Нейтронні зірки
Кордон ЧандрасехарКрахФотодисоціаціяВищі елементиобертаннядегенераціябудівництвоЧи може воно стати ближче? Кваркові зірки!
Від певної маси вгору зірка вже не може померти відносно "тихою смертю", яку колись також наздожене наше сонце, і вона врешті-решт перетвориться в білого карлика після етапу червоного гіганта. Вже в 1931 році астроном С. Чандрасехар підрахував, що зірка, яка перевищує межу 1,4 сонячних мас, більше не може існувати як білий карлик розміром із Землю. Навпаки, решта зірки, її центральна область, стискається нестримною силою тяжіння, утворюючи кульку діаметром лише 20 [км]. Ця структура є нейтронною зіркою. Якщо маса, що залишилася, перевищує 2 маси Сонця, колапс неминуче продовжується до чорної діри.
Масивна зірка постійно втрачає масу через випромінювання і сильний сонячний вітер. Якщо його центр все ще має масу, що перевищує межу Чандрасехара, після закінчення всіх реакцій термоядерного синтезу і, отже, закінчився термін його активного життя, його кінець буде надзвичайно драматичним. Ядро складається лише із заліза та нікелю, які не можуть плавитись далі. Подальші злиття відбуватимуться в різних оболонках, зосереджених навколо ядра, як цибуля, але енергії, що все ще виділяється тут, недостатньо, щоб протистояти гравітації. Врешті-решт, зараз у центрі зірки є сфера заліза/нікелю, більша за розміри Землі. Однак тут тиск газу та випромінювання, що генерувались досі ядерними синтезами, які компенсували внутрішній гравітаційний ефект, зараз повністю відсутній. Тепер сила тяжіння переборює і стискає серцевину. Навіть початковий дегенеративний тиск електронів вже не витримує цього, колапс зірки продовжується нестримно.
Як уже згадувалося, над зоною серцевини синтези продовжуються в різних оболонках, тоді як серцевина продовжує стискатися під тиском сили тяжіння, завдяки чому вона може досягати температури від 5 до 10 мільярдів [К]. У певний момент починається процес, відомий як фотодисоціація називається. Ми можемо уявити, що спалювання оболонки створює фотони високої енергії, які проникають в ядро і стають досить активними тут як гамма-кванти. Прогресивне скорочення зірки також збільшує тиск в окремих оболонках і, таким чином, підвищує температуру. Тому ядерні синтези працюють все швидше і швидше, і виділені фотони набувають постійно зростаючого вмісту енергії. Тепер ви можете розбити більшу частину залізних ядер у центрі (тут маються на увазі лише «оголені» атомні ядра, вони повністю іонізовані і більше не мають електронів). У цій реакції залишаються альфа-частинки, тобто ядра гелію, що складаються з 2 протонів і 2 нейтронів.
Нейтронна зірка RXJ 185635-3754 В австралійській короні (Південна Корона) джерело рентгенівського випромінювання було виявлено ще в 1992 році на відстані лише 400 світлових років. Тепер HST (телескоп Хаббла) розмістив цю зірку у видимому світлі. Об'єкт має температуру поверхні понад
650 000 [К] і діаметром лише близько 28 [км], тому це може бути лише нейтронна зірка. Жоден інший об’єкт з такими властивостями не міг існувати. Нейтронна зірка отримала позначення RXJ 185635-3754.
