ev Bilinmeyen Nötron yıldızlarındaki yerçekimi kuvveti son derece küçüktür. nötron yıldızı

Nötron yıldızlarındaki yerçekimi kuvveti son derece küçüktür. nötron yıldızı

Yeterince yüksek yoğunluklarda, yıldızın dengesi bozulmaya başlar. nötrleştirme işlemi yıldız meselesi. Bilindiği gibi, bir çekirdeğin b - - bozunması sırasında, enerjinin bir kısmı bir elektron tarafından taşınır ve geri kalanı bir nötrinodur. Bu toplam enerji belirler b'nin üst enerjisi - - bozunma. Fermi enerjisinin b - - bozunmasının üst enerjisini aşması durumunda, b - - bozunmasının tersi olan süreç çok olası hale gelir: çekirdek bir elektronu emer (elektron yakalama). Bu tür işlemler dizisinin bir sonucu olarak, yıldızdaki elektron konsantrasyonu azalır ve yıldızı dengede tutan dejenere elektron gazının basıncı da düşer. Bu, yıldızın daha fazla yerçekimi kasılmasına ve bununla birlikte dejenere elektron gazının ortalama ve maksimum enerjisinde daha fazla artışa yol açar - çekirdekler tarafından elektron yakalama olasılığı artar. Sonunda, nötronlar o kadar çok birikebilir ki, yıldız esas olarak nötronlardan oluşacaktır. Bu tür yıldızlara denir nötron. Nötronların protonlara dönüşmesini önlemek için elektron gazının basıncı gerektiğinden, bir nötron yıldızı yalnızca nötronlardan oluşamaz. Bir nötron yıldızı, küçük bir elektron ve proton karışımı (yaklaşık %1¸2) içerir. Nötronların Coulomb itmesi yaşamaması nedeniyle, bir nötron yıldızı içindeki maddenin ortalama yoğunluğu çok yüksektir - yaklaşık olarak atom çekirdeğindekiyle aynıdır. Bu yoğunlukta, kütlesi güneş mertebesinde olan bir nötron yıldızının yarıçapı yaklaşık 10 km'dir. Modeller üzerindeki teorik hesaplamalar gösteriyor ki üst sınır bir nötron yıldızının kütlesi tahmin formülü ile belirlenir M pr "( 2-3)M Q.

Hesaplamalar, M ~ 25M Q ile bir süpernova patlamasının, ~ 1.6M Q kütleye sahip yoğun bir nötron çekirdeği (nötron yıldızı) bıraktığını gösteriyor. Kalıntı kütlesi M > 1.4M Q olan ve süpernova aşamasına ulaşmamış yıldızlarda, dejenere elektron gazının basıncı da yerçekimi kuvvetlerini dengeleyemez ve yıldız küçülerek nükleer yoğunluk durumuna geçer. Bu yerçekimsel çöküşün mekanizması, bir süpernova patlamasındaki ile aynıdır. Yıldızın içindeki basınç ve sıcaklık, elektronların ve protonların birbirine "bastırıldığı" ve reaksiyonun bir sonucu olarak göründüğü değerlere ulaşır ( p + e - ®n + n e) nötrinoların fırlatılmasından sonra, elektronlardan çok daha küçük bir faz hacmini işgal eden nötronlar oluşur. Yoğunluğu 10 14 - 10 15 g/cm3'e ulaşan sözde bir nötron yıldızı belirir. Bir nötron yıldızının karakteristik boyutu 10 - 15 km'dir. Bir anlamda, bir nötron yıldızı dev bir atom çekirdeğidir. Nötronların etkileşimi nedeniyle ortaya çıkan nükleer maddenin basıncı ile daha fazla yerçekimi büzülmesi önlenir. Bu aynı zamanda daha önce bir beyaz cüce örneğinde olduğu gibi yozlaşma basıncıdır, ancak çok daha yoğun bir nötron gazının yozlaşma basıncıdır. Bu basınç, 3.2M Q'ya kadar olan kütleleri tutabilmektedir.

Çökme anında üretilen nötrinolar, nötron yıldızını oldukça hızlı bir şekilde soğutur. Teorik tahminlere göre, sıcaklığı ~ 100 s'de 10 11 K'den 10 9 K'ye düşer. Ayrıca, soğutma hızı bir miktar azalır. Ancak astronomik olarak oldukça yüksektir. Sıcaklığın 10 9 K'den 10 8 K'ye düşmesi 100 yılda ve 10 6 K'ye bir milyon yılda düşer. Nötron yıldızlarını optik yöntemlerle tespit etmek, küçük boyutları ve düşük sıcaklıkları nedeniyle oldukça zordur.

1967'de Cambridge Üniversitesi'nde Hewish ve Bell, periyodik kozmik kaynakları keşfettiler. Elektromanyetik radyasyon- Pulsarlar. Çoğu pulsarın darbe tekrar periyotları 3,3·10 -2 ila 4,3 s aralığındadır. Modern kavramlara göre pulsarlar, 1 - 3M Q kütle ve 10 - 20 km çapında dönen nötron yıldızlarıdır. Yalnızca nötron yıldızlarının özelliklerine sahip kompakt nesneler, bu tür dönme hızlarında çökmeden şeklini koruyabilir. Bir nötron yıldızının oluşumu sırasında açısal momentumun ve manyetik alanın korunması, güçlü bir manyetik alana sahip, hızla dönen pulsarların doğmasına yol açar. AT büyütme ~ 10 12 gauss.

Bir nötron yıldızının, ekseni yıldızın dönme ekseni ile çakışmayan bir manyetik alana sahip olduğuna inanılmaktadır. Bu durumda, yıldızın radyasyonu (radyo dalgaları ve görünür ışık) Dünya boyunca bir deniz fenerinin ışınları gibi süzülür. Işın Dünya'yı geçtiğinde, bir dürtü kaydedilir. Bir nötron yıldızının radyasyonu, yıldızın yüzeyindeki yüklü parçacıkların manyetik alan çizgileri boyunca dışarı doğru hareket etmesinden kaynaklanır. elektromanyetik dalgalar. İlk olarak Gold tarafından önerilen bir pulsarın radyo emisyon mekanizmasının bu modeli, Şekil 1'de gösterilmektedir. 9.6.

Pirinç. 9.6. pulsar modeli.

İkili sistemlerin bir parçası olan pulsarlar artık keşfedilmiştir. Pulsar ikinci bileşenin etrafında dönüyorsa, Doppler etkisinden dolayı pulsarın periyodundaki değişimler gözlemlenmelidir. Pulsar gözlemciye yaklaştığında, Doppler etkisi nedeniyle radyo darbelerinin kaydedilen periyodu azalır ve pulsar bizden uzaklaştıkça periyodu artar. Bu fenomene dayanarak, ikili yıldızların bir parçası olan pulsarlar keşfedildi. Bir parçası olan ilk keşfedilen pulsar PSR 1913 + 16 için çift sistem, yörünge süresi 7 saat 45 dakika idi. Pulsar PSR 1913 + 16'nın uygun dönüş süresi 59 ms'dir.

