Neutronová hvězda - Neutron star

Simulovaný pohled na neutronovou hvězdu s akrečním diskem. Disk se zdá být v blízkosti hvězdy zkreslený kvůli extrémní gravitační čočce
Záření z rychle se otáčejícího pulsaru PSR B1509-58 způsobuje, že blízký plyn vyzařuje rentgenové paprsky (zlato) a osvětluje zbytek mlhoviny , zde je vidět infračerveně (modře a červeně).

Neutronová hvězda je složené jádro masivní nadobra hvězdy , který měl celkovou hmotnost mezi 10 a 25 slunečních mas , případně i více, pokud se hvězda byl obzvláště bohaté na kovy. Kromě černých děr a některých hypotetických objektů (např. Bílé díry , kvarkové hvězdy a podivné hvězdy ) jsou neutronové hvězdy nejmenší a nejhustší v současnosti známou třídou hvězdných objektů. Neutronové hvězdy mají poloměr řádově 10 kilometrů (6,2 mil) a hmotnost přibližně 1,4 sluneční hmotnosti. Jsou výsledkem výbuchu supernovy hmotné hvězdy v kombinaci s gravitačním kolapsem , který stlačí jádro kolem hustoty bílého trpaslíka na hustotu atomových jader .

Jakmile se vytvoří, již aktivně nevytvářejí teplo a v průběhu času chladnou; přesto se mohou dále vyvíjet kolizí nebo narůstáním . Většina základních modelů pro tyto objekty naznačuje, že neutronové hvězdy jsou složeny téměř výhradně z neutronů (subatomické částice bez čistého elektrického náboje a o něco větší hmotnosti než protony ); elektrony a protony přítomné v normální hmotě se spojují a vytvářejí neutrony za podmínek v neutronové hvězdě. Neutronové hvězdy jsou částečně podporovány proti dalšímu kolapsu tlakem degenerace neutronů , což je jev popsaný Pauliho vylučovacím principem , stejně jako jsou bílí trpaslíci podporováni proti kolapsu tlakem degenerace elektronů . Tlak degenerace neutronů však sám o sobě nestačí k udržení předmětu nad 0,7 M a odpudivé jaderné síly hrají větší roli při podpoře hmotnějších neutronových hvězd. Pokud má hvězda zbytku hmotnost přesahující mez Tolman – Oppenheimer – Volkoff kolem 2 hmotností Slunce, je kombinace degenerativního tlaku a jaderných sil k podpoře neutronové hvězdy nedostatečná a nadále se hroutí a vytváří černou díru . Nejhmotnější dosud detekovaná neutronová hvězda, PSR J0740+6620 , se odhaduje na 2,14 hmotnosti Slunce.

Pozorovatelné neutronové hvězdy jsou velmi horké a typicky mají povrchovou teplotu kolem 600 000  K . Jsou tak husté, že krabička zápalek normální velikosti obsahující materiál neutronové hvězdy by měla hmotnost přibližně 3 miliardy tun, stejnou hmotnost jako kus Země o objemu 0,5 kubického kilometru (kostka s hranami asi 800 metrů) od zemského povrchu. . Jejich magnetická pole jsou mezi 10 8 a 10 15 (100 miliony až 1 kvadrilionem ) krát silnější než magnetické pole Země. Gravitační pole na povrchu neutronové hvězdy je přibližně2 × 10 11 (200 miliard) násobek gravitačního pole Země.

Jak se jádro hvězdy hroutí, rychlost jeho rotace se zvyšuje v důsledku zachování momentu hybnosti a nově vzniklé neutronové hvězdy se proto otáčejí až několik stokrát za sekundu. Některé neutronové hvězdy vyzařují paprsky elektromagnetického záření, které je činí detekovatelnými jako pulsary . Objev pulzarů Jocelyn Bell Burnell a Antony Hewish v roce 1967 byl skutečně prvním pozorovacím návrhem, že existují neutronové hvězdy. Předpokládá se, že záření z pulsarů je primárně emitováno z oblastí poblíž jejich magnetických pólů. Pokud se magnetické póly neshodují s rotační osou neutronové hvězdy, paprsek emise zametá oblohu a pokud je pozorovatel z dálky, je -li pozorovatel někde v dráze paprsku, jeví se jako pulsy záření přicházející z pevného bodu v prostoru (takzvaný „efekt majáku“). Nejrychleji se točící neutronová hvězda je PSR J1748-2446ad , která se otáčí rychlostí 716 krát za sekundu nebo 43 000 otáček za minutu , což poskytuje lineární rychlost na povrchu v řádu0,24  c (tj. Téměř čtvrtina rychlosti světla ).

V Mléčné dráze se předpokládá přibližně jedna miliarda neutronových hvězd a minimálně několik set milionů, což je údaj získaný odhadem počtu hvězd, které byly podrobeny výbuchům supernovy. Většina je však stará a chladná a vyzařuje velmi málo; většina neutronových hvězd, které byly detekovány, se vyskytuje pouze v určitých situacích, ve kterých vyzařují, například pokud jsou pulsarem nebo součástí binárního systému. Pomalu rotující a neakreditující neutronové hvězdy jsou téměř nezjistitelné; od detekce RX J185635−3754 v Hubbleově kosmickém dalekohledu v 90. letech 20. století však bylo detekováno několik blízkých neutronových hvězd, které vyzařují pouze tepelné záření. Měkké gama opakovače jsou považovány za typ neutronové hvězdy s velmi silnými magnetickými poli, známými jako magnetary , nebo alternativně za neutronové hvězdy s fosilními disky kolem nich.

Neutronové hvězdy v binárních systémech mohou podléhat narůstání, což obvykle činí systém v rentgenových paprscích jasným, zatímco materiál dopadající na neutronovou hvězdu může vytvářet hotspoty, které se v identifikovaných rentgenových pulsarových systémech otáčejí dovnitř a ven z pohledu . Navíc taková narůstání může „recyklovat“ staré pulzary a potenciálně způsobit, že získají hmotu a roztočí se na velmi rychlé rychlosti otáčení, čímž vzniknou takzvané milisekundové pulsary . Tyto binární systémy se budou nadále vyvíjet a nakonec se ze společníků mohou stát kompaktní objekty, jako jsou bílí trpaslíci nebo samotné neutronové hvězdy, ačkoli další možnosti zahrnují úplné zničení společníka ablací nebo sloučením. Sloučení binárních neutronových hvězd může být zdrojem krátkodobých záblesků gama záření a pravděpodobně jde o silné zdroje gravitačních vln . V roce 2017 byla pozorována přímá detekce ( GW170817 ) gravitačních vln z takové události a gravitační vlny byly také nepřímo pozorovány v systému, kde kolem sebe obíhají dvě neutronové hvězdy .

