Невтронна звезда астрономия

Нейтронна звезда, която и да е от клас изключително плътни, компактни звезди, за които се смята, че са съставени предимно от неутрони. Нейтронните звезди са с диаметър около 20 км. Масите им варират между 1,18 и 1,97 пъти по-големи от тези на Слънцето, но повечето са 1,35 пъти повече от тези на Слънцето. По този начин средната им плътност е изключително висока - около 10 ¹⁴пъти от тази на водата. Това приближава плътността вътре в атомното ядро ​​и по някакъв начин неутронната звезда може да бъде представена като гигантско ядро. Не се знае окончателно какво е в центъра на звездата, където налягането е най-голямо; теориите включват хиперони, каонани и пиони. Междинните слоеве са предимно неутрони и вероятно са в "свръхтечно" състояние. Външният 1 км (0,6 мили) е твърд, въпреки високите температури, които могат да достигнат 1 000 000 К. Повърхността на този твърд слой, където налягането е най-ниско, е съставено от изключително плътна форма на желязо.

звезда: Нейтронни звезди

Когато масата на остатъчното ядро ​​лежи между 1,4 и около 2 слънчеви маси, тя очевидно се превръща в неутронна звезда с плътност повече от

Друга важна характеристика на неутронните звезди е наличието на много силни магнитни полета, нагоре от 10 ¹² гаса (магнитното поле на Земята е 0,5 гаса), което кара повърхностното желязо да се полимеризира под формата на дълги вериги от железни атоми. Отделните атоми стават компресирани и удължени по посока на магнитното поле и могат да се свързват заедно от край до край. Под повърхността налягането става много прекалено високо, за да съществуват отделни атоми.

Откриването на пулсари през 1967 г. дава първите доказателства за съществуването на неутронни звезди. Пулсарите са неутронни звезди, които излъчват импулси на излъчване веднъж на въртене. Излъчваното лъчение обикновено е радиовълни, но също така се знае, че пулсарите излъчват в оптични, рентгенови и гама-лъчи дължини на вълните. Много кратките периоди на например пулсарите Crab (NP 0532) и Vela (съответно 33 и 83 милисекунди) изключват възможността те да са бели джуджета. Импулсите са резултат от електродинамични явления, генерирани от въртенето им и техните силни магнитни полета, както в динамо. В случай на радиопулсари неутроните на повърхността на звездата се разпадат в протони и електрони. Тъй като тези заредени частици се освобождават от повърхността, те навлизат в интензивното магнитно поле, което заобикаля звездата и се върти заедно с нея. Ускорени до скорости, приближаващи се до светлината, частиците отделят електромагнитно излъчване чрез синхротронно излъчване. Това излъчване се отделя като интензивни радио лъчи от магнитните полюси на пулсара.

Много бинарни източници на рентгенови лъчи, като Херкулес Х-1, съдържат неутронни звезди. Космически обекти от този вид излъчват рентгенови лъчи чрез компресиране на материал от придружаващи звезди, натрупани върху техните повърхности.

Нейтронните звезди се разглеждат също като обекти, наречени въртящи се радиопреходни процеси (RRATs), и като магнити. RRAT са източници, които излъчват единични радио изблици, но на нередовни интервали, вариращи от четири минути до три часа. Причината за феномена RRAT не е известна. Магнетарите са силно намагнетизирани неутронни звезди, които имат магнитно поле между 10 ¹⁴ и 10 ¹⁵ гаса.

Повечето изследователи смятат, че неутронните звезди се образуват при експлозии на свръхнови, при които сривът на централната сърцевина на свръхновата е спрян от нарастващото неутронно налягане, тъй като плътността на сърцевината се увеличава до около 10 ¹⁵ грама на кубически см. Ако срутващото се ядро ​​е по-масивно от около три слънчеви маси, обаче, неутронна звезда не може да се образува и ядрото вероятно се превръща в черна дупка.