao neutron) có khối lượng ~ 1,6M. Ở những ngôi sao có khối lượng dư M > 1,4M chưa đạt tới giai đoạn siêu tân tinh, áp suất của khí electron suy biến cũng không thể cân bằng được lực hấp dẫn và ngôi sao bị nén đến trạng thái có mật độ hạt nhân. Cơ chế của sự suy sụp hấp dẫn này giống như trong vụ nổ siêu tân tinh. Áp suất và nhiệt độ bên trong ngôi sao đạt đến giá trị mà tại đó các electron và proton dường như bị “ép” vào nhau và là kết quả của phản ứng.
sau khi phát ra neutrino, neutron được hình thành, chiếm thể tích pha nhỏ hơn nhiều so với electron. Một cái gọi là sao neutron xuất hiện, mật độ của nó đạt tới 10 14 - 10 15 g/cm 3 . Kích thước đặc trưng của sao neutron là 10 - 15 km. Theo một nghĩa nào đó, sao neutron là một hạt nhân nguyên tử khổng lồ. Việc nén hấp dẫn hơn nữa bị ngăn cản bởi áp suất của vật chất hạt nhân phát sinh do sự tương tác của neutron. Đây cũng là áp suất suy biến, như trong trường hợp sao lùn trắng trước đây, nhưng nó là áp suất suy biến của khí neutron đậm đặc hơn nhiều. Áp suất này có thể giữ khối lượng lên tới 3,2M.
Neutrino sinh ra tại thời điểm suy sụp làm nguội sao neutron khá nhanh. Theo ước tính lý thuyết, nhiệt độ của nó giảm từ 10 11 xuống 10 9 K trong thời gian ~ 100 s. Hơn nữa, tốc độ làm mát giảm nhẹ. Tuy nhiên, nó khá cao trên quy mô thiên văn. Nhiệt độ giảm từ 10 9 xuống 10 8 K xảy ra trong 100 năm và xuống 10 6 K trong một triệu năm. Việc phát hiện sao neutron bằng phương pháp quang học khá khó khăn do kích thước nhỏ và nhiệt độ thấp.
Năm 1967, tại Đại học Cambridge, Hewish và Bell đã phát hiện ra nguồn bức xạ điện từ định kỳ trong vũ trụ - xung. Chu kỳ lặp lại xung của hầu hết các ẩn tinh nằm trong khoảng từ 3,3·10 -2 đến 4,3 giây. Theo quan niệm hiện đại, xung là những sao neutron quay có khối lượng từ 1 - 3M và đường kính từ 10 - 20 km. Chỉ những vật thể đặc có đặc tính của sao neutron mới có thể duy trì hình dạng mà không bị sụp đổ với tốc độ quay như vậy. Sự bảo toàn mômen động lượng và từ trường trong quá trình hình thành sao neutron dẫn đến sự ra đời của các xung quay nhanh với từ trường mạnh B ~ 10 12 G.
Người ta tin rằng sao neutron có từ trường có trục không trùng với trục quay của sao. Trong trường hợp này, bức xạ của ngôi sao (sóng vô tuyến và ánh sáng khả kiến) lướt qua Trái đất giống như tia sáng của ngọn hải đăng. Khi chùm tia đi qua Trái đất, một xung sẽ được ghi lại. Bản thân bức xạ từ sao neutron xảy ra do các hạt tích điện từ bề mặt sao di chuyển ra ngoài dọc theo các đường sức từ, phát ra sóng điện từ. Cơ chế phát xạ vô tuyến xung này, lần đầu tiên được đề xuất bởi Gold, được thể hiện trong Hình 2. 39.
Nếu một chùm bức xạ chạm tới người quan sát trên trái đất, kính thiên văn vô tuyến sẽ phát hiện các xung phát xạ vô tuyến ngắn có chu kỳ bằng chu kỳ quay của sao neutron. Hình dạng của xung có thể rất phức tạp, được xác định bởi hình dạng của từ quyển của sao neutron và là đặc trưng của mỗi pulsar. Chu kỳ quay của các xung là hoàn toàn không đổi và độ chính xác của việc đo các chu kỳ này đạt tới con số 14 chữ số.