Formace

Zjednodušené znázornění vzniku neutronových hvězd.

Jakákoli hvězda hlavní posloupnosti s počáteční hmotností vyšší než 8násobek hmotnosti Slunce (8  M ) má potenciál produkovat neutronovou hvězdu. Jak se hvězda vyvíjí pryč od hlavní sekvence, následné jaderné spalování vytváří jádro bohaté na železo. Když je veškeré jaderné palivo v jádru vyčerpáno, musí být jádro podporováno pouze tlakem degenerace. Další ložiska hmoty z hoření skořápky způsobují, že jádro překračuje Chandrasekharův limit . Tlak elektronové degenerace je překonán a jádro se dále zhroutí a teploty prudce stoupají5 x 10 9  K . Při těchto teplotách dochází k fotodisintegraci (rozpadu jader železa na částice alfa pomocí vysokoenergetických gama paprsků). Jak teplota stoupá ještě výše, elektrony a protony se spojují a vytvářejí neutrony prostřednictvím zachycování elektronů a uvolňují záplavu neutrin . Když hustoty dosáhnou jaderné hustoty4 × 10 17  kg/m 3 , kombinace silného odpuzování síly a tlaku degenerace neutronů zastaví kontrakci. Padající vnější obálka hvězdy je zastavena a vymrštěna ven tokem neutrin produkovaných při tvorbě neutronů, čímž se stává supernovou. Zbylý zbytek je neutronová hvězda. Pokud má zbytek hmotnost větší než asi 3  M , zhroutí se dále a stane se černou dírou.

Jako jádro hmotné hvězdy je stlačena během supernova typu II nebo typu Ib nebo Ic typ supernovy , a se zhroutí do neutronové hvězdy, si zachovává většinu své hybnosti . Protože však má jen malý zlomek poloměru svého rodiče (a proto je jeho moment setrvačnosti výrazně snížen), neutronová hvězda se vytvoří s velmi vysokou rychlostí otáčení a poté po velmi dlouhou dobu zpomalí. Jsou známy neutronové hvězdy, které mají periody rotace od přibližně 1,4 ms do 30 s. Hustota neutronové hvězdy jim také umožňuje velmi vysokou gravitací , s typickými hodnotami v rozmezí od 10 12 až 10 13  m / s 2 (více než 10 11 krát větší než Země ). Jednou mírou takové obrovské gravitace je skutečnost, že neutronové hvězdy mají únikovou rychlost v rozmezí od 100 000 km/s do 150 000 km/s , tj. Od třetiny do poloviny rychlosti světla . Gravitace neutronové hvězdy zrychluje padající hmotu na obrovskou rychlost. Síla jeho dopadu by pravděpodobně zničila atomy složek objektu, čímž by byla celá hmota ve většině ohledů identická se zbytkem neutronové hvězdy.

Vlastnosti

Hmotnost a teplota

Neutronová hvězda má hmotnost alespoň 1,1  sluneční hmotnosti ( M ). Horní mez hmotnosti neutronové hvězdy se nazývá mez Tolman – Oppenheimer – Volkoff a obecně se pohybuje kolem 2,1  M , ale nedávný odhad uvádí horní hranici na 2,16  M . Maximální pozorovaná hmotnost neutronových hvězd je asi 2,14  M pro PSR J0740+6620 objevená v září 2019. Kompaktní hvězdy pod hranicí Chandrasekhar 1,39  M jsou obecně bílí trpaslíci, zatímco kompaktní hvězdy s hmotností mezi 1,4  M 2. a 2,16  M Očekává se, že budou neutronové hvězdy, ale existuje interval několika desetin sluneční hmoty, kde se hmotnosti nízkohmotných neutronových hvězd a bílých trpaslíků s vysokou hmotností mohou překrývat. Předpokládá se, že nad 2,16  M bude hvězdný zbytek překonávat silné odpuzování sil a tlak degenerace neutronů, takže dojde k gravitačnímu kolapsu za vzniku černé díry, ale nejmenší pozorovaná hmotnost hvězdné černé díry je asi 5  M . Mezi 2,16  M a 5  M byly navrženy hypotetické hvězdy se střední hmotností, jako jsou kvarkové hvězdy a elektroslabé hvězdy , ale žádná nebyla prokázána.

Teplota uvnitř nově vytvořené neutronové hvězdy je od přibližně 10 11 do 10 12  kelvinů . Nicméně, velké množství neutrin emituje odnést tolik energie, že teplota izolované neutronové hvězdy spadá do několika let na zhruba 10 6 Kelvinů. Při této nižší teplotě je většina světla generovaného neutronovou hvězdou v rentgenových paprscích.

Někteří vědci navrhli systém klasifikace neutronových hvězd pomocí římských číslic (nezaměňovat s Yerkesovými třídami svítivosti pro nedegenerované hvězdy) pro třídění neutronových hvězd podle jejich hmotnosti a rychlosti ochlazování: typ I pro neutronové hvězdy s nízkou hmotností a rychlostí ochlazování , typ II pro neutronové hvězdy s vyšší hmotností a rychlostí ochlazování a navrhovaný typ III pro neutronové hvězdy s ještě vyšší hmotností, blížící se 2  M , a s vyššími rychlostmi chlazení a případně kandidáty na exotické hvězdy .