Pulsarın radyasyonu, nötron yıldızının dönüş hızında bir azalmaya yol açmalıdır. Bu etki de bulunmuştur. İkili bir sistemin parçası olan bir nötron yıldızı da yoğun X-ışınları kaynağı olabilir. Kütlesi 1.4M Q ve yarıçapı 16 km olan bir nötron yıldızının yapısı şekil 2'de gösterilmektedir. 9.7 .

Kütlesi Güneş'in kütlesinin 1,5-3 katı olan yıldızlar, ömürlerinin sonundaki beyaz cüce evresinde kasılmalarını durduramayacaklardır. Güçlü yerçekimi kuvvetleri onları öyle bir yoğunluğa sıkıştıracak ki, maddenin "nötralizasyonu" gerçekleşecek: elektronların protonlarla etkileşimi, yıldızın neredeyse tüm kütlesinin nötronlarda yer almasına yol açacaktır. Bir nötron yıldızı oluşur. En büyük kütleli yıldızlar, süpernova olarak patladıktan sonra nötron yıldızlarına dönüşebilirler.

Nötron yıldızları kavramı yeni değil: Varlıklarının olasılığına ilişkin ilk varsayım, 1934'te Kaliforniya'dan yetenekli astronomlar Fritz Zwicky ve Walter Baarde tarafından yapıldı (biraz önce, 1932'de, nötron yıldızlarının var olma olasılığı tarafından tahmin edildi. ünlü Sovyet bilim adamı L. D. Landau.) 1930'ların sonunda diğer Amerikalı bilim adamları Oppenheimer ve Volkov tarafından araştırma konusu oldu. Bu fizikçilerin bu soruna olan ilgileri, büyük kütleli bir büzülen yıldızın evriminin son aşamasını belirleme arzusundan kaynaklanıyordu. Süpernovaların rolü ve önemi aşağı yukarı aynı zamanlarda ortaya çıktığı için, bir nötron yıldızının bir süpernova patlamasının kalıntısı olabileceği öne sürüldü. Ne yazık ki, İkinci Dünya Savaşı'nın patlak vermesiyle bilim adamlarının dikkati askeri ihtiyaçlara çevrildi ve bu yeni ve oldukça gizemli nesnelerin detaylı bir şekilde incelenmesi askıya alındı. Daha sonra, 50'li yıllarda, doğum sorunuyla ilgili olup olmadıklarını belirlemek için nötron yıldızlarının incelenmesi tamamen teorik olarak yeniden başlatıldı. kimyasal elementler yıldızların merkez bölgelerinde. Nötron yıldızları, varlığı ve özellikleri keşiflerinden çok önce tahmin edilen tek astrofiziksel nesne olmaya devam ediyor.

1960'ların başlarında, kozmik X-ışını kaynaklarının keşfi, nötron yıldızlarını olası göksel X-ışınları kaynakları olarak görenleri büyük ölçüde cesaretlendirdi. 1967'nin sonunda, bilim adamlarının kafasını karıştıran yeni bir gök cisimleri sınıfı olan pulsarlar keşfedildi. Bu keşif en önemli olay Nötron yıldızlarının çalışmasında, kozmik X-ışınlarının kökeni sorusunu yeniden gündeme getirdiği için.

Nötron yıldızlarından bahsetmişken, bu cisimlerde var olan fiziksel koşullar laboratuvar deneylerinde yeniden üretilemediğinden, fiziksel özelliklerinin teorik olarak belirlenmiş ve çok varsayımsal olduğunu dikkate almak gerekir.

Yerçekimi kuvvetleri, nötron yıldızlarının özelliklerinde belirleyici bir rol oynar. Çeşitli tahminlere göre nötron yıldızlarının çapları 10-200 km arasındadır. Ve kozmik kavramlara göre önemsiz olan bu cilt, olabilecek miktarda madde ile "doldurulmuştur". gök cismi, Güneş'e benzer, yaklaşık 1,5 milyon km çapında ve kütlesi Dünya'dan neredeyse üçte bir milyon kat daha ağır! Bu madde yoğunluğunun doğal bir sonucu, bir nötron yıldızının inanılmaz derecede yüksek yoğunluğudur. Aslında, katı bile olabilecek kadar yoğun olduğu ortaya çıktı. Bir nötron yıldızının yerçekimi o kadar büyüktür ki, orada bir insan yaklaşık bir milyon ton ağırlığındadır. Hesaplamalar, nötron yıldızlarının oldukça manyetize olduğunu gösteriyor. Tahminlere göre, bir nötron yıldızının manyetik alanı 1 milyon milyon gaussa ulaşabilirken, Dünya'da 1 gauss'tur. Bir nötron yıldızının yarıçapının yaklaşık 15 km olduğu ve kütlesinin yaklaşık 0,6 - 0,7 güneş kütlesi olduğu varsayılmaktadır. Dış katman, yıldızın güçlü bir manyetik alanının nüfuz ettiği, seyreltilmiş elektron ve nükleer plazmadan oluşan bir manyetosferdir. Pulsarların ayırt edici özelliği olan radyo sinyalleri buradan kaynaklanır. Manyetik alan çizgileri boyunca spiraller halinde hareket eden ultra hızlı yüklü parçacıklar, çeşitli radyasyon türlerine yol açar. Bazı durumlarda radyasyon, elektromanyetik spektrumun radyo aralığında, diğerlerinde ise yüksek frekanslarda radyasyon meydana gelir. Manyetosferin hemen altında maddenin yoğunluğu 1 t/cm3'e ulaşır ki bu demirin yoğunluğundan 100.000 kat daha fazladır.

Bir sonraki dış katman, bir metalin özelliklerine sahiptir. Bu, kristal formda bir "süper sert" madde tabakasıdır. Kristaller atom çekirdeğinden oluşur atomik kütle 26 39 ve 58 - 133. Bu kristaller son derece küçüktür: 1 cm'lik bir mesafeyi kaplamak için yaklaşık 10 milyar kristali bir satırda dizmeniz gerekir. Bu katmandaki yoğunluk, dış katmandakinden 1 milyon kat daha fazladır veya demirin yoğunluğundan 400 milyar kat daha fazladır. Yıldızın merkezine doğru ilerleyerek üçüncü katmanı geçiyoruz. Kadmiyum gibi ağır çekirdeklerden oluşan bir bölge içerir, ancak aynı zamanda nötronlar ve elektronlar açısından da zengindir. Üçüncü katmanın yoğunluğu öncekinden 1000 kat daha fazladır.

Nötron yıldızının daha derinlerine nüfuz ederek dördüncü katmana ulaşırken, yoğunluk yaklaşık beş kat artar. Ancak böyle bir yoğunlukta çekirdekler artık fiziksel bütünlüklerini koruyamazlar: nötronlara, protonlara ve elektronlara bozunurlar. Maddenin çoğu nötron formundadır. Her elektron ve proton için 8 nötron vardır. Bu katman, özünde, elektronlar ve protonlar tarafından "kirlenmiş" bir nötron sıvısı olarak düşünülebilir.