Hiện nay, các xung là một phần của hệ nhị phân đã được phát hiện. Nếu sao xung quay quanh thành phần thứ hai thì sẽ quan sát thấy sự biến đổi trong chu kỳ của sao xung do hiệu ứng Doppler. Khi ẩn tinh đến gần người quan sát, chu kỳ ghi được của xung vô tuyến sẽ giảm do hiệu ứng Doppler và khi ẩn tinh di chuyển ra xa chúng ta, chu kỳ của nó sẽ tăng lên. Dựa trên hiện tượng này, các ẩn tinh là một phần của sao đôi đã được phát hiện. Đối với xung PSR 1913 + 16 được phát hiện đầu tiên, là một phần của hệ nhị phân, chu kỳ quỹ đạo là 7 giờ 45 phút. Chu kỳ quỹ đạo tự nhiên của ẩn tinh PSR 1913 + 16 là 59 mili giây.
Bức xạ của ẩn tinh sẽ làm giảm tốc độ quay của sao neutron. Hiệu ứng này cũng được phát hiện. Một sao neutron là một phần của hệ đôi cũng có thể là nguồn bức xạ tia X cường độ cao.
Cấu trúc của một sao neutron có khối lượng 1,4M và bán kính 16 km được thể hiện trên hình 2. 40.
Tôi là một lớp mỏng bên ngoài gồm các nguyên tử dày đặc. Ở vùng II và III, các hạt nhân được sắp xếp theo dạng mạng lập phương tâm khối. Vùng IV bao gồm chủ yếu là neutron. Ở vùng V, vật chất có thể bao gồm pion và hyperon, tạo thành lõi hadron của sao neutron. Một số chi tiết về cấu trúc của sao neutron hiện đang được làm rõ.
Sự hình thành sao neutron không phải lúc nào cũng là hậu quả của vụ nổ siêu tân tinh. Một cơ chế khả dĩ khác cho sự hình thành sao neutron trong quá trình tiến hóa của sao lùn trắng trong các hệ sao đôi gần. Dòng vật chất từ ngôi sao đồng hành đến sao lùn trắng làm tăng dần khối lượng của sao lùn trắng và khi đạt khối lượng tới hạn (giới hạn Chandrasekhar), sao lùn trắng biến thành sao neutron. Trong trường hợp dòng vật chất tiếp tục sau khi hình thành sao neutron, khối lượng của nó có thể tăng lên đáng kể và do sự suy sụp hấp dẫn, nó có thể biến thành lỗ đen. Điều này tương ứng với cái gọi là sự sụp đổ “im lặng”.
Các sao đôi nhỏ gọn cũng có thể xuất hiện dưới dạng nguồn bức xạ tia X. Nó cũng phát sinh do sự tích tụ vật chất rơi từ một ngôi sao “bình thường” sang một ngôi sao nhỏ gọn hơn. Khi vật chất bồi tụ lên sao neutron có B > 10 10 G thì vật chất rơi vào vùng cực từ. Bức xạ tia X được điều chế bằng cách quay quanh trục của nó. Những nguồn như vậy được gọi là xung tia X.
Có những nguồn tia X (được gọi là vụ nổ), trong đó các vụ nổ bức xạ xảy ra định kỳ trong khoảng thời gian vài giờ đến một ngày. Thời gian tăng đặc trưng của cụm là 1 giây. Thời gian bùng nổ là từ 3 đến 10 giây. Cường độ tại thời điểm phát nổ có thể cao hơn 2 - 3 bậc độ lớn so với độ sáng ở trạng thái yên tĩnh. Hiện tại, hàng trăm nguồn như vậy đã được biết đến. Người ta tin rằng các vụ nổ bức xạ xảy ra do vụ nổ nhiệt hạch của vật chất tích tụ trên bề mặt sao neutron do quá trình bồi tụ.