Hustota a tlak

Neutronové hvězdy mají celkovou hustotu 3,7 × 10 175,9 × 10 17  kg/m 3 (2,6 × 10 144,1 x 10 14 krát hustota Slunce), což je srovnatelné s přibližnou hustotou s atomového jádra z3 × 10 17  kg/m 3 . Hustota neutronové hvězdy se pohybuje přibližně od1 × 10 9  kg/m 3 v kůře - rostoucí s hloubkou - přibližně6 × 10 17 nebo8 × 10 17  kg/m 3 (hustší než atomové jádro) hlouběji uvnitř. Neutronová hvězda je tak hustá, že jedna čajová lžička (5 mililitrů ) jejího materiálu by měla hmotnost5,5 × 10 12  kg , asi 900krát větší než hmotnost Velké pyramidy v Gíze . V obrovském gravitačním poli neutronové hvězdy by tato čajová lžička materiálu zvážila 1,1 × 10 25  N , což je 15krát více, než by Měsíc vážil, kdyby byl umístěn na povrch Země. Celá hmotnost Země při hustotě neutronových hvězd by se vešla do koule o průměru 305 m (velikost dalekohledu Arecibo ). Tlak se zvyšuje od3,2 × 10 311,6 × 10 34  Pa z vnitřní kůry do středu.

Stavová rovnice hmoty při tak vysokých hustotách není přesně známa, protože teoretických obtíží spojených s extrapolací pravděpodobné chování kvantové chromodynamiky , supravodivost a supratekutosti hmoty v těchto státech. Problém je ještě umocněn empirickými obtížemi při pozorování charakteristik jakéhokoli objektu, který je vzdálený stovky parseků nebo dále.

Neutronová hvězda má některé vlastnosti atomového jádra , včetně hustoty (v řádu řádů) a je složena z nukleonů . V populárně vědeckém psaní jsou proto neutronové hvězdy někdy popisovány jako „obří jádra“. V jiných ohledech jsou však neutronové hvězdy a atomová jádra zcela odlišné. Jádro je drženo pohromadě silnou interakcí , zatímco neutronová hvězda je držena pohromadě gravitací . Hustota jádra je stejnoměrná, zatímco u neutronových hvězd se předpokládá, že se skládají z více vrstev s různým složením a hustotou.

Magnetické pole

Síla magnetického pole na povrchu neutronových hvězd se pohybuje od c.  10 4 až 10 11  tesla . Jedná se o řády vyšší než u jakéhokoli jiného objektu: Pro srovnání bylo v laboratoři dosaženo souvislého 16 T pole, které je dostatečné pro levitaci živé žáby díky diamagnetické levitaci . Variace v síle magnetického pole jsou s největší pravděpodobností hlavním faktorem, který umožňuje odlišit různé typy neutronových hvězd podle jejich spekter, a vysvětluje periodicitu pulsarů.

Tyto neutronové hvězdy známé jako magnetarů mají nejsilnější magnetická pole, v rozmezí 10 8 , aby 10 11  Tesla, a staly se široce přijímaná hypotéza pro typy neutronovou hvězdou měkké gama blikače (zjasnění a vysílá) a anomální rentgenové pulsars (AXPs). Magnetická hustota energie z 10 8  T pole je extrémní, což výrazně převyšuje hmotnost-energetické hustoty obyčejné hmoty. Pole této síly jsou schopna polarizovat vakuum do té míry, že se vakuum stane dvojlomným . Fotony se mohou sloučit nebo rozdělit na dvě části a vznikají virtuální páry částic a antičástic. Pole mění hladiny energie elektronů a atomy jsou nuceny do tenkých válců. Na rozdíl od běžného pulsaru může být magnetarový spin-down přímo napájen jeho magnetickým polem a magnetické pole je dostatečně silné, aby namáhalo kůru až do bodu lomu. Zlomeniny kůry způsobují zemětřesení , pozorovaná jako extrémně zářivé milisekundy tvrdé gama paprsky. Ohnivá koule je zachycena magnetickým polem a přichází a odchází z pohledu, když se hvězda otáčí, což je pozorováno jako periodická emise měkkého gama opakovače (SGR) s periodou 5–8 sekund, která trvá několik minut.

Počátky silného magnetického pole jsou zatím nejasné. Jednou z hypotéz je „zmrazení toku“ neboli zachování původního magnetického toku během vzniku neutronové hvězdy. Pokud má předmět přes svůj povrch určitý magnetický tok a tato oblast se zmenší na menší oblast, ale magnetický tok je zachován, pak by se magnetické pole odpovídajícím způsobem zvětšilo. Stejně tak kolabující hvězda začíná s mnohem větším povrchem než výsledná neutronová hvězda a zachování magnetického toku by mělo za následek mnohem silnější magnetické pole. Toto jednoduché vysvětlení však zcela nevysvětluje síly magnetického pole neutronových hvězd.

Gravitace a stavová rovnice

Gravitační výchylka světla na neutronové hvězdě. Vzhledem k relativistickému vychýlení světla je vidět více než polovina povrchu (každá skvrna mřížky představuje 30 x 30 stupňů). V přírodních jednotkách je hmotnost této hvězdy 1 a její poloměr 4 nebo dvojnásobek jejího Schwarzschildova poloměru .

Gravitační pole na povrchu neutronové hvězdy je přibližně 2 x 10 11 krát silnější než na Zemi , u kolem2,0 × 10 12  m/s 2 . Takto silné gravitační pole funguje jako gravitační čočka a ohýbá záření vyzařované neutronovou hvězdou tak, že jsou viditelné části normálně neviditelného zadního povrchu. Pokud je poloměr neutronové hvězdy 3 GM / c 2 nebo menší, pak mohou být fotony zachyceny na oběžné dráze , čímž je celý povrch této neutronové hvězdy viditelný z jednoho výhodného bodu spolu s destabilizujícími oběžnými dráhami fotonů na nebo pod vzdálenost poloměru 1 hvězdy.

Zlomek hmotnosti hvězdy, která se zhroutí a vytvoří neutronovou hvězdu, se uvolní při výbuchu supernovy, ze kterého vzniká (ze zákona ekvivalence hmotnosti a energie, E = mc 2 ). Energie pochází z gravitační vazebné energie neutronové hvězdy.

Gravitační síla typické neutronové hvězdy je tedy obrovská. Pokud by předmět spadl z výšky jednoho metru na neutronovou hvězdu o poloměru 12 kilometrů, dostal by se na zem rychlostí přibližně 1400 kilometrů za sekundu. Avšak ještě před nárazem by přílivová síla způsobila spaghettifikaci a rozbila jakýkoli obyčejný předmět na proud materiálu.