Bu katmanın altında bir nötron yıldızının çekirdeği bulunur. Buradaki yoğunluk, üstteki katmandan yaklaşık 1,5 kat daha fazladır. Yine de, yoğunluktaki bu küçük artış bile çekirdekteki parçacıkların diğer herhangi bir katmandakinden çok daha hızlı hareket etmesine neden olur. Az miktarda proton ve elektronla karışan nötronların hareketinin kinetik enerjisi o kadar büyüktür ki, parçacıkların elastik olmayan çarpışmaları sürekli olarak meydana gelir. Çarpışma süreçlerinde, tüm bilinen nükleer Fizik binden fazla olan parçacıklar ve rezonanslar. Her ihtimalde, henüz bizim bilmediğimiz çok sayıda parçacık var.

Nötron yıldızlarının sıcaklıkları nispeten yüksektir. Nasıl ortaya çıktıkları göz önüne alındığında, bu beklenebilir. Bir yıldızın varlığının ilk 10.100 bin yılı boyunca, çekirdeğin sıcaklığı birkaç yüz milyon dereceye kadar düşer. Ardından, elektromanyetik radyasyon emisyonu nedeniyle yıldızın çekirdeğinin sıcaklığının yavaş yavaş düştüğü yeni bir aşama gelir.

Bu bizim düşünce deneyimiz. Beyaz cüceye yapay olarak madde ekledik, ancak böyle bir varsayım tamamen mantıksız olarak görülmemelidir. Bildiğiniz gibi beyaz cüceler kırmızı devlerin içinde oluşur. Hidrojenin ve muhtemelen helyumun termonükleer yanmasının arkasında olduğu bir maddeden oluşurlar. Yüzeyde, hidrojen hala helyuma dönüştürülüyor. Yanmamış maddenin dış katmanlarında, hidrojen ve muhtemelen helyum ile bir termonükleer reaksiyon meydana gelir ve kırmızı devin çekirdeğindeki beyaz cücenin kütlesi artar. Düşünce deneyimizde olduğu gibi, beyaz cüce gittikçe daha fazla madde biriktirir (). Kütlesi 1.4 güneş kütlesini, Chandrasekhar sınırını aştığında, yerçekimi çökmesi başladığında ne olur: çökecek ve beyaz bir cüceden bir nötron yıldızına dönüşecek mi?

Bazı bilim adamları, maddenin bir nötron yıldızı oluşumuna ulaşmadığına inanıyor, çünkü bu olmadan önce bir karbon patlaması meydana geliyor. Şimdiye kadar, bu konuda çok az şey biliniyor. Kırmızı devin merkezi çekirdeği olan beyaz cücenin esas olarak karbondan oluşmasına izin verin. Yerçekimi çökmesi başlamadan önce bile karbonun termonükleer bir reaksiyona girdiğine ve patlamanın yıldızı parçalara ayırdığına - bir nötron yıldızı oluşmadığına inanılıyor. Kalıntı bulutunda bu tür süpernovalarda bir nötron yıldızı bulamıyoruz: oradan pulsar sinyalleri gelmiyor. Aslında, her iki bulutsu da Yengeç Bulutsusu'ndan daha genç olmasına rağmen, ne Tycho Brahe Süpernova bölgesinde ne de Kepler Süpernova bölgesinde pulsarlar bulunamadı. Yörüngedeki Einstein Gözlemevi, Cassiopeia takımyıldızında, üç yüz yıl boyunca fark edilmeden kalan ve bir yıldız tozu bulutu tarafından dünyevi gözlemcilerden gizlenmiş bir süpernovanın kalıntılarını keşfetti. Görünüşe göre burada da nötron yıldızı yok. Yıldızın tamamen yok olması burada bir karbon patlaması sonucu gerçekleşmedi mi?

Daha az kütleli yıldızların tümü bir karbon patlamasıyla mı sonuçlanıyor? Bugün kimse kesin olarak bilmiyor. Bundan sonra da mümkündür termonükleer reaksiyon karbon bir patlama olmadan nispeten sessizce yanar. Sonra kırmızı devin merkezindeki beyaz cüce kütle kazanıyor ve düşünce deneyimizde olduğu gibi bir nötron yıldızına dönüşüyor. Serbest bırakılan enerji, "demir felaketinde" olduğu gibi uzaya yayılır ve bize bir süpernova patlamasının görkemli görüntüsünü sunar. Belki de Yengeç Bulutsusu ortaya çıktığında 1054'teki Süpernova patlaması durumunda olan buydu. Hikaye şöyle olabilir.

Bir zamanlar kütlesi beş güneşe eşit olan bir yıldız varmış. Derinliklerinde hidrojen yaktı ve nükleer yakıt bittiğinde yıldız kırmızı bir deve dönüştü. Yıldızın merkezinde helyum yanmaya başladı ve helyum yandığında bir karbon çekirdek oluştu. Yıldızın merkezi kısmı, bir helyum kabuğuyla çevrili bir karbon çekirdeğini temsil etmeye başladı ve buradaki maddenin yoğunluğu, bir beyaz cüce kadar yüksekti. Helyum kabuğunun yüzeyinde hidrojenin helyuma dönüşümü devam etti ve helyum ile karbon arasındaki arayüzde helyum karbona dönüştürüldü. Esasen bir beyaz cüce olan bu çekirdeğin kütlesi sürekli artıyordu ve 1054'te 1,4 güneş kütlesine ulaştığında, karbon yakmanın engelleyemediği bir yerçekimi çökmesi meydana geldi. Aynı zamanda, yıldızın dış kabuğunu uzaya saçan büyük miktarda enerji açığa çıktı. Bugün onu Yengeç Bulutsusu olarak görüyoruz. Beyaz cüce, bir dakikadan kısa bir süre içinde, Yengeç Bulutsusu'ndaki bir atarcadan aldığımız radyo sinyallerini bugüne kadar gönderen bir nötron yıldızına dönüştü.

Üç seçenekten hangisi aslında süpernova patlamalarına karşılık geliyor? Bir yıldızın içinde oluşan demir çekirdeğin yerçekimi kuvvetlerinin etkisi altında çöktüğü bir "demir felaketi" mi? Kanserli bir tümör gibi yıldızın maddesini, kütlesi kritik bir değere ulaşana kadar yiyip bitiren bir beyaz cüce mi? Ya da beyaz cücenin bir nötron yıldızına dönüşmesine fırsat bulamadan yıldızı parçalara ayıran bir karbon patlaması mı?

Diğer galaksilerde iki tür süpernova gözlenir.

Işık flaşının yoğunluğunda farklılık gösterirler. Muhtemelen, bir süpernova patlaması yukarıda listelenen mekanizmalardan herhangi birine karşılık gelebilir. Büyük yıldızlar demir bir çekirdek oluşturur, 10 ila 1,4 güneş kütlesine sahip yıldızlar, merkezlerinde beyaz cüceler oluştuktan sonra ya bir karbon patlaması sonucu ya da bir nötron yıldızının ortaya çıkması nedeniyle ölürler.