Người ta biết rõ rằng ở những khoảng cách nhỏ giữa các nucleon (<
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 начальной стадии и имеется
много нерешенных проблем. Расчеты показывают, что при плотностях вещества
ρ >ρ gây độc cho các quá trình như sự xuất hiện của ngưng tụ pion, sự chuyển đổi vật chất neutron hóa sang trạng thái tinh thể rắn và sự hình thành plasma hyperon và quark-gluon đều có thể xảy ra. Sự hình thành trạng thái siêu lỏng và siêu dẫn của vật chất neutron là có thể.
Theo các ý tưởng hiện đại về hành vi của vật chất ở mật độ 10 2 - 10 3 lần so với hạt nhân (cụ thể là mật độ đó sẽ được thảo luận khi thảo luận về cấu trúc bên trong của sao neutron), hạt nhân nguyên tử được hình thành bên trong ngôi sao gần trạng thái ổn định. giới hạn. Có thể đạt được sự hiểu biết sâu sắc hơn bằng cách nghiên cứu trạng thái của vật chất tùy thuộc vào mật độ, nhiệt độ, độ ổn định của vật chất hạt nhân ở những tỷ lệ kỳ lạ giữa số proton và số neutron trong hạt nhân n p / n n , có tính đến các quá trình yếu liên quan đến neutrino . Hiện nay, trên thực tế, khả năng duy nhất để nghiên cứu vật chất ở mật độ cao hơn mật độ hạt nhân là phản ứng hạt nhân giữa các ion nặng. Tuy nhiên, dữ liệu thực nghiệm về va chạm của các ion nặng vẫn cung cấp thông tin không đầy đủ, vì các giá trị có thể đạt được của n p / n n đối với cả hạt nhân đích và hạt nhân được gia tốc tới đều nhỏ (~ 1 - 0,7).
Các phép đo chính xác về chu kỳ của các xung vô tuyến đã cho thấy tốc độ quay của sao neutron đang dần chậm lại. Điều này là do sự chuyển đổi động năng quay của ngôi sao thành năng lượng bức xạ của xung và sự phát xạ của neutrino. Những thay đổi nhỏ đột ngột trong chu kỳ của các xung vô tuyến được giải thích là do sự tích tụ ứng suất ở lớp bề mặt của sao neutron, kèm theo hiện tượng “nứt” và “gãy”, dẫn đến sự thay đổi tốc độ quay của sao. Đặc điểm thời gian quan sát được của các xung vô tuyến chứa thông tin về các tính chất của “lớp vỏ” của sao neutron, các điều kiện vật lý bên trong nó và tính siêu chảy của vật chất neutron. Gần đây, một số lượng đáng kể các xung vô tuyến có chu kỳ nhỏ hơn 10 ms đã được phát hiện. Điều này đòi hỏi phải làm rõ các ý tưởng về các quá trình xảy ra trong các sao neutron.
Một vấn đề khác là nghiên cứu các quá trình neutrino trong sao neutron. Phát xạ neutrino là một trong những cơ chế khiến sao neutron mất năng lượng trong vòng 10 5 - 10 6 năm sau khi hình thành.
MOSCOW, ngày 28 tháng 8 - RIA Novosti. Các nhà khoa học vừa phát hiện ra một ngôi sao neutron nặng kỷ lục với khối lượng gấp đôi Mặt trời, buộc họ phải xem xét lại một số lý thuyết, đặc biệt là lý thuyết cho rằng có thể có các quark “tự do” bên trong vật chất siêu đậm đặc của sao neutron, theo nhà khoa học. một bài báo được xuất bản vào thứ năm trên tạp chí Nature.
Sao neutron là “xác chết” của một ngôi sao bị bỏ lại sau vụ nổ siêu tân tinh. Kích thước của nó không vượt quá kích thước của một thành phố nhỏ, nhưng mật độ vật chất cao gấp 10-15 lần mật độ hạt nhân nguyên tử - một “nhúm” vật chất của sao neutron nặng hơn 500 triệu tấn.