Vzhledem k obrovské gravitaci je dilatace času mezi neutronovou hvězdou a Zemí významná. Například na povrchu neutronové hvězdy by mohlo uplynout osm let, přesto by na Zemi uplynulo deset let, bez časově dilatačního efektu velmi rychlé rotace hvězdy.

Relativistické stavové rovnice neutronové hvězdy popisují vztah poloměru vs. hmotnosti pro různé modely. Nejpravděpodobnější poloměry pro danou hmotnost neutronové hvězdy jsou v závorkách modelů AP4 (nejmenší poloměr) a MS2 (největší poloměr). BE je poměr hmotnosti gravitační vazebné energie ekvivalentní gravitační hmotnosti pozorované neutronové hvězdy „M“ kilogramů s poloměrem „R“ metrů,

      

Vzhledem k aktuálním hodnotám

a hmotnosti hvězd „M“ běžně uváděné jako násobky jedné sluneční hmotnosti,

pak je relativistická frakční vazebná energie neutronové hvězdy

M neutronová hvězda by nebyla kompaktnější než poloměr 10 970 metrů (model AP4). Jeho hmotnostní zlomek gravitační vazebné energie by pak byl 0,187, −18,7% (exotermický). To není blízko 0,6/2 = 0,3, -30%.

Stavová rovnice pro neutronové hvězdy není dosud znám. Předpokládá se, že se výrazně liší od rovnice bílého trpaslíka, jehož stavová rovnice je degenerovaného plynu, který lze popsat v těsné shodě se speciální relativitou . U neutronové hvězdy však zvýšené efekty obecné relativity již nelze ignorovat. Bylo navrženo několik stavových rovnic (FPS, UU, APR, L, SLy a další) a současný výzkum se stále pokouší omezit teorie na predikce hmoty neutronové hvězdy. To znamená, že vztah mezi hustotou a hmotností není zcela znám, a to způsobuje nejistoty v odhadech poloměru. Například neutronová hvězda o velikosti 1,5  M by mohla mít poloměr 10,7, 11,1, 12,1 nebo 15,1 kilometrů (pro EOS FPS, UU, APR nebo L).

Struktura

Průřez neutronovou hvězdou. Hustoty jsou v hodnotách ρ 0 hustota nasycené jaderné hmoty, kde se nukleony začínají dotýkat.

Současné chápání struktury neutronových hvězd je definováno existujícími matematickými modely, ale některé detaily je možné odvodit studiem oscilací neutronových hvězd . Asteroseismologie , studie aplikovaná na obyčejné hvězdy, může odhalit vnitřní strukturu neutronových hvězd analýzou pozorovaných spekter hvězdných oscilací.

Současné modely naznačují, že hmota na povrchu neutronové hvězdy se skládá z obyčejných atomových jader rozdrcených na pevnou mřížku s mezerou mezi nimi protékajícím mořem elektronů . Je možné, že jádra na povrchu jsou železo , kvůli vysoké vazebné energii železa na nukleon. Je také možné, že těžké prvky, jako je železo, se jednoduše propadnou pod povrch a zůstanou jen lehká jádra jako helium a vodík . V případě, že povrchová teplota vyšší než 10 6 kelvins (jako je tomu v případě mladých pulsar), povrch by měl být tekutina namísto pevné fáze, které by mohly existovat v neutronových hvězd chladič (teplota <10 6 Kelvinech).

Předpokládá se, že „atmosféra“ neutronové hvězdy je silná maximálně několik mikrometrů a její dynamika je plně řízena magnetickým polem neutronové hvězdy. Pod atmosférou člověk narazí na pevnou „krustu“. Tato kůra je extrémně tvrdá a velmi hladká (s maximálními nerovnostmi povrchu v řádu milimetrů nebo méně), kvůli extrémnímu gravitačnímu poli.

Při postupu dovnitř se člověk setká s jádry se stále rostoucím počtem neutronů; taková jádra by se na Zemi rychle rozpadla, ale jsou udržována stabilní obrovskými tlaky. Jak tento proces pokračuje ve zvyšujících se hloubkách, odkapávání neutronů se stává zdrcujícím a koncentrace volných neutronů se rychle zvyšuje. V této oblasti jsou jádra, volné elektrony a volné neutrony. Jádra se stávají stále menšími (gravitace a tlak přemáhající silnou sílu ), dokud není dosaženo jádra, podle definice bodu, kde existují převážně neutrony. Očekávaná hierarchie fází jaderné hmoty ve vnitřní kůře byla charakterizována jako „ jaderné těstoviny “ s menším počtem dutin a větší strukturou směrem k vyšším tlakům. Složení superhusté hmoty v jádru zůstává nejisté. Jeden model popisuje jádro jako superfluidní neutronově degenerovanou hmotu (většinou neutrony, s některými protony a elektrony). Jsou možné i exotičtější formy hmoty, včetně degenerované podivné hmoty (obsahující kromě kvarků nahoru a dolů také podivné kvarky ), hmoty obsahující kromě neutronů piony s vysokou energií a kaony nebo ultrahustá kvarkově degenerovaná hmota .

Záření

Počítačové rendery neutronové hvězdy s akrečním diskem s promítanými čarami magnetického pole zobrazující výbuchy silných rentgenových paprsků a rádiových vln. Simulace jsou převzaty z údajů za rok 2017 z NASA NuSTAR a Swift a observatoří ESA XMM-Newto
Animace rotujícího pulsaru. Koule uprostřed představuje neutronovou hvězdu, křivky udávají magnetické siločáry a vyčnívající kužely představují emisní zóny.

Pulzary

Neutronové hvězdy jsou detekovány z jejich elektromagnetického záření . Neutronové hvězdy jsou obvykle pozorovány pulsní rádiových vln a další elektromagnetické záření, a neutronové hvězdy pozorované s impulsy se nazývají pulsars .