Надано STScI, Фредом Уолтером (Університет штату Нью-Йорк та Стоуні Брук) та NASA
Енергію зв’язку потрібно використовувати для руйнування атомних ядер заліза, а це означає, що тиск падає і нарешті починається колапс. Ядро зірки повністю виходить з рівноваги і руйнується протягом декількох мілісекунд. Щільність зростає настільки сильно, що електрони (e -), які все ще не зв’язані, притискаються настільки близько до протонів (p), що вони зливаються з ними, утворюючи нейтрони (N). Під час цього процесу (так званий зворотний β-розпад) одночасно створюються маси нейтрино (n), які майже ніколи не взаємодіють з іншими ядерними частинками:
Останні представляють більшість вивільненої зараз гравітаційної енергії і безперешкодно проходять від ядра майже зі швидкістю світла (див. Також Супернова). Коли щільність досягає приблизно 4 · 10 11 [гкм -3], нейтрони виходять з ядер і утворюють своєрідну змішану фазу з рештою атомними ядрами. Коли щільність досягає щільності ядерної речовини, 2,8 х 10 14 [гкм-3], практично існують лише нейтрони. До цього при щільності 10 12 [гкм -3] дегенеративний тиск нейтронів, що зараз починається, переходить до режиму.
Якщо ця точка досягнута, стисливість Залишку раптово збільшується (= Залишок) збережений, нейтрони не можуть конденсуватись далі. Тільки зараз зовнішня оболонка зірки "помічає" зменшення розміру ядра і занурюється всередину з великою швидкістю. Він жорстоко зупиняється, потрапляючи в серцевину, яка, однак, завдяки інерції, була стиснута набагато далі, ніж насправді дозволяє її кінцева стадія. В результаті воно відхиляється назад, падаюча зоряна речовина раптово відхиляється і прискорюється назовні. Оболонка зірки викидається із надзвуковою швидкістю.
Це викликає ударну хвилю, яка тепер проходить через всю зору, що залишилася, у зворотному напрямку. Це підвищує температуру оболонки настільки (можливо, через рідкісні, але відбуваються реакції нейтрино з іншими ядерними частинками), що спрацьовують подальші ядерні синтези. За цей короткий час, що залишився для зірки, в різних оболонках генеруються вищі елементи аж до урану, головним чином за рахунок захоплення нейтронів. Розподіл значною мірою відповідає кількісному розподілу елементів, як ми знаходимо їх у всьому космосі.
Нейтронна зірка в Пуппісі
У південному сузір'ї Пуппі (Шифф Арго) обсерваторія Росата виявила одне з найсильніших джерел рентгенівських променів на небі. Це вибух наднової, шоковані, гарячі залишки колишньої зоряної оболонки сильно світяться в рентгенівському світлі. Ви все ще можете побачити невелику яскраву точку: це молода нейтронна зірка, яка вилітає вбік зі швидкістю більше 1000 [км/с] від центру асиметричного вибуху.
Надано С. Сноуденом, Р. Петре (LHEA/GSFC), К. Беккером (MIT) та ін., Проект ROSAT, NASA
Ударна хвиля, спричинена колапсом, потім розриває (через кілька годин) зовнішню оболонку із 10 000 [км/с] і більше, завдяки чому важкі елементи також викидаються у космос у вигляді гарячого газу - створюється наднова. Пізніше цей викид використовується як міжзоряний матеріал для побудови нових поколінь зірок, формування планет і навіть створення життя. Ми всі виготовлені з цього матеріалу - не що інше, як зоревий попіл!
Під час скорочення залишкове ядро зберігає крутний момент вихідної зірки, що надзвичайно збільшує її обертання. Завдяки такому збереженню моменту імпульсу нейтронна зірка може обертатися до більш ніж тисячі разів на секунду. Якщо воно все ще має магнітне поле, воно стає пульсаром.
При діаметрі близько 20 [км] обвал припиняється. Це утворене тіло, яке сьогодні все ще має масу нашого Сонця, тепер має щільність на один квадрильйон (10 15) вище, ніж вода; один кубічний сантиметр речовини на його поверхні «важить» дрібницю мільярда тонн. Людина на цій поверхні, як наслідок
70 000 000 000 000 тонн зважити!