Sadece 1,4 güneş kütlesinden daha az kütleye sahip yıldızların yanı sıra, gezegenimsi bulutsuların oluşumu veya yıldız rüzgarı nedeniyle zamanla fazla kütleden kurtulmayı başaranlar, varlıklarını sessizce sonlandırırlar. Artık hiçbir nükleer reaksiyonun gerçekleşmediği ve kararlı dengede olan beyaz cücelere dönüşürler.

Bir nötron yıldızı ile yapılan düşünce deneyi

Nötron yıldızlarının kendi denge sorunları vardır. Başka bir düşünce deneyi yapalım. Yengeç Bulutsusu'nda, büyük olasılıkla güneşe eşit kütleye sahip bir nötron yıldızı olan bir atarca düşünün. Uzay deneyimizde, yüzeyine yavaş yavaş nötron maddesi ekleyerek bir nötron yıldızının kütlesini artırabileceğimizi hayal edin. Ve yine, kütle arttıkça yıldızın yarıçapının küçüldüğü ortaya çıktı: yerçekiminin basınçtan giderek daha fazla önce geldiğinin bir işareti. Bir nötron yıldızının büyüyen kütlesi yaklaşık iki güneş kütlesine ulaştığında, bir saniyenin kesri kadar süren bir yerçekimi çökmesi meydana gelir. Bir şey onu durdurabilir mi? Madde, beyaz cücelerde olduğu gibi, basıncın büyüyerek yerçekimine direneceği, yıldız maddesinin nötron maddesine dönüşmesinden sonra dengenin yeniden kurulabileceği yeni bir madde biçimine geçebilir mi? Fizikçiler bugün bir nötron yıldızının yerçekimsel çöküşünü hiçbir şeyin durduramayacağına inanma eğilimindeler.

Yerçekimi kuvveti artar ve kısa süre sonra basınç herhangi bir şekilde oynamayı bırakır. Önemli rol: bir nötron yıldızı ihmal edilebilir bir boyuta küçülür. Büyük bir kütleye sahip kompakt bir nesnenin yakınında yerçekimi son derece güçlüdür; Burada olup bitenler, Albert Einstein'ın genel görelilik kuramı çerçevesinde anlatılıyor. Özellikle, genel görelilik teorisi, yerçekiminin ışığın yayılmasını etkilediğini belirtir. Güneş'in yerçekimi alanı, bir mercek gibi, dünyevi gözlemciye ulaşan yıldız ışınlarına etki eder (Şekil 11.2). Güneş diskinin zıt taraflarında bulunan yıldızlar arasındaki mesafe biraz artmış gibi görünüyor. Bu etki son derece küçüktür; neredeyse elimizdeki ölçüm doğruluğunun sınırında. Ancak, tam sırasında gözlemlenebilir Güneş tutulması ay güneş diskini kapladığında ve gün boyunca yıldızlar gökyüzünde göründüğünde. Bu göksel performansın sürdüğü birkaç dakika içinde, Güneş'in yakınından geçen ışık ışınlarının eğriliği ölçülebilir. Bu eğriliğin genel görelilik teorisinin tahminlerine karşılık geldiği ortaya çıktı.

Pirinç. 11.2. Işık ışınlarının Güneş'e yakın sapması. İki uzak sabit yıldız her yöne ışık gönderir. Güneş'in yakınından geçen A ve B ışınları düz çizgilerle gösterilmiştir. Güneş'in yerçekimi alanında ışınlar bükülür. Dünya'daki bir gözlemciye göre, ışık kesikli çizgilerle gösterilen yönlerde geliyor gibi görünür: ona, yıldızların Güneş'ten uzakta gökyüzünde gözlemlendikleri zamana göre birbirlerinden daha uzak olduğu anlaşılıyor. Böylece güneş, yıl boyunca gökyüzünde hareket eden ve çevresinde bulunan gökyüzünün alanını (elbette güneş diskinin kendisi tarafından kapsanmayan) "büyüten" bir mercek gibi ışınlara etki eder. . Bu etki çok küçüktür ve yalnızca tam bir güneş tutulması sırasında ölçülebilir.

Işık ışınlarının eğriliğinin yerçekimi alanındaki etkisi çok önemli rol, artık hiçbir şey tarafından tutulmayan nötron yıldızımızın maddesi merkezine doğru çöktüğünde. Bu süreci ağır çekimde hayal etmeye çalışalım. İlk başta, nötron yıldızı hala dengededir. Buradaki yerçekimi kuvveti çok yüksek olduğu için yüzeyinde ışık ışınlarının eğriliği zaten fark edilir hale geliyor. Yüzeyden yayılan bir ışık demeti, yerçekiminin çok güçlü olmadığı yeterince büyük bir mesafe için yüzeyden ayrılana kadar kavisli bir yol boyunca hareket eder ve ardından düz bir çizgi halinde gider (Şekil 11.3, a).

Pirinç. 11.3. Çöken bir nötron yıldızının yakınında ışığın sapması. Bir yıldızın yüzeyinin yakınında, bir ışık huzmesinin yörüngesi kavislidir (a). Yıldızın yarıçapı ne kadar küçük olursa, eğrilik (b) o kadar büyük olur, böylece ışık uzaya kaçmadan önce yıldızın (c) etrafında birkaç kez dönebilir. Yıldızın yarıçapı, Schwarzschild yarıçapından (r) daha küçük hale geldi. Yüzeyden gelen bir ışık demeti o kadar bükülür ki yıldıza geri döner. Şekil (d)'de, ölçek (c)'ye (solda) göre yaklaşık olarak iki katına çıkarılmıştır ve sağdaki şekilde netlik için birkaç kat daha büyütülmüştür. Kesikli çizgi, Schwarzschild yarıçapını gösterir.

Bir nötron yıldızının kütlesi artıp çökmeye başladığında yüzeye yakın yerçekimi alanı daha da artar. Işık ışınlarının eğriliği o kadar güçlü hale gelir ki, "yatay" yönde sapan bir ışık huzmesi uzaya gitmeden önce yıldızın etrafında birkaç kez döner (). Işığın bir yıldızın çekim gücünü yenmesi giderek zorlaşmakta ve artık üç güneş kütlesine eşit bir kütleye sahip olduğunu kabul edeceğimiz yıldız, çökme sırasında 8,85 kilometrelik bir yarıçapa ulaştığı zaman, ışık artık ondan uzaya kaçamayacak. Yüzeyden ayrılan ışık demeti yerçekimi alanında o kadar bükülür ki yüzeye geri döner (). Vücut tarafından yayılan ışık kuantumları - fotonlar - Dünya'ya atılan taşlar gibi geri gelir. Yıldızımızın üzücü kaderinin haberini iletmek için dış dünyaya hiçbir radyasyon girmiyor. Böyle bir nesneye kara delik denir.