Předpokládá se, že Pulsarsovo záření je způsobeno zrychlením částic poblíž jejich magnetických pólů , které nemusí být zarovnány s osou otáčení neutronové hvězdy. Předpokládá se, že v blízkosti magnetických pólů se vytváří velké elektrostatické pole , což vede k emisi elektronů . Tyto elektrony jsou magneticky urychlovány podél siločar, což vede ke záření zakřivení , přičemž záření je silně polarizováno směrem k rovině zakřivení. Fotony s vysokou energií navíc mohou interagovat s fotony s nižší energií a magnetickým polem pro produkci párů elektron -pozitron , což prostřednictvím anihilace elektron -pozitron vede k dalším fotonům s vysokou energií.

Záření vycházející z magnetických pólů neutronových hvězd lze popsat jako magnetosférické záření s odkazem na magnetosféru neutronové hvězdy. Nesmí být zaměňována s magnetickým dipólovým zářením , které je vyzařováno, protože magnetická osa není zarovnána s osou rotace, přičemž frekvence záření je stejná jako rotační frekvence neutronové hvězdy.

Pokud je osa otáčení neutronové hvězdy odlišná od magnetické osy, externí diváci uvidí tyto paprsky záření vždy, když magnetická osa během rotace neutronové hvězdy směřuje k nim. Proto jsou pozorovány periodické impulsy, stejnou rychlostí jako rotace neutronové hvězdy.

Nepulsující neutronové hvězdy

Kromě pulsarů byly identifikovány také nepulsující neutronové hvězdy, i když mohou mít menší periodické změny svítivosti. Zdá se, že to je charakteristická pro rentgenové zdroje známé jako centrální kompaktní objekty ve zbytcích supernovy (CCO v SNR), o nichž se předpokládá, že jsou to mladé, radio-tiché izolované neutronové hvězdy.

Spectra

Kromě radiových emisí byly neutronové hvězdy identifikovány také v jiných částech elektromagnetického spektra . To zahrnuje viditelné světlo , blízké infračervené , ultrafialové , rentgenové a gama záření . Pulzary pozorované v rentgenových paprscích jsou známé jako rentgenové pulsary, pokud jsou poháněny akrecí , zatímco ty identifikované ve viditelném světle jsou známé jako optické pulzary . Většina detekovaných neutronových hvězd, včetně hvězd identifikovaných v optických, rentgenových a gama paprscích, také vyzařuje rádiové vlny; Krabí Pulsar produkuje elektromagnetické emise v celém spektru. Existují však neutronové hvězdy zvané radio-tiché neutronové hvězdy , aniž by byly detekovány žádné rádiové emise.

Otáčení

Neutronové hvězdy rotují po svém vzniku extrémně rychle kvůli zachování momentu hybnosti; analogicky k točícím se bruslařům táhnoucím se v náručí se pomalá rotace jádra původní hvězdy zrychluje, jak se zmenšuje. Novorozená neutronová hvězda se může otáčet mnohokrát za sekundu.

Točit dolů

P - P- bodový diagram pro známé rotační pulsary (červené), anomální rentgenové pulsary (zelené), vysokoenergetické emisní pulsary (modré) a binární pulsary (růžové)

V průběhu času se neutronové hvězdy zpomalují, protože jejich rotující magnetická pole ve skutečnosti vyzařují energii spojenou s rotací; starším neutronovým hvězdám může každá revoluce trvat několik sekund. Tomu se říká spin down . Rychlost, jakou neutronová hvězda zpomaluje rotaci, je obvykle konstantní a velmi malá.

Periodické doba ( P ) je vířivé období , čas na jednu otáčku neutronové hvězdy. Spin-dolů rychlost, rychlost zpomalení otáčení, je pak dána symbol ( P -dot) se derivát z P v závislosti na čase. Je definován jako periodický nárůst času za jednotku času; je to bezrozměrná veličina , ale lze jí dát jednotky s⋅s −1 (sekundy za sekundu).

Rychlost spin -down ( P -dot) neutronových hvězd obvykle spadá do rozmezí 10 −22 až 10 −9  s⋅s −1 , přičemž pozorovatelné neutronové hvězdy s kratší periodou (nebo rychleji rotujícími) mají obvykle menší P -tečku . Jak stárne neutronová hvězda, její rotace se zpomaluje (jak se zvyšuje P ); nakonec bude rychlost rotace příliš pomalá na to, aby poháněla mechanismus radiových emisí, a neutronovou hvězdu již nelze detekovat.

P a P -dot umožňují odhadnout minimální magnetická pole neutronových hvězd. P a P -dot lze také použít k výpočtu charakteristického stáří pulsaru, ale poskytuje odhad, který je o něco větší než skutečný věk, když je aplikován na mladé pulzary.

P a P -dot lze také kombinovat s momentem setrvačnosti neutronové hvězdy, aby se odhadla veličina zvaná spin -down svítivost , která je označena symbolem ( E -dot). Není to změřená svítivost, ale spíše vypočítaná ztráta rotační energie, která by se projevila jako záření. U neutronových hvězd, kde je spin-down svítivost srovnatelná se skutečnou svítivostí , se o neutronových hvězdách říká, že jsou poháněny rotací . Pozorovaná svítivost Krabího pulzaru je srovnatelná se spin-down svítivostí, což podporuje model, že rotační kinetická energie napájí záření z ní. U neutronových hvězd, jako jsou magnetary , kde skutečná svítivost převyšuje spin-down svítivost přibližně o faktor sto, se předpokládá, že svítivost je napájena magnetickým rozptylem, spíše než rotací.

P a P -dot lze také vynesena na neutronových hvězd vytvořit P - P -dot schéma. Kóduje ohromné ​​množství informací o populaci pulsaru a jeho vlastnostech a byl svým významem pro neutronové hvězdy přirovnán k Hertzsprung -Russellovu diagramu .

Roztočte se

Rychlost otáčení neutronové hvězdy se může zvýšit, což je proces známý jako roztočení . Někdy neutronové hvězdy absorbují obíhající hmotu od doprovodných hvězd, zvyšují rychlost otáčení a přetvářejí neutronovou hvězdu na zploštělý sféroid . To způsobí v případě milisekundových pulsarů zvýšení rychlosti otáčení neutronové hvězdy více než stokrát za sekundu .