Екзотичні умови На нейтронній зірці панують справді екзотичні умови. Гравітація в 10 12 разів більша, ніж на землі, людина мала б тут немислиму вагу. Через сильну кривизну світла можна було пропустити половину зірки, віддалений спостерігач може побачити навіть за горизонтом. Нашому бідному відвідувачеві довелося б досягти майже половини швидкості світла, щоб знову уникнути зірки. Однак, якщо він хотів займатися "альпінізмом", йому довелося б витратити більше енергії для підкорення вершини висотою 1 мм, ніж йому потрібно було б залишити поле земного тяжіння. Магнітне поле, яке більш ніж у 10 мільярдів разів сильніше за земне, і обертання зірки до 1000 разів на секунду також не були б дуже корисними для відвідувача. кілька сотень тисяч [К] до цього часу не повинні були йому нічого зробити.
Чому ядро не руйнується далі, ми запитаємо себе зараз? Верхня межа маси нейтронної зірки становить від 1,8 до 2 мас Сонця. Якщо він перевищує цю межу, він неминуче стає чорною дірою. Якщо воно залишається нижче нього, воно може протистояти діючій силі тяжіння тиском, що надходить від нейтронів. Вони вироджуються в таких екстремальних умовах, тобто рухаються з релятивістською швидкістю. Їх кінетичні енергії (кінетичні енергії) настільки високі, що їх можна порівняти з масою спокою (E = mc 2) частинок.
За цих релятивістських умов кінетична енергія вносить вже не мізерний внесок у масу.
Нейтрони зазвичай стабільні лише тоді, коли вони зв’язані з протонами, як у звичайних атомних ядрах. В іншому випадку вони розкладаються (шляхом β-розпаду) з періодом напіввиведення близько 880 секунд на протон, електрон і антинейтрино (аналог нейтрино). Але в величезній щільності в межах нейтронної зірки електрони вже упаковані настільки близько до вихідних протонів, що через принцип виключення Пола більше не залишається місця для подальших електронів.
Це означає, що більше немає незайнятих квантових станів, які могли б зайняти електрони. Ось чому (майже) лише нейтрони можуть існувати в таких екстремальних умовах. Газ нейтронів вироджений.
Структура нейтронної зірки буде виглядати приблизно так:
Зовні він, ймовірно, матиме тверду, тонку кірку із залізних стрижнів. Ви даремно будете шукати висоти на його поверхні; величезна гравітація дозволяє "горам" не більше 1 мм.
Будова нейтронної зірки Як зазначено на цьому ескізі, можна уявити структуру нейтронної зірки. Чим глибше ви проникаєте, тим екзотичнішими стають такі компоненти, як (ізотопи) ядер кобальту, нікелю, германію і навіть криптону. Вони зазвичай розпадаються (з вивільненням електронів та антинейтрино, але це неможливо тут через заборону Паулі). Далі всередині щільність зростає все більше і більше, поки не дійде до діапазону щільності частинок серцевини (10 14 [г см 3]). Тут, мабуть, залишилися лише чисті нейтрони, крім кількох протонів та електронів. Тут нейтрони мають властивості надрідини, рідини без внутрішнього тертя. Якби вам потрібно було його «перемішати», утворений вихор продовжував би кружляти нескінченно. Нечисленні протони та електрони також викликають надпровідність, тобто немає електричного опору. Після індукції струм тече вічно.
Магнітне поле такої зірваної зірки досягає немислимої сили (див. Також магнетари). Разом із своєю високою швидкістю обертання він діє як гігантське динамо і за певних обставин може виглядати як пульсар.
Подальший кінець нейтронної зірки менш драматичний.