Trọng lực “ép” các electron thành proton, biến chúng thành neutron, đó là lý do tại sao các sao neutron có tên như vậy. Cho đến gần đây, các nhà khoa học vẫn tin rằng khối lượng của một ngôi sao neutron không thể vượt quá hai khối lượng Mặt Trời, vì nếu không lực hấp dẫn sẽ khiến ngôi sao đó “làm sập” thành một lỗ đen. Trạng thái bên trong của các sao neutron phần lớn là một bí ẩn. Ví dụ, sự có mặt của các quark “tự do” và các hạt cơ bản như meson K và hyperon ở vùng trung tâm của sao neutron sẽ được thảo luận.
Các tác giả của nghiên cứu, một nhóm các nhà khoa học Mỹ do Paul Demorest từ Đài quan sát vô tuyến quốc gia dẫn đầu, đã nghiên cứu ngôi sao đôi J1614-2230, cách Trái đất ba nghìn năm ánh sáng, một trong những thành phần của nó là sao neutron và phần còn lại là sao lùn trắng .
Trong trường hợp này, sao neutron là một sao xung, nghĩa là một ngôi sao phát ra dòng phát xạ vô tuyến có hướng hẹp; do sự quay của ngôi sao, dòng bức xạ có thể được phát hiện từ bề mặt Trái đất bằng kính thiên văn vô tuyến; ở những khoảng thời gian khác nhau.
Sao lùn trắng và sao neutron quay tương đối với nhau. Tuy nhiên, tốc độ truyền tín hiệu vô tuyến từ tâm của sao neutron bị ảnh hưởng bởi lực hấp dẫn của sao lùn trắng; Các nhà khoa học, bằng cách đo thời gian đến của tín hiệu vô tuyến trên Trái đất, có thể xác định chính xác khối lượng của vật thể “chịu trách nhiệm” gây ra độ trễ tín hiệu.
"Chúng tôi rất may mắn với hệ thống này. Sao xung quay nhanh mang lại cho chúng tôi tín hiệu đến từ quỹ đạo được định vị hoàn hảo. Hơn nữa, sao lùn trắng của chúng tôi khá lớn đối với các ngôi sao loại này. Sự kết hợp độc đáo này cho phép chúng tôi tận dụng tối đa lợi thế của hiệu ứng Shapiro (độ trễ hấp dẫn của tín hiệu) và đơn giản hóa các phép đo,” Scott Ransom, một trong những tác giả của bài báo, cho biết.
Hệ nhị phân J1614-2230 được định vị theo cách mà nó có thể được quan sát gần như “cạnh”, tức là trong mặt phẳng quỹ đạo. Điều này giúp việc đo chính xác khối lượng của các ngôi sao cấu thành nó trở nên dễ dàng hơn.
Kết quả là khối lượng của xung bằng 1,97 khối lượng Mặt Trời, trở thành kỷ lục đối với các sao neutron.
“Những phép đo khối lượng này cho chúng ta biết rằng nếu có các quark trong lõi của một sao neutron thì chúng không thể “tự do”, mà rất có thể phải tương tác với nhau mạnh hơn nhiều so với trong hạt nhân nguyên tử “thông thường”, nhà nghiên cứu giải thích. lãnh đạo một nhóm các nhà vật lý thiên văn nghiên cứu về vấn đề này, Feryal Ozel từ Đại học bang Arizona.
Ransom nói: “Tôi thật ngạc nhiên khi một thứ đơn giản như khối lượng của một ngôi sao neutron lại có thể nói lên nhiều điều đến vậy trong các lĩnh vực vật lý và thiên văn học khác nhau”.
Nhà vật lý thiên văn Sergei Popov từ Viện Thiên văn bang Sternberg lưu ý rằng việc nghiên cứu các sao neutron có thể cung cấp thông tin quan trọng về cấu trúc của vật chất.