Aktuálně nejrychleji rotující neutronová hvězda, PSR J1748-2446ad , se otáčí rychlostí 716 otáček za sekundu. Dokument z roku 2007 hlásil detekci oscilace rentgenového výbuchu, která poskytuje nepřímé měření spinu, 1122  Hz z neutronové hvězdy XTE J1739-285 , což naznačuje 1122 otáček za sekundu. V současné době byl však tento signál viděn pouze jednou a měl by být považován za předběžný, dokud nebude potvrzen dalším výbuchem od této hvězdy.

Závady a zemětřesení

NASA umělec je pojetí z „ starquake “, nebo „hvězdné zemětřesení“.

Někdy neutronová hvězda projde závadou , náhlým malým zvýšením rychlosti otáčení nebo se roztočí. Předpokládá se, že závady jsou důsledkem zemětřesení - jak se rotace neutronové hvězdy zpomaluje, její tvar se stává sférickějším . Kvůli tuhosti „neutronové“ kůry k tomu dochází jako k diskrétním událostem, kdy kůra praskne a vytvoří tak zemětřesení podobné zemětřesení. Po zemětřesení bude mít hvězda menší rovníkový poloměr, a protože hybnost momentu je zachována, její rychlost otáčení se zvýšila.

Hvězdná zemětřesení vyskytující se v magnetarech s následnou závadou je hlavní hypotézou pro zdroje gama záření známé jako opakovače měkkého gama záření .

Nedávné práce však naznačují, že by zemětřesení neuvolnilo dostatek energie pro závadu neutronové hvězdy; bylo navrženo, že závady mohou být místo toho způsobeny přechody vírů v teoretickém supratekutém jádru neutronové hvězdy z jednoho metastabilního energetického stavu do nižšího, čímž se uvolní energie, která se jeví jako zvýšení rychlosti otáčení.

"Anti-glitches"

Byl také zaznamenán „anti-glitch“, náhlý malý pokles rychlosti otáčení nebo roztočení neutronové hvězdy. V magnetaru 1E 2259+586 došlo k tomu , že v jednom případě došlo ke zvýšení svítivosti rentgenového záření o faktor 20 a k výrazné změně rychlosti odstřeďování. Současné modely neutronových hvězd toto chování nepředvídají. Pokud byla příčina vnitřní, naznačuje to rozdílnou rotaci pevné vnější kůry a supratekuté složky vnitřní struktury magnetaru.

Populace a vzdálenosti

Centrální neutronová hvězda v srdci Krabí mlhoviny .

V současné době je v Mléčné dráze a Magellanově mračnu asi 2 000 známých neutronových hvězd , z nichž většina byla detekována jako rádiové pulsary . Neutronové hvězdy jsou většinou soustředěny podél disku Mléčné dráhy, ačkoli kolmé šíření na disk je velké, protože proces výbuchu supernovy může nově vytvořené neutronové hvězdě poskytnout vysoké translační rychlosti (400 km/s).

Některé z nejbližších známých neutronových hvězd jsou RX J1856.5−3754 , což je asi 400 světelných let od Země, a PSR J0108−1431 asi 424 světelných let. RX J1856.5-3754 je členem blízké skupiny neutronových hvězd s názvem The Magnificent Seven . Další blízká neutronová hvězda, která byla detekována projíždějící kulisou souhvězdí Ursa Minor, byla přezdívána svými kanadskými a americkými objeviteli Calvera, podle padoucha ve filmu Sedm statečných z roku 1960 . Tento rychle se pohybující objekt byl objeven pomocí katalogu ROSAT/Bright Source .

Neutronové hvězdy jsou detekovatelné moderní technologií pouze v nejranějších fázích jejich života (téměř vždy méně než 1 milion let) a jsou výrazně převyšovány staršími neutronovými hvězdami, které by byly detekovatelné pouze prostřednictvím jejich záření černého tělesa a gravitačních účinků na jiné hvězdy.

Systémy binárních neutronových hvězd

Circinus X-1 : rentgenové světelné prstence z binární neutronové hvězdy (24. června 2015; rentgenová observatoř Chandra )

Asi 5% všech známých neutronových hvězd jsou členy binární soustavy . Vznik a vývoj binárních neutronových hvězd může být složitý proces. Neutronové hvězdy byly pozorovány ve dvojhvězdách s obyčejnými hvězdami hlavní sekvence , červenými obry , bílými trpaslíky nebo jinými neutronovými hvězdami. Podle moderních teorií binární evoluce se očekává, že neutronové hvězdy existují také v binárních systémech se společníky černé díry. Sloučení binárních souborů obsahujících dvě neutronové hvězdy, neboli neutronovou hvězdu a černou díru, bylo pozorováno prostřednictvím emise gravitačních vln .

Rentgenové binární soubory

Binární systémy obsahující neutronové hvězdy často vyzařují rentgenové paprsky, které jsou emitovány horkým plynem při jeho dopadu na povrch neutronové hvězdy. Zdrojem plynu je doprovodná hvězda, jejíž vnější vrstvy mohou být odstraněny gravitační silou neutronové hvězdy, pokud jsou obě hvězdy dostatečně blízko. Jak neutronová hvězda tento plyn akumuluje, jeho hmotnost se může zvyšovat; pokud je nahromaděno dostatečné množství hmoty, neutronová hvězda se může zhroutit do černé díry.

Binární fúze neutronových hvězd a nukleosyntéza

Vzdálenost mezi dvěma neutronovými hvězdami v blízké binární soustavě se při vyzařování gravitačních vln zmenšuje . Nakonec se neutronové hvězdy dostanou do kontaktu a splývají. Koalescence binárních neutronových hvězd je jedním z předních modelů pro vznik krátkých záblesků gama záření . Silný důkaz pro tento model přišel z pozorováním kilonova spojené s krátkodobou gama vzplanutí GRB 130603B, a nakonec potvrzen detekcí gravitační vlny GW170817 a krátké GRB 170817A podle LIGO , Panny a 70 observatoře pokrývající elektromagnetické spektrum pozorování události. Předpokládá se, že světlo vyzařované v kilonově pochází z radioaktivního rozpadu materiálu vyvrženého při sloučení dvou neutronových hvězd. Tento materiál může být zodpovědný za produkci mnoha chemických prvků mimo železo , na rozdíl od teorie nukleosyntézy supernovy .

