Нэўтронная зорка

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

Сутыкненьне

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

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 m_ec²) прыўносяць якасна новую фізыку, бо становяцца істотнымі спэцыфічныя рэлятывісцкія эфэкты, палярызацыя фізычнага вакуўму і г. д.

Гісторыя адкрыцьця

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

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)

Моцныя магнітныя палі і малы пэрыяд вярчэньня. Магнітнае поле круціцца цьвёрдацельна, т. б. з той жа кутавой хуткасьцю, што і сама нэўтронная зорка. На вызначаным радыюсе $R_{L}={\frac {c}{\omega }}$ 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

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)

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

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

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

Літаратура

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

[kx-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

[lipunov-6] В. М. Липунов Астрофизика нейтронных звёзд. — Наука. — 1987. — С. 90.

[1]

[2]

[3]

[4]

[5]

[6]