Kara delikler

Gördüğümüz gibi, yeterince önemli bir sıkıştırmaya maruz kalan bir cisim, bir süre sonra kendisinden ışık ışınları yaymayı bırakır. Bunun olmaya başladığı yarıçap ilk olarak Karl Schwarzschild tarafından hesaplandı. Görünüşe göre, yirminci yüzyılın ilk yarısının en büyük astrofizikçisi olarak kabul edilebilir. Astrofiziğin birçok dalına temel katkılarda bulundu. Einstein, ölümünden kısa bir süre önce genel görelilik teorisi denklemlerini formüle ettikten sonra, Karl Schwarzschild, özellikle kara deliklerin özelliklerini tanımlayarak onlar için ilk kesin çözümleri elde etti. Schwarzschild, Göttingen ve Potsdam'daki gözlemevlerinin yöneticisiydi; 1916'da 43 yaşında Birinci Dünya Savaşı cephelerinde aldığı bir hastalıktan öldü. Külleri Göttingen'deki merkez mezarlıkta yatıyor.

Gövdeden gelen ışığın uzaya kaçmaması için cismi sıkıştırmanın gerekli olduğu yarıçapa Schwarzschild yarıçapı denir. Güneş için yaklaşık üç kilometredir. Güneş'i bu veya daha küçük bir yarıçapa sıkıştırırsanız, ışığı sönmeyecektir. Genel olarak konuşursak, Schwarzschild yarıçapı herhangi bir vücut için hesaplanabilir. Vücudun kütlesi ne kadar küçükse, Schwarzschild yarıçapı o kadar küçük olur. Bir kişinin yapıldığı madde miktarı için, Schwarzschild yarıçapı o kadar küçüktür ki, santimetre cinsinden ifade edilirse, sıfır tamsayıları ve ondalık noktadan sonra yirmi bir sıfır daha alırsınız ve ancak o zaman sıfır olmayan sayılar görünür. . Bir insanın kütlesine eşit bir kütleyi bu kadar küçük bir yarıçapa sıkıştırırsanız, ondan uzaya hiçbir ışık kaçamaz.

Bir kara deliğe dönüşen gök cismi Evrenden kaybolmaz. Yerçekimi sayesinde kendini dış dünyaya duyurur. Bir kara delik, yakınından geçen ışık ışınlarını emer ve ondan gelen ışınları daha uzak bir mesafeden saptırır. Bir karadelik diğer cisimlerle çekimsel etkileşime girebilir: etrafında gezegenler tutabilir veya başka bir yıldızla ikili bir sistem oluşturabilir.

Ama şimdilik, hepsi bizim düşünce deneyimizdi. Kara delikler gerçekten var mı? Bir nötron yıldızına o kadar büyük miktarda madde sağlandığını ve kütlesinin yerçekimi çökmesinin meydana geldiği sınıra kadar arttığını hayal etmek oldukça zordur. Örneğin, X-ışını ikili yıldızlarında, nötron yıldızına giren madde akışı o kadar küçüktür ki, yıldızın kütlesini bırakmasının tüm ömrü boyunca, nötron yıldızının kütlesi sadece biraz artar. Peki nötron yıldızlarının kökeni hakkında ne biliyoruz? Sadece Yengeç Bulutsusu'ndaki pulsarın bir süpernova patlamasından sonra oluştuğunu. Süpernova patlamaları hakkında ne biliyoruz? Bazen dış kabuğun genişlemesinden sonra, yalnızca bir nötron yıldızının oluşumu için değil, aynı zamanda bir kara deliğe daha fazla çökmesi için de yeterli bir kütle kalması olamaz mı? Bazı X-ışını ikili dosyaları için, X-ışınları yayan kompakt nesnenin bir nötron yıldızı değil, bir kara delik olduğuna dair güçlü bir şüphe vardır. Uydu yıldızından gelen madde, kara deliğin derinliklerinde görünmez hale gelmeden önce bile, X-ışınları yaymaya başlayacak kadar ısınabilir. Görünür yıldızın Doppler etkisi (bkz. ) kullanılarak belirlenen hareketinden, X-ışını kaynağının kütlesi hesaplanabilir (bkz. ). X-ışını kaynağı Cygnus X-1'in, üç güneş kütlesini aşan kompakt bir nesne kütlesine sahip olduğuna inanılmaktadır. Bu kompakt nesne artık bir nötron yıldızı olamaz; kara delik değil mi Bununla birlikte, kütle belirleme yöntemleri çok doğru değildir. Dolayısıyla kara deliklerin varlığı henüz koşulsuz olarak kanıtlanabilmiş değil.

Şimdiye kadar, bilimsel literatürde ve genel basında kara deliklere doğadan çok daha sık rastlanmaktadır. Bugün başka türlü açıklanamayan olayları açıklamak için kara deliklere başvurmak moda oldu.Kara delikler, henüz anlaşılmayan tüm kozmik olaylardan sorumlu tutuluyor. Londra'da bir kitapçıda okült bölümünde "Kara Delikler" kitabını gördüm. İngiliz kitapçı, görünüşe göre modern astrofizikteki durumu iyi hissediyordu.

Büyük olasılıkla yıldız, soğuyan saygın bir beyaz cüce veya başlangıçta radyo darbeleri gönderen bir nötron yıldızı olarak yaşamını sonlandırır ve ayrıca kendisine bir yerden madde gelirse bir X-ışını kaynağı olarak gözlenir.

Bir yıldızın ömrünün sonunda, kararlı bir beyaz cücenin oluşabilmesi için çok büyük ve bir nötron yıldızının dengede olamayacak kadar büyük bir kütlesi kalmışsa, kalıntıları bir kara deliğe çökecektir.

23 Şubat 1987'de Büyük Macellan Bulutu'nda bir süpernova meydana geldi. ait olmamasına rağmen Samanyolu, ancak ondan "yalnızca" 120.000 ışıkyılı uzaklıkta bulunuyor. Bu yıldız, daha önce çekilen yıldızlı gökyüzü fotoğraflarında; Neandertaller Dünya'da ortaya çıkmadan önce bile patladı. Bu baskı hazırlanırken, patlamanın olduğu yerde gelecekte pulsar sinyallerinin alınabileceği bir nötron yıldızının kalıp kalmadığı veya Süpernova'nın çekirdeğinin bir kara deliğe mi çöktüğü henüz netlik kazanmamıştı.

Ölen yıldızlar, maddenin sonsuza kadar bağlı olduğu kompakt nesnelere dönüşür. Bununla birlikte, kütlelerinin bir kısmını uzaya atmadan önce - bu, yeni yıldızların oluşmasına hizmet edebilecek maddedir. Ve kendi bedenlerimizi oluşturan madde, en azından bir kez bir yıldızın bağırsaklarında kaynatılır. Ancak, neredeyse her zaman, yıldızın arkasında kompakt bir nesne kalır ve sonunda evrendeki tüm madde, soğuk beyaz cücelerde, nötron yıldızlarında ve kasvetli soğuk gezegenlerin etrafında döndüğü kara deliklerde yoğunlaşacaktır. Evrenin önünde oldukça kasvetli bir gelecek var gibi görünüyor.

notlar:

Burada ve bu kitap boyunca, aksi belirtilmedikçe, sıfırı -273° Santigrat olan mutlak bir sıcaklık ölçeği kullanıyoruz. Mutlak sıcaklıktan Santigrat sıcaklığa gitmek için 273 dereceyi çıkarmanız gerekir. Santigrat cinsinden Güneş'in yüzey sıcaklığı bu nedenle 5530°'dir.