“Trong các phòng thí nghiệm trên mặt đất không thể nghiên cứu vật chất có mật độ cao hơn nhiều so với hạt nhân. Và điều này rất quan trọng để hiểu cách thế giới hoạt động. May mắn thay, vật chất đậm đặc như vậy tồn tại ở độ sâu của các sao neutron để xác định tính chất của vật chất này. , điều rất quan trọng là tìm ra khối lượng tối đa có thể có để một ngôi sao neutron và không biến thành lỗ đen,” Popov nói với RIA Novosti.
Sản phẩm cuối cùng của quá trình tiến hóa sao được gọi là sao neutron. Kích thước và trọng lượng của chúng thật đáng kinh ngạc! Có kích thước đường kính lên tới 20 km nhưng nặng tới . Mật độ vật chất trong sao neutron lớn hơn nhiều lần mật độ của hạt nhân nguyên tử. Sao neutron xuất hiện trong vụ nổ siêu tân tinh.
Hầu hết các sao neutron được biết đến nặng khoảng 1,44 khối lượng mặt trời và bằng giới hạn khối lượng Chandrasekhar. Nhưng về mặt lý thuyết có thể chúng có khối lượng lên tới 2,5. Vật nặng nhất được phát hiện cho đến nay nặng 1,88 khối lượng mặt trời và được gọi là Vele X-1, và vật thứ hai có khối lượng bằng 1,97 khối lượng mặt trời là PSR J1614-2230. Với mật độ tăng thêm, ngôi sao biến thành quark.
Từ trường của sao neutron rất mạnh và đạt tới 10,12 độ G, trường của Trái đất là 1G. Từ năm 1990, một số sao neutron đã được xác định là sao từ - đây là những sao có từ trường vượt xa 10 đến 14 độ Gauss. Tại những từ trường tới hạn như vậy, vật lý thay đổi, hiệu ứng tương đối tính (bẻ cong ánh sáng bởi từ trường) và sự phân cực của chân không vật lý xuất hiện. Sao neutron đã được dự đoán và sau đó được phát hiện.
Giả định đầu tiên được Walter Baade và Fritz Zwicky đưa ra vào năm 1933, họ đưa ra giả định rằng các sao neutron được sinh ra là kết quả của một vụ nổ siêu tân tinh. Theo tính toán, bức xạ từ những ngôi sao này rất nhỏ, đơn giản là không thể phát hiện được. Nhưng vào năm 1967, sinh viên tốt nghiệp của Huish là Jocelyn Bell đã phát hiện ra chất phát ra các xung vô tuyến đều đặn.
Những xung lực như vậy thu được là kết quả của sự quay nhanh của vật thể, nhưng những ngôi sao thông thường sẽ bay ra khỏi sự quay mạnh như vậy, và do đó họ quyết định rằng chúng là sao neutron.
Các xung theo thứ tự tốc độ quay giảm dần:
Máy phóng là một xung vô tuyến. Tốc độ quay thấp và từ trường mạnh. Một ẩn tinh như vậy có từ trường và ngôi sao quay cùng nhau với cùng vận tốc góc. Tại một thời điểm nhất định, vận tốc tuyến tính của trường đạt tới tốc độ ánh sáng và bắt đầu vượt quá tốc độ đó. Hơn nữa, trường lưỡng cực không thể tồn tại và các đường cường độ trường bị đứt. Di chuyển dọc theo những đường này, các hạt tích điện chạm tới một vách đá và vỡ ra, do đó chúng rời khỏi sao neutron và có thể bay đi đến bất kỳ khoảng cách nào cho đến vô tận. Vì vậy, những ẩn tinh này được gọi là xung phóng (cho đi, phóng ra) - xung vô tuyến.