Planety

Umělecké pojetí pulsarové planety s jasnými polárními zářemi.

Neutronové hvězdy mohou hostit exoplanety . Ty mohou být původní, okolní , zachycené nebo mohou být výsledkem druhého kola vzniku planety. Pulzary mohou také odstranit atmosféru z hvězdy a zanechat zbytek planetární hmoty, který lze v závislosti na interpretaci chápat jako planetu chthonů nebo hvězdný objekt. U pulsarů lze takové pulsarové planety detekovat metodou pulsarového časování , která umožňuje vysokou přesnost a detekci mnohem menších planet než u jiných metod. Dva systémy byly definitivně potvrzeny. První exoplanety, které kdy byly detekovány, byly tři planety Draugr, Poltergeist a Phobetor kolem PSR B1257+12 , objevené v letech 1992–1994. Z nich je Draugr nejmenší exoplaneta, která kdy byla detekována, s hmotností dvakrát větší než Měsíc. Dalším systémem je PSR B1620−26 , kde okolní planeta obíhá kolem binárního systému trpaslíků neutronové hvězdy a bílého trpaslíka. Existuje také několik nepotvrzených kandidátů. Pulsarské planety přijímají málo viditelného světla, ale obrovské množství ionizujícího záření a vysokoenergetického hvězdného větru, což z nich dělá spíše nepřátelské prostředí.

Historie objevů

První přímé pozorování neutronové hvězdy ve viditelném světle. Neutronová hvězda je RX J1856.5−3754 .

Na zasedání Americké fyzikální společnosti v prosinci 1933 (řízení byly zveřejněny v lednu 1934), Walter Baade a Fritz Zwicky navrhoval existenci neutronových hvězd, méně než dva roky po objevu neutronu od James Chadwick . Při hledání vysvětlení původu supernovy předběžně navrhli, aby se při výbuchu supernovy z obyčejných hvězd staly hvězdy, které se skládají z extrémně těsně zabalených neutronů, které nazývali neutronové hvězdy. Baade a Zwicky tehdy správně navrhli, aby uvolňování gravitační vazebné energie neutronových hvězd pohánělo supernovu: „V procesu supernovy je hromadná hmota zničena“. Neutronové hvězdy byly považovány za příliš slabé na to, aby byly detekovatelné, a až do listopadu 1967, kdy Franco Pacini poukázal na to, že pokud se neutronové hvězdy točí a mají velká magnetická pole, bude na nich emitováno elektromagnetické vlny, bylo provedeno jen málo práce . Rádioastronom Antony Hewish a jeho výzkumná asistentka Jocelyn Bell z Cambridgea, aniž by to věděli, brzy detekovali rádiové impulsy z hvězd, o nichž se nyní věří, že jsou vysoce magnetizované, rychle se točící neutronové hvězdy, známé jako pulsary.

V roce 1965 Antony Hewish a Samuel Okoye objevili „neobvyklý zdroj vysoké teploty rádiového jasu v Krabí mlhovině “. Ukázalo se, že tento zdroj je Krab Pulsar, který byl výsledkem velké supernovy z roku 1054 .

V roce 1967 Iosif Shklovsky prozkoumal rentgenové a optické pozorování Scorpius X-1 a správně dospěl k závěru, že záření pochází z neutronové hvězdy ve fázi narůstání .

V roce 1967 objevili Jocelyn Bell Burnell a Antony Hewish pravidelné rádiové impulsy z PSR B1919+21 . Tento pulsar byl později interpretován jako izolovaná rotující neutronová hvězda. Energetickým zdrojem pulsaru je rotační energie neutronové hvězdy. Většina známých neutronových hvězd (asi 2000, od roku 2010) byla objevena jako pulsary, které vyzařují pravidelné rádiové impulsy.

V roce 1968 objevili Richard VE Lovelace a spolupracovníci dobové ms krabího pulsaru pomocí Arecibo Observatory . Po tomto objevu vědci dospěli k závěru, že pulsary byly rotující neutronové hvězdy . Předtím mnoho vědců věřilo, že pulsary pulzují bílými trpaslíky .

V roce 1971 objevili Riccardo Giacconi , Herbert Gursky, Ed Kellogg, R. Levinson, E. Schreier a H. Tananbaum 4,8 sekundové pulzace ve zdroji rentgenového záření v souhvězdí Kentaura , Cen X-3 . Interpretovali to jako důsledek rotující horké neutronové hvězdy. Zdroj energie je gravitační a je výsledkem deště plynu dopadajícího na povrch neutronové hvězdy z doprovodné hvězdy nebo mezihvězdného média .

V roce 1974 získal Antony Hewish Nobelovu cenu za fyziku „za svou rozhodující roli při objevu pulzarů“ bez Jocelyn Bell, která se na objevu podílela.

V roce 1974 objevili Joseph Taylor a Russell Hulse první binární pulsar PSR B1913+16 , který se skládá ze dvou neutronových hvězd (jedna viděná jako pulsar) obíhajících kolem jejich těžiště. Albert Einstein je obecná teorie relativity předpovídá, že masivní objekty v krátkých binárních drahách by měl emitovat gravitační vlny , a tím, že jejich oběžné dráze by se rozpadat s časem. To bylo skutečně pozorováno, přesně jak předpovídá obecná relativita, a v roce 1993 získali Taylor a Hulse za tento objev Nobelovu cenu za fyziku .

V roce 1982, Don Backer a jeho kolegové objevili první pulsarem , PSR B1937 + 21 . Tento objekt se točí 642krát za sekundu, což je hodnota, která kladla zásadní omezení na hmotnost a poloměr neutronových hvězd. Později bylo objeveno mnoho milisekundových pulzarů, ale PSR B1937+21 zůstal nejrychleji se točícím známým pulzarem po dobu 24 let, dokud nebyl objeven PSR J1748-2446ad (který se točí více než 700krát za sekundu).

V roce 2003 Marta Burgayová a její kolegové objevili první systém dvojitých neutronových hvězd, kde jsou obě složky detekovatelné jako pulzary, PSR J0737-3030 . Objev tohoto systému umožňuje celkem 5 různých testů obecné relativity, některé z nich s nebývalou přesností.