Yakınlarda bir yerde bir süpernova patlaması hayal etmek pek mantıklı değil. New York'taki Columbia Üniversitesi'nden Melvin Ruderman'a göre, bizden 30 ışıkyılı daha yakın bir yerde bir süpernova patlaması meydana gelirse insanlık acı çekecek. Yüksek enerjili kozmik ışınlar atmosferimizdeki ozon kalkanını yok edecek, Güneş'in ultraviyole radyasyonu artık atmosfer tarafından hapsolmayacak ve Dünya'daki tüm yaşamı yok edecek.

Chandrasekhar, beyaz cüceler teorisi üzerine yaptığı çalışmalardan dolayı 1983 yılında ödüle layık görüldü. Nobel Ödülü fizikte.

Bu sürece yerçekimi çökmesi denir.

NÖTRON YILDIZI
çoğunlukla nötronlardan oluşan bir yıldız. Bir nötron, maddenin ana bileşenlerinden biri olan nötr bir atom altı parçacıktır. Nötron yıldızlarının varlığına dair hipotez, 1932'de nötronun keşfinden hemen sonra astronomlar W. Baade ve F. Zwicky tarafından öne sürüldü. Ancak bu hipotez, ancak 1967'de pulsarların keşfinden sonra yapılan gözlemlerle doğrulandı.
Ayrıca bakınız PULSAR. Nötron yıldızları, kütleleri Güneş'in birkaç katı olan normal yıldızların yerçekimiyle çökmesi sonucu oluşur. Bir nötron yıldızının yoğunluğu, bir atom çekirdeğinin yoğunluğuna yakındır, yani Sıradan maddenin yoğunluğundan 100 milyon kat daha fazla. Bu nedenle, devasa kütlesi ile bir nötron yıldızının yarıçapı yalnızca yaklaşık olarak 1,5 m'dir. 10 km. Bir nötron yıldızının küçük yarıçapı nedeniyle, yüzeyindeki yerçekimi kuvveti son derece yüksektir: Dünya'dakinden yaklaşık 100 milyar kat daha fazla. Bu yıldız, sıcaklığına bağlı olmayan yoğun nötron maddesinin "yozlaşma basıncı" ile çökmekten korunur. Ancak bir nötron yıldızının kütlesi yaklaşık 2 güneş kütlesinin üzerine çıkarsa, kütleçekimi bu basıncı aşacak ve yıldız çökmeye karşı koyamayacak.
Ayrıca bakınız YERÇEKİMSEL ÇÖKME. Nötron yıldızları, yüzeyde 10 12-10 13 gaussa ulaşan çok güçlü bir manyetik alana sahiptir (karşılaştırma için: Dünya yaklaşık 1 gaussa sahiptir). İki farklı gök cismi türü, nötron yıldızlarıyla ilişkilendirilir.
Pulsarlar (radyo pulsarları). Bu nesneler kesinlikle düzenli olarak radyo dalgası darbeleri yayar. Radyasyon mekanizması tam olarak açık değildir, ancak dönen bir nötron yıldızının, simetri ekseni yıldızın dönme ekseni ile çakışmayan manyetik alanıyla ilişkili yönde bir radyo ışını yaydığına inanılmaktadır. Bu nedenle dönme, Dünya'ya periyodik olarak gönderilen radyo ışınının dönmesine neden olur.
Röntgen iki katına çıkar. Titreşimli X-ışını kaynakları ayrıca, büyük bir normal yıldıza sahip bir ikili sistemin parçası olan nötron yıldızlarıyla da ilişkilendirilir. Bu tür sistemlerde, normal bir yıldızın yüzeyinden çıkan gaz, muazzam bir hıza ulaşarak bir nötron yıldızının üzerine düşer. Gaz, bir nötron yıldızının yüzeyine çarptığında dinlenme enerjisinin %10-30'unu serbest bırakırken, nükleer reaksiyonlarda bu rakam %1'i bile bulmaz. Yüksek sıcaklığa kadar ısıtılan bir nötron yıldızının yüzeyi, bir X-ışınları kaynağı haline gelir. Bununla birlikte, gaz düşüşü tüm yüzey üzerinde eşit olarak gerçekleşmez: bir nötron yıldızının güçlü manyetik alanı, gelen iyonize gazı yakalar ve onu doğru yönlendirir. manyetik kutuplar, bir hunide olduğu gibi düştüğü yer. Bu nedenle, yalnızca dönen bir yıldızda X-ışını darbelerinin kaynağı haline gelen kutup bölgeleri güçlü bir şekilde ısınır. Radyo dalgaları onu çevreleyen gaz tarafından emildiğinden, böyle bir yıldızdan gelen radyo darbeleri artık gelmez.
Kompozisyon. Bir nötron yıldızının yoğunluğu derinlikle artar. Sadece birkaç santimetre kalınlığındaki bir atmosfer tabakasının altında, birkaç metre kalınlığında bir sıvı metal kabuk ve altında - bir kilometre kalınlığında katı bir kabuk vardır. Kabuğun maddesi sıradan metale benzer, ancak çok daha yoğundur. Kabuğun dış kısmında esas olarak demir; Bileşimindeki nötron oranı derinlikle birlikte artar. Yoğunluğun yakl. 4*10 11 g/cm3, nötron fraksiyonu o kadar artar ki, bazıları artık çekirdeğin bir parçası değil, sürekli bir ortam oluşturur. Orada madde, atom çekirdeklerinin serpiştirildiği bir nötron ve elektron "denizi" gibi görünür. Ve yakl. 2*10 14 g/cm3 (atom çekirdeğinin yoğunluğu), bireysel çekirdekler tamamen kaybolur ve proton ve elektron karışımı ile sürekli bir nötron "sıvı" kalır. Muhtemelen, nötronlar ve protonlar bu durumda karasal laboratuvarlardaki sıvı helyum ve süper iletken metallere benzer şekilde süperakışkan bir sıvı gibi davranırlar.

Daha da yüksek yoğunluklarda, maddenin en sıra dışı biçimleri bir nötron yıldızında oluşur. Belki nötronlar ve protonlar daha da küçük parçacıklara - kuarklara; pion yoğunlaşmasını oluşturan birçok pi-mezonun üretilmesi de mümkündür.
Ayrıca bakınız
PARÇACIKLAR TEMEL;
SÜPER İLETKENLİK;
SÜPER AKIŞKANLIK.
EDEBİYAT
Dyson F., Ter Haar D. Nötron yıldızları ve pulsarlar. M., 1973 Lipunov V.M. Nötron yıldızlarının astrofiziği. M., 1987

Collier Ansiklopedisi. - Açık Toplum. 2000 .