Певно, що це з часом (мільярди років!) Уповільнить обертання. Крім того, воно буде поступово повністю охолоджуватися, поки в космосі не буде плавати лише чорне, моторошно компактне тіло, подібне до кінця білих карликів. У космосі можуть бути мільярди на мільярди таких охолоджених шлакоподібних грудок, але надзвичайно довга фаза охолодження свідчить про те, що всі нейтронні зірки, що сформувались досі, все ще видно. Крім того, також можливо, що зірка знову захопить міжзоряну речовину завдяки своєму надзвичайно сильному гравітаційному полю (можливо, навіть повній зірці, якщо вона має супутника). Тоді він неодмінно впаде до чорної діри, коли буде перевищено певний межовий масив. Зустріч двох нейтронних зірок або тієї, що має чорну діру, є ще більш драматичною. Потім вони будуть кружляти навколо, як хижаки, які ховаються на здобич. Швидкості збільшуватимуться, чим ближче наближаються предмети. Незадовго до злиття в чорну діру це відбувається майже зі швидкістю світла. Генеруються надзвичайно сильні гравітаційні хвилі, які колись можуть розповісти нам про такі події.
Останнім часом більше не припускають, що нейтронна зірка складається лише з нейтронів. Можливо, він складається з чогось, що називається гіперонами складається. Це важкі частинки (баріони), які не тільки складаються з кварків вгору і вниз, як протони та нейтрони, але також містять дивні та чарівні кварки. Тоді така структура буде дещо «м’якшою», більш стисливою, ніж зірка, зроблена з нейтронів, і може мати діаметр менше 20 [км]. Тоді час її обертання може приймати значення до 1 [мс] без розриву зірки. Сьогодні ми знаємо цілу серію пульсарів, які обертаються в діапазоні мілісекунд, тому вони можуть складатися з гіперонів.
Кварки створював у шістдесятих роках фізик Мюррей Гелл-Манн та Джорджа Цвейга розроблена як модель частинок, згідно з якою з них складаються протони та нейтрони. Спочатку були постульовані лише 3 різні кварки, вгору, вниз і дивні кварки. Подальші кварки, названі верхніми, чарівними та нижніми, були знайдені пізніше. Отже, це (крім електронів) найменші будівельні блоки речовини, і вони утримуються між собою так званими глюонами (= Клейкі частинки). Кварки не можна спостерігати як вільні частинки, але їх можна ідентифікувати, якщо атомні ядра стикаються з великими швидкостями у прискорювачах великих частинок. Можна було навіть виявити новий стан речовини, так звану кварк-глюонну плазму.
В результаті співпраці між двома обсерваторіями, Чандрою та Хабблем, стало можливим дослідити два об'єкти, які насправді замалі для нейтронних зірок.
Кваркова зірка RXJ1856.3-3754 Як і тут об'єкт з назвою RXJ1856.3-3754, який знаходиться лише в 400 світлових роках від південної корони. На додаток до вражаюче високої температури 700 000 [K], яка більш ніж у 100 разів спекотніша за сонце (!), "Зірка" також має діаметр лише 11 [км]. Але це занадто мало для нейтронної зірки в звичайному розумінні, це, мабуть, може бути лише кварк-зіркою.
3C58 3C58, ще один кандидат на зірку кварка. Температура його поверхні також становить трохи менше мільйона [К]! Ця нейтронна зірка, ймовірно, походила від наднової, яка була описана японськими та китайськими астрономами ще в 1181 році. Попередня модель охолодження нейтронних зірок повинна бути переглянута через її існування.
Надано НАСА/Чандра
На відміну від зірок, що складаються з гіперонів (краще сказати: компактних об'єктів!), Кваркові зірки вже не складаються з дискретних баріонів, а, навпаки, є чистою кварковою речовиною, принаймні в їхньому ядрі. Такий стан речовини був би трохи стисливішим, ніж об'єкт, що складається з гіперонів, і, таким чином, міг би пояснити нещодавно відкриті зірки. Подальші докази можуть бути надані, якщо можна знайти пульсар з періодом обертання менше 1 [мс].
Ми вже багато знаємо про ці екзотичні об’єкти, які називаються нейтронними зірками, тут відтворена лише їхня частина. Тим не менше, з кожним новим відкриттям ви знаходитесь на новому початку, де є незліченна кількість питань, на які потрібно відповісти.
Назад до вмираючих зірок
Перейти до: пульсари