V roce 2010, Paul Demorest a jeho kolegové měří hmotnost milisekundy pulsaru PSR J1614-2230 být 1,97 ± 0,04  M pomocí Shapiro zpoždění . To bylo podstatně vyšší než jakákoli dříve naměřená hmotnost neutronové hvězdy (1,67  M , viz PSR J1903+0327 ), a klade silná omezení na vnitřní složení neutronových hvězd.

V roce 2013 John Antoniadis a jeho kolegové změřili hmotnost PSR J0348+0432 na 2,01 ± 0,04  M pomocí spektroskopie bílého trpaslíka . To potvrdilo existenci takto hmotných hvězd pomocí jiné metody. Kromě toho to poprvé umožnilo test obecné relativity s použitím tak hmotné neutronové hvězdy.

V srpnu 2017 provedly LIGO a Panna první detekci gravitačních vln produkovaných srážkou neutronových hvězd.

V říjnu 2018 astronomové oznámili, že GRB 150101B , událost výbuchu gama záření detekovaná v roce 2015, může přímo souviset s historickým GW170817 a být spojena se sloučením dvou neutronových hvězd. Podobnosti mezi oběma událostmi, pokud jde o emise gama záření , optické a rentgenové záření, jakož i o povahu přidružených hostitelských galaxií , jsou „nápadné“, což naznačuje, že obě oddělené události mohou být oba výsledkem fúze neutronových hvězd a obě mohou být kilonova , což může být podle vědců ve vesmíru běžnější, než se dříve chápalo.

V červenci 2019 astronomové oznámili, že byla navržena nová metoda ke stanovení Hubblovy konstanty a vyřešení nesrovnalostí dřívějších metod na základě sloučení párů neutronových hvězd po detekci fúze neutronové hvězdy GW170817 . Jejich měření Hubbleovy konstanty je70,3+5,3
−5,0
(km/s)/Mpc.

Studie doktoranda z University of Southampton, doktora Fabiana Gittinsa, naznačila, že povrchové nerovnosti („hory“) mohou být pouze zlomky milimetru vysoké (asi 0,000003% průměru neutronové hvězdy), stokrát menší, než se dříve předpokládalo, což má za následek výsledek. důsledky pro nedetekování gravitačních vln z rotujících neutronových hvězd.

Tabulka podtypů

Různé typy neutronových hvězd (24. června 2020)
  • Neutronová hvězda
    • Izolovaná neutronová hvězda (INS): není v binárním systému.
      • Rotační pulsar (RPP nebo „radio pulsar“): neutronové hvězdy, které v pravidelných intervalech (kvůli svým silným magnetickým polím) vydávají směrované impulzy záření směrem k nám.
        • Rotující rádiové přechody (RRAT): jsou považovány za pulsary, které vyzařují sporadičtěji a/nebo s vyšší variabilitou puls-puls než většina známých pulzarů.
      • Magnetar : neutronová hvězda s extrémně silným magnetickým polem (1000krát více než běžná neutronová hvězda) a dlouhými periodami otáčení (5 až 12 sekund).
      • Rádio-tiché neutronové hvězdy .
        • X-ray dim izolované izolované neutronové hvězdy.
        • Centrální kompaktní objekty ve zbytcích supernov (CCO v SNR): mladé, radio-tiché nepulsující zdroje rentgenového záření, považovány za izolované neutronové hvězdy obklopené zbytky supernovy.
    • Rentgenové pulsary neboli „pulzary poháněné akrecí“: třída rentgenových binárních souborů .
      • Nízkohmotné rentgenové binární pulsary: ​​třída nízkohmotných rentgenových binárních souborů (LMXB), pulsar s hvězdou hlavní posloupnosti, bílým trpaslíkem nebo červeným obrem.
        • Milisekundový pulsar (MSP) („recyklovaný pulsar“).
          • „Spider Pulsar“, pulsar, kde je jejich společníkem polodegenerovaná hvězda.
            • Pulsar „Black Widow“, pulsar, který spadá pod „Spider Pulsar“, pokud má společník extrémně nízkou hmotnost (méně než 0,1 hmotnosti Slunce).
            • „Redback“ pulsar, jsou -li společník masivnější.
          • Submilisekundový pulsar.
        • X-ray burster : neutronová hvězda s nízkohmotným binárním společníkem, ze kterého se hmota hromadí, což má za následek nepravidelné výbuchy energie z povrchu neutronové hvězdy.
      • Středně hmotné rentgenové binární pulsary: ​​třída středně hmotných rentgenových binárních souborů (IMXB), pulsar se středně hmotnou hvězdou.
      • High-mass X-ray binary pulsars: a class of high-mass X-ray binaries (HMXB), a pulsar with a automated star.
      • Binární pulsary : pulsar s binárním společníkem , často bílým trpaslíkem nebo neutronovou hvězdou.
      • Rentgenové terciární (teoretizováno).
  • Teoretizované kompaktní hvězdy s podobnými vlastnostmi.
    • Protoneutronová hvězda (PNS), teoretizováno.
    • Exotická hvězda
      • Objekt Thorne – Żytkow : v současné době hypotetické sloučení neutronové hvězdy do rudé obří hvězdy.
      • Quark star : v současné době hypotetický typ neutronové hvězdy složené z kvarkové hmoty nebo podivné hmoty . Jak 2018, tam jsou tři kandidáti.
      • Elektroslabá hvězda : v současné době hypotetický typ extrémně těžké neutronové hvězdy, ve které jsou kvarky pomocí elektroslabé síly přeměněny na leptony, ale gravitačnímu kolapsu neutronové hvězdy brání radiační tlak. Od roku 2018 neexistují žádné důkazy o jejich existenci.
      • Preonová hvězda : v současné době hypotetický typ neutronové hvězdy složené z preonové hmoty . Jak 2018, neexistuje žádný důkaz o existenci preons .

Příklady neutronových hvězd

Umělecký dojem z disku kolem neutronové hvězdy RX J0806.4-4123.

Galerie

Video - animace

Viz také

Poznámky

Reference

Zdroje

externí odkazy