Нейтронная звезда

Звёздная ночь

Представление о звёздах в древности

В древности звёзды считались загадочными объектами, они наблюдались и изучались для предсказания событий и навигации.

Изучение видимых параметров звёзд

Солнце, ближайшая к Земле звезда, играет ключевую роль в исследовании других звёзд и их эволюции.

Изучение физической природы звёзд

Звёзды имеют различные стадии развития, от начальной до конечных, исследование их внутреннего строения помогает понять их природу.

Начальная стадия эволюции звёзд

Протозвёзды разной массы имеют свои эволюционные треки, которые помогают узнать, как звезды развиваются.

Эволюция звёзд после главной последовательности

Звёзды различной массы проходят через разные стадии эволюции после главной последовательности, изменяя свои характеристики.

Конечные стадии эволюции звёзд

Нейтронные звёзды имеют сложное внутреннее строение и могут быть разделены на пять слоёв, каждый из которых играет свою роль.

Список литературы

1. ASTROPHYSICS: ON OBSERVED PULSARS. scienceweek.com.
2. Norman K. Glendenning; R. Kippenhahn; I. Appenzeller; G. Borner; M. Harwit. Compact Stars. 2000.
3. Hessels, Jason W. T; Ransom, Scott M; Stairs, Ingrid H; Freire, Paulo C. C; Kaspi, Victoria M; Camilo, Fernando. Neutron Stars for Undergraduates. American Journal of Physics. 2003.
4. Кононович Э. В., Мороз В. И. Общий курс астрономии. 2004.
5. Сурдин В. Г. Астрономия: век XXI. 2015.
6. Шкловский И. С. Звезды: их рождение, жизнь и смерть. 1984.
7. Шкловский И. С. Вселенная, жизнь, разум. 1987.
8. Karttunen H., Kroger P., Oja H., Poutanen M., Donner K. J. Fundamental Astronomy. 2007.

В магнитосфере нейтронных звёзд происходят процессы, ответственные за радиоизлучение пульсаров, и магнитное поле нейтронных звёзд играет важную роль в их дальнейшей эволюции, что делает их объектом интереса для астрофизиков.

Нейтронные звезды и их особенности

При напряжённости магнитного поля выше критического значения 4,414⋅10^13 Гс, при котором энергия взаимодействия магнитного момента электрона с магнитным полем превышает его энергию покоя mec², становятся существенны специфические релятивистские эффекты, поляризация физического вакуума и т. д.

Нейтро́нная звезда́

Нейтронная звезда — космическое тело, являющееся одним из возможных результатов эволюции звёзд, состоящее, в основном, из нейтронной сердцевины, покрытой сравнительно тонкой (около 1 км) корой вещества в виде тяжёлых атомных ядер и электронов.

Строение нейтронной звезды

Массы нейтронных звёзд сравнимы с массой Солнца, но типичный радиус нейтронной звезды составляет лишь 10—20 километров. Поэтому средняя плотность вещества такого объекта в несколько раз превышает плотность атомного ядра (которая для тяжёлых ядер составляет в среднем 2,8⋅10^17 кг/м³). Дальнейшему гравитационному сжатию нейтронной звезды препятствует давление ядерного вещества, возникающее за счёт взаимодействия нейтронов.

Интересные факты о нейтронных звездах

Всего же в нашей Галактике, по оценкам, могут находиться 10^8—10^9 нейтронных звёзд, приблизительно одна нейтронная звезда на тысячу обычных звёзд.

Литература по теме

1. Шапиро С. Л., Тьюколски С. А. Чёрные дыры, белые карлики и нейтронные звёзды / Пер. с англ. под ред. Я. А. Смородинского. — М.: Мир, 1985. — Т. 1—2. — 656 с.

2. Попов С. Б., Прохоров М. Е. Астрофизика одиночных нейтронных звёзд: радиотихие нейтронные звёзды и магнитары. — ГАИШ МГУ, 2002.

3. Haensel P., Potekhin A. Y., Yakovlev D. G. Neutron Stars. — N. Y.: Springer, 2007. — Т. 1. — 619 с. — ISBN 978-0-387-33543-8.

4. Яковлев Д. Г., Левенфиш К. П., Шибанов Ю. А. Остывание нейтронных звёзд и сверхтекучесть в их ядрах // Успехи физических наук. — Российская академия наук, 1999. — , . — . — doi:10.3367/UFNr.0169.199908a.0825.

5. Потехин А. Ю. Физика нейтронных звёзд // Успехи физических наук. — Российская академия наук, 2010. — . — .