Diğer sözlüklerde "NÖTRON YILDIZI" nın ne olduğunu görün:

NÖTRON YILDIZI, NÖTRONLAR'dan oluşan, yüksek yoğunluğa sahip çok küçük bir yıldız. Birçok yıldızın evrimindeki son aşamadır. Nötron yıldızları, büyük kütleli bir yıldızın bir SÜPERNOVA olarak patlamasıyla oluşur. Bilimsel ve teknik ansiklopedik sözlük

Teorik kavramlara göre maddesi esas olarak nötronlardan oluşan bir yıldız. Maddenin nötronlaşması, içindeki nükleer yakıtın tükenmesinden sonra bir yıldızın yerçekimi çökmesi ile ilişkilidir. Nötron yıldızlarının ortalama yoğunluğu 2.1017 … Büyük Ansiklopedik Sözlük

Bir nötron yıldızının yapısı. Bir nötron yıldızı, son ürünlerden biri olan astronomik bir nesnedir ... Wikipedia

Teorik kavramlara göre maddesi esas olarak nötronlardan oluşan bir yıldız. Böyle bir yıldızın ortalama yoğunluğu Nötron Yıldızı 2.1017 kg/m3, ortalama yarıçapı 20 km'dir. Darbeli radyo emisyonu ile tespit edildi, bkz. Pulsarlar ... astronomik sözlük

Teorik kavramlara göre maddesi esas olarak nötronlardan oluşan bir yıldız. Maddenin nötronlaşması, içindeki nükleer yakıtın tükenmesinden sonra bir yıldızın yerçekimi çökmesi ile ilişkilidir. Bir nötron yıldızının ortalama yoğunluğu ... ... ansiklopedik sözlük

Sürünün ana kısımdan oluştuğu hidrostatik olarak denge yıldızı. nötronlardan. Yerçekimi sırasında protonların nötronlara dönüşmesi sonucu oluşur. yeterince büyük yıldızların evriminin son aşamalarında çökün (birkaç kat daha büyük bir kütle ile ... ... Doğal bilim. ansiklopedik sözlük

nötron yıldızı- yıldızların evrimindeki aşamalardan biri, yerçekimi çökmesinin bir sonucu olarak, o kadar küçük boyutlara (top yarıçapı 10 20 km) küçüldüğünde, elektronlar atomların çekirdeğine bastırılır ve yüklerini nötralize eder. yıldız olur ... ... Modern doğa biliminin başlangıcı

Culver Nötron yıldızı. ABD'nin Pennsylvania Eyalet Üniversitesi ve Kanada McGill Üniversitesi'nden gökbilimciler tarafından Ursa Minor takımyıldızında keşfedildi. Yıldız, özelliklerinde olağandışıdır ve diğerlerinden farklıdır ... ... Wikipedia

- (İngiliz kaçak yıldız) anormal bir şekilde hareket eden bir yıldız yüksek hızçevreleyen yıldızlararası ortama göre. Böyle bir yıldızın uygun hareketi genellikle tam olarak bir üyesi olan yıldız derneğine göre gösterilir ... ... Wikipedia

Wolf Rayet'in yıldızının sanatsal tasviri Wolf Rayet'in yıldızları, çok yüksek sıcaklık ve parlaklıkla karakterize edilen bir yıldız sınıfıdır; Wolf Rayet yıldızları, spektrumda geniş hidrojen emisyon bantlarının varlığında diğer sıcak yıldızlardan farklıdır ... Wikipedia

nötron yıldızı

Hesaplamalar, M ~ 25M ile bir süpernova patlamasının, ~ 1.6M kütle ile yoğun bir nötron çekirdeği (nötron yıldızı) bıraktığını gösteriyor. Artık kütlesi M > 1.4M olan ve süpernova aşamasına ulaşmamış yıldızlarda, dejenere elektron gazının basıncı da yerçekimi kuvvetlerini dengeleyemez ve yıldız nükleer yoğunluk durumuna küçülür. Bu yerçekimsel çöküşün mekanizması, bir süpernova patlamasındaki ile aynıdır. Yıldızın içindeki basınç ve sıcaklık, elektronların ve protonların birbirine "bastırıldığı" ve reaksiyon sonucunda göründüğü değerlere ulaşır.

nötrinoların fırlatılmasından sonra, elektronlardan çok daha küçük bir faz hacmini işgal eden nötronlar oluşur. Yoğunluğu 10 14 - 10 15 g/cm3'e ulaşan sözde bir nötron yıldızı belirir. Bir nötron yıldızının karakteristik boyutu 10 - 15 km'dir. Bir anlamda, bir nötron yıldızı dev bir atom çekirdeğidir. Nötronların etkileşimi nedeniyle ortaya çıkan nükleer maddenin basıncı ile daha fazla yerçekimi büzülmesi önlenir. Bu aynı zamanda daha önce bir beyaz cüce örneğinde olduğu gibi yozlaşma basıncıdır, ancak çok daha yoğun bir nötron gazının yozlaşma basıncıdır. Bu basınç 3.2M'ye kadar olan kütleleri tutabilmektedir.
Çökme anında üretilen nötrinolar, nötron yıldızını oldukça hızlı bir şekilde soğutur. Teorik tahminlere göre, sıcaklığı ~ 100 s'de 10 11 K'den 10 9 K'ye düşer. Ayrıca, soğutma hızı bir miktar azalır. Ancak astronomik olarak oldukça yüksektir. Sıcaklığın 10 9 K'den 10 8 K'ye düşmesi 100 yılda ve 10 6 K'ye bir milyon yılda düşer. Nötron yıldızlarını optik yöntemlerle tespit etmek, küçük boyutları ve düşük sıcaklıkları nedeniyle oldukça zordur.
1967'de Cambridge Üniversitesi'nde Hewish ve Bell, periyodik elektromanyetik radyasyonun kozmik kaynaklarını - pulsarları keşfettiler. Çoğu pulsarın darbe tekrar periyotları 3,3·10 -2 ila 4,3 s aralığındadır. Modern kavramlara göre pulsarlar, 1 - 3M kütle ve 10 - 20 km çapında dönen nötron yıldızlarıdır. Yalnızca nötron yıldızlarının özelliklerine sahip kompakt nesneler, bu tür dönme hızlarında çökmeden şeklini koruyabilir. Bir nötron yıldızının oluşumu sırasında açısal momentumun ve manyetik alanın korunması, B ~ 10 12 G güçlü bir manyetik alana sahip hızla dönen pulsarların doğmasına yol açar.
Bir nötron yıldızının, ekseni yıldızın dönme ekseni ile çakışmayan bir manyetik alana sahip olduğuna inanılmaktadır. Bu durumda, yıldızın radyasyonu (radyo dalgaları ve görünür ışık) Dünya boyunca bir deniz fenerinin ışınları gibi süzülür. Işın Dünya'yı geçtiğinde, bir dürtü kaydedilir. Bir nötron yıldızının radyasyonu, yıldızın yüzeyindeki yüklü parçacıkların elektromanyetik dalgalar yayarak manyetik alan çizgileri boyunca dışarı doğru hareket etmesinden kaynaklanır. İlk olarak Gold tarafından önerilen bu pulsar radyo emisyon mekanizması, Şekil 1'de gösterilmiştir. 39.