Cánh quạt, nó không còn có tốc độ quay giống như máy phóng để gia tốc các hạt đến tốc độ sau ánh sáng nên không thể là xung vô tuyến. Nhưng tốc độ quay của nó vẫn rất cao, vật chất bị từ trường bắt giữ vẫn chưa thể rơi vào ngôi sao, tức là không xảy ra hiện tượng bồi tụ. Những ngôi sao như vậy được nghiên cứu rất ít vì gần như không thể quan sát được chúng.
Máy bồi tụ là một xung tia X. Ngôi sao không còn quay nhanh nữa và vật chất bắt đầu rơi vào ngôi sao, rơi dọc theo đường sức từ. Khi rơi xuống bề mặt rắn gần cực, chất này nóng lên tới hàng chục triệu độ, phát ra bức xạ tia X. Các xung xảy ra do ngôi sao vẫn đang quay và vì diện tích rơi của vật chất chỉ khoảng 100 mét nên điểm này định kỳ biến mất khỏi tầm nhìn.
sao neutron
sao neutron
sao neutron
- một ngôi sao siêu đặc được hình thành do vụ nổ siêu tân tinh. Vật chất của sao neutron bao gồm chủ yếu là neutron.
Một sao neutron có mật độ hạt nhân (10 14 -10 15 g/cm3) và bán kính điển hình là 10-20 km. Việc nén hấp dẫn hơn nữa của sao neutron bị ngăn cản bởi áp suất của vật chất hạt nhân phát sinh do sự tương tác của neutron. Áp suất này của khí neutron thoái hóa dày đặc hơn đáng kể có thể giữ cho khối lượng lên tới 3M khỏi sự sụp đổ hấp dẫn.
Do đó, khối lượng của sao neutron thay đổi trong khoảng (1,4-3)M.
Cơm. 1. Mặt cắt ngang của sao neutron có khối lượng 1,5M và bán kính R = 16 km. Mật độ ρ được biểu thị bằng g/cm3 ở các phần khác nhau của ngôi sao.
Neutrino được tạo ra trong vụ sụp đổ siêu tân tinh nhanh chóng làm nguội ngôi sao neutron. Nhiệt độ của nó ước tính giảm từ 10 11 xuống 10 9 K trong khoảng thời gian khoảng 100 s. Sau đó tốc độ làm mát giảm.
Sao neutron rất khó phát hiện bằng phương pháp quang học do kích thước nhỏ và độ sáng thấp. Năm 1967, E. Hewish và J. Bell (Đại học Cambridge) đã phát hiện ra nguồn phát xạ vô tuyến định kỳ trong vũ trụ - các ẩn tinh. Chu kỳ lặp lại của các xung vô tuyến xung là không đổi và đối với hầu hết các xung nằm trong khoảng từ 10 -2 đến vài giây. Pulsar là những ngôi sao neutron quay. Chỉ những vật thể đặc có đặc tính của sao neutron mới có thể duy trì hình dạng mà không bị sụp đổ với tốc độ quay như vậy. Sự bảo toàn mômen động lượng và từ trường trong quá trình sụp đổ của siêu tân tinh và hình thành sao neutron dẫn đến sự ra đời của các xung quay nhanh với từ trường rất mạnh 10 10 –10 14 G. Từ trường quay cùng với sao neutron, tuy nhiên trục của trường này không trùng với trục quay của sao. Với vòng quay này, bức xạ vô tuyến từ ngôi sao lướt qua Trái đất giống như chùm đèn hải đăng. Mỗi khi chùm tia đi qua Trái đất và chạm tới một người quan sát trên Trái đất, kính thiên văn vô tuyến sẽ phát hiện một xung phát xạ vô tuyến ngắn. Tần số lặp lại của nó tương ứng với chu kỳ quay của sao neutron. Bức xạ từ sao neutron xảy ra khi các hạt tích điện (electron) từ bề mặt sao di chuyển ra ngoài dọc theo các đường sức từ, phát ra sóng điện từ. Đây là cơ chế phát xạ vô tuyến từ một ẩn tinh, lần đầu tiên được đề xuất