Дополнительные материалы

Кривая блеска δ Цефея:

Анимация затменной двойной звезды и её кривой блеска

• Пульсирующие переменные — звёзды, переменность которых периодична и вызвана изменениями радиуса и температуры. Примером звёзд такого типа могут служить цефеиды[65];

• Эруптивные переменные — звёзды, переменность которых вызвана активностью в хромосфере или короне, а также звёздным ветром или выбросами вещества. Пример звёзд этого типа — звёзды типа T Тельца[66];

Выведенные данные образуют крупные блоки информации с добавленными подзаголовками, улучшая организацию текста для лучшего восприятия читателем.

Типы Переменных Звезд

Катаклизмические переменные

Звёзды, изменения блеска которых резки, внезапны и сопровождаются взрывными процессами. К этому типу принадлежат новые и сверхновые звёзды.

Затменные переменные

Двойные звёзды, в которых происходят периодические покрытия звёздами друг друга, в результате чего видимый блеск системы периодически понижается. Примером могут быть затменные переменные типа Алголя.

Вращающиеся переменные

Звёзды, переменность которых проявляется при их вращении вокруг своей оси, на что могут влиять эллипсоидальная форма, сильное магнитное поле или звёздные пятна. Пример — переменные типа BY Дракона.

Нейтронные Звёзды

Гравитационное отклонение света в поле гравитации нейтронной звезды. Из-за гравитационного отклонения света видно более половины поверхности.

Нейтронные звёзды — один из немногих классов космических объектов, которые были теоретически предсказаны до открытия наблюдателями.

История Открытия

В декабре 1933 года на съезде Американского физического общества астрономы Вальтер Бааде и Фриц Цвикки сделали первое строгое предсказание существования нейтронных звёзд. В частности, они обоснованно предположили, что нейтронная звезда может образоваться в результате взрыва сверхновой.

Открытия и Исследования

Интерес к нейтронным звёздам усилился в 1960-х годах, когда начала развиваться рентгеновская астрономия, так как теория предсказывала, что максимум их теплового излучения приходится на область мягкого рентгена. Однако неожиданно они были открыты в радионаблюдениях.

Фотосфера и Хромосфера Солнца

Фотосфера солнца излучает свет и тепло, представлена как яркое пятно с различными оттенками на фотографиях. Хромосфера имеет свою структуру и динамику, изучение которой помогает понять процессы на Солнце.

Великолепие солнечной поверхности

Солнце, наше ближайшее звездное соседство, вызывает много внимания и изучения. Его фотосфера – это верхний слой солнечной атмосферы, который непосредственно видимый нам, обладает уникальным строением и многообразием поверхностных явлений.

Вид фотосферы солнца

Фотосфера солнца представляет собой слой насыщенный газами, преимущественно водородом, который обладает специфическим строением и разнообразными поверхностными формами.

Грануляция в фотосфере солнца

Одним из замечательных явлений на поверхности солнца является грануляция – это ярко выраженные яркие образования на фотосфере, которые представляют собой области с повышенной температурой и яркостью.

Флоккулы, факелы и протуберанцы

Разнообразные образования на солнечной поверхности, такие как флоккулы, факелы и протуберанцы, представляют интерес для ученых и исследователей солнечной атмосферы.

Наблюдения без пятен

Иногда на фотосфере солнца можно увидеть поверхность без пятен, что представляет своеобразную красоту и уникальность данного астрономического объекта.

Заключение

Солнечная поверхность – это удивительное чудо природы, которое стоит нашего восхищения и изучения. Ее строение, разнообразные образования и явления делают солнце одним из самых интересных объектов для наблюдения и изучения в нашем небесном пространстве.

Что такое Фотосфера солнца в астрономии

Строение солнечной атмосферы протуберанец

Строение солнца Фотосфера хромосфера корона

Строение атмосферы солнца таблица Фотосфера хромосфера

Что такое Фотосфера солнца в астрономии

Темные пятна на солнце

Фотосфера и хромосфера солнца

Гранулы и пятно в фотосфере солнца

Структура поверхности солнца

Фотосфера солнца солнечные пятна

Характеристики фотосферы солнца

Солнечная система Фотосфера

Хромосфера это в астрономии

Солнечные пятна Фотосфера

Фотосфера и хромосфера солнца

Солнечные пятна Галилео Галилей

Строение солнца корона

Атмосфера солнца Фотосфера хромосфера

Фотосфера и хромосфера солнца

Филамент на солнце

Хромосфера и корона солнца

Горячее солнце на космосе

Фотосфера и хромосфера солнца

Спикулы в хромосфере

Солнечная атмосфера Фотосфера солнечные пятна

Фотосфера хромосфера и корона солнца

Фотосфера хромосфера и корона солнца таблица

Строение солнечной атмосферы Фотосфера

Солнце под телескопом

Процессы в хромосфере солнца

Внутреннее строение солнца Фотосфера

Йеркская система классификации

Диаграмма Герцшпрунга — Рассела

Характеристики спектров звёзд каждого класса[16][40][46]