Radyasyon ışını dünyevi bir gözlemciye çarparsa, radyo teleskopu, nötron yıldızının dönme süresine eşit bir süre ile kısa radyo emisyonu darbeleri saptar. Darbenin şekli, bir nötron yıldızının manyetosferinin geometrisinden kaynaklanan ve her bir atarcaya özgü olan çok karmaşık olabilir. Pulsarların dönme periyotları kesinlikle sabittir ve bu periyotların ölçüm doğruluğu 14 haneli rakamlara ulaşır.
İkili sistemlerin bir parçası olan pulsarlar artık keşfedilmiştir. Pulsar ikinci bileşenin etrafında dönüyorsa, Doppler etkisinden dolayı pulsarın periyodundaki değişimler gözlemlenmelidir. Pulsar gözlemciye yaklaştığında, Doppler etkisi nedeniyle radyo darbelerinin kaydedilen periyodu azalır ve pulsar bizden uzaklaştıkça periyodu artar. Bu fenomene dayanarak, ikili yıldızların bir parçası olan pulsarlar keşfedildi. İkili bir sistemin parçası olan ilk keşfedilen pulsar PSR 1913 + 16 için, yörüngesel dönüş periyodu 7 saat 45 dakikaydı. Pulsar PSR 1913 + 16'nın uygun dönüş süresi 59 ms'dir.
Pulsarın radyasyonu, nötron yıldızının dönüş hızında bir azalmaya yol açmalıdır. Böyle bir etki de bulundu. İkili bir sistemin parçası olan bir nötron yıldızı da yoğun X-ışınları kaynağı olabilir.
Kütlesi 1,4M ve yarıçapı 16 km olan bir nötron yıldızının yapısı Şekil 1'de gösterilmektedir. 40.

I - yoğun bir şekilde paketlenmiş atomların ince dış tabakası. Bölge II ve III'te çekirdekler, vücut merkezli kübik bir kafes şeklinde düzenlenir. Bölge IV esas olarak nötronlardan oluşur. V bölgesinde madde, bir nötron yıldızının hadronik çekirdeğini oluşturan pion ve hiperonlardan oluşabilir. Bir nötron yıldızının yapısının bireysel detayları şu anda belirleniyor.
Nötron yıldızlarının oluşumu her zaman bir süpernova patlamasının sonucu değildir. Yakın ikili yıldız sistemlerinde beyaz cücelerin evrimi sırasında nötron yıldızlarının oluşumu için başka bir mekanizma da mümkündür. Eş yıldızdan beyaz cüceye madde akışı yavaş yavaş beyaz cücenin kütlesini arttırır ve kritik kütleye (Chandrasekhar limiti) ulaştığında beyaz cüce bir nötron yıldızına dönüşür. Bir nötron yıldızı oluştuktan sonra madde akışının devam etmesi durumunda kütlesi önemli ölçüde artabilir ve yerçekimi çökmesi sonucunda karadeliğe dönüşebilir. Bu, sözde "sessiz" çöküşe karşılık gelir.
Kompakt ikili yıldızlar, X-ışını kaynakları olarak da görünebilir. Ayrıca, "normal" bir yıldızdan düşen maddenin daha kompakt bir yıldıza birikmesi nedeniyle de ortaya çıkar. B > 10 10 G olan bir nötron yıldızına madde yığılması sırasında, madde manyetik kutuplar bölgesine düşer. X-ışını radyasyonu, eksen etrafındaki dönüşü ile modüle edilir. Bu tür kaynaklara X-ışını pulsarları denir.
Radyasyon patlamalarının periyodik olarak birkaç saatten günlere kadar aralıklarla meydana geldiği X-ışını kaynakları (burster olarak adlandırılır) vardır. Karakteristik patlama yükselme süresi 1 saniyedir. Patlama süresi 3'ten 10 saniyeye düşürüldü. Patlama anındaki yoğunluk, hareketsiz durumdaki parlaklığı 2 - 3 büyüklük sırası aşabilir. Şu anda, bu tür birkaç yüz kaynak bilinmektedir. Radyasyon patlamalarının, bir nötron yıldızının yüzeyinde biriken maddenin termonükleer patlamalar sonucu meydana geldiğine inanılmaktadır.
Nükleonlar arasındaki küçük mesafelerde (< 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 zehir, bir pion kondensatının ortaya çıkması, nötrleştirilmiş bir maddenin katı bir kristal duruma geçişi, hiperon ve kuark-gluon plazmasının oluşumu gibi süreçler mümkündür. Nötron maddesinin süperakışkan ve süperiletken hallerinin oluşumu mümkündür.
Maddenin nükleer olandan 10 2 - 10 3 kat daha yüksek yoğunluklarda davranışı hakkındaki modern fikirlere uygun olarak (yani, bir nötron yıldızının iç yapısı tartışılırken bu tür yoğunluklar tartışılır), atom çekirdeği yakın yıldızın içinde oluşur. kararlılık sınırı. Nükleer maddenin yoğunluğuna, sıcaklığına, kararlılığına bağlı olarak, proton sayısının çekirdekteki nötron sayısına egzotik oranlarıyla n p / n n , zayıf hesaba katılarak maddenin durumunun incelenmesi sonucunda daha derin bir anlayış elde edilebilir. nötrinoları içeren süreçler. Şu anda, ağır iyonlar arasındaki nükleer reaksiyonlar, nükleerden daha yüksek yoğunluklarda maddeyi incelemenin pratik olarak tek yoludur. Bununla birlikte, ağır iyonların çarpışmasına ilişkin deneysel veriler henüz yeterli bilgi sağlamamaktadır, çünkü hem hedef çekirdek hem de olay hızlandırılmış çekirdek için elde edilebilir np /nn değerleri küçüktür (~ 1 - 0.7).
Radyo atarcalarının periyotlarının doğru ölçümleri, bir nötron yıldızının dönüş hızının giderek yavaşladığını göstermiştir. Bunun nedeni, yıldızın dönüşünün kinetik enerjisinin pulsarın radyasyon enerjisine dönüşmesi ve nötrinoların salınmasıdır. Radyo pulsarlarının periyotlarındaki küçük sıçramalar, bir nötron yıldızının yüzey tabakasında, yıldızın dönüş hızında bir değişikliğe yol açan “çatlama” ve “kırılmalar” ile birlikte gerilmelerin birikmesiyle açıklanır. Radyo atarcalarının gözlemlenen zamansal özellikleri, bir nötron yıldızının "kabuğunun" özellikleri, içindeki fiziksel koşullar ve nötron maddesinin aşırı akışkanlığı hakkında bilgi içerir. Son zamanlarda, periyotları 10 ms'den kısa olan önemli sayıda radyo atarcası keşfedildi. Bu, nötron yıldızlarında meydana gelen süreçler hakkında fikirlerin iyileştirilmesini gerektirir.
Diğer bir problem, nötron yıldızlarındaki nötrino süreçlerinin incelenmesidir. Nötrino emisyonu, bir nötron yıldızının oluşumundan sonraki 10 5 - 10 6 yıl boyunca enerji kaybı mekanizmalarından biridir.