| Класс | Температура (K)[48][49][50] | Цвет | Особенности спектра |

| —– | ——————————— | ————- | —————————————————————————————————————————————- |

| O | > 30 000 | Голубой | Присутствуют линии многократно ионизованных атомов, к примеру, He II[51], C III, N III, O III, Si V. Есть линии He I, линии H I слабы. |

| B | 10 000—30 000 | Бело-голубой | Интенсивность линий He I максимальна, появляются линии Ca II, видны линии O II, Si II, Mg II. Линии He II отсутствуют. |

| A | 7400—10 000 | Белый | Интенсивность линий H I максимальна, линии Ca II усиливаются, появляются линии нейтральных металлов. Линии He I пропадают. |

| F | 6000—7400 | Жёлто-белый | Линии Ca II и других металлов, к примеру, Fe I, Fe II, Cr II, Ti II, усиливаются, линии H I слабеют. |

| G | 5000—6000 | Жёлтый | Максимальная интенсивность линий Ca II, линии H I слабеют. |

| K | 3800—5000 | Оранжевый | В основном наблюдаются линии металлов, в частности Ca I. Появляются полосы поглощения TiO, линии H I незначительны. |

| M | 2500—3800 | Красный | Присутствует множество линий металлов и молекулярных соединений, в особенности TiO. |

| C | 2500—3800 | Красный | Спектры похожи на таковые у звёзд классов K и M, однако вместо полос TiO наблюдаются сильные полосы поглощения соединениями углерода. |

| S | 2500—3800 | Красный | Спектры похожи на спектры звёзд класса M, но вместо полос TiO присутствуют полосы ZrO и другие молекулярные полосы поглощения. |

| L | 1300—2500 | Тёмно-красный | Выражены линии щелочных металлов, особенно Na I и K I, полосы TiO пропадают. |

| T | 600—1300 | Тёмно-красный | Присутствуют полосы CH4 и H2O. |

| Y | < 600 | Тёмно-красный | Появляются линии NH3. |

• I — сверхгиганты;

  • Ia — яркие сверхгиганты;

  • Iab — сверхгиганты;

  • Ib — сверхгиганты низкой светимости;

• II — яркие гиганты;

• III — гиганты;

• IV — субгиганты;

• V — звёзды главной последовательности, иногда «карлики»;

• VI — субкарлики;

• VII — белые карлики.

Двойные и кратные звёзды

Траектория Сириуса A — видимого компонента астрометрической двойной звезды на небесной сфере

• визуально-двойные звёзды — пары звёзд, компоненты которых можно различить непосредственно при наблюдениях;

• спектрально-двойные звёзды — пары звёзд, двойственность которых обнаруживается при исследованиях спектра: их движение по орбите вызывает эффект Доплера, который меняет положение спектральных линий одного или обоих компонентов;

• затменно-двойные звёзды — пары звёзд, компоненты которых периодически затмевают друг друга частично или полностью, из-за чего меняется видимая звёздная величина и наблюдается переменность. Иногда используется более широкое понятие «фотометрические двойные», которое также включает в себя случаи, когда покрытий не происходит, но одна или обе звезды под действием приливных сил друг друга вытягиваются и при вращении поворачиваются разными сторонами, в результате чего также наблюдается переменность;

• астрометрические двойные звёзды — пары звёзд, в которых наблюдается только один, более яркий объект, при этом его траектория движения не прямолинейна, что указывает на наличие тусклого массивного спутника, к примеру, белого карлика.

Шаровое звёздное скопление Омега Центавра

Рассеянное звёздное скопление NGC 265

Галактика Андромеды

• эллиптические галактики — галактики без выраженной внутренней структуры, имеющие форму шара или эллипсоида. Они практически не содержат газа и пыли и состоят в основном из старых звёзд. Плоская составляющая в них отсутствует;

• линзовидные галактики внешне похожи на эллиптические, но, хотя сферическая составляющая в них является основной, они также имеют звёздный диск;

• спиральные галактики имеют как сферическую, так и плоскую составляющие, при этом последняя выражена сильнее, чем в линзовидных, а в дисках спиральных галактик обнаруживается спиральная структура;

• неправильные галактики — галактики асимметричной формы, содержащие много газа и пыли. Сферическая составляющая в таких галактиках практически отсутствует, большинство звёзд — молодые и образуют плоскую подсистему.

Упрощённая схема образования нейтронных звёзд

Любая звезда главной последовательности с начальной массой, более чем в 8 раз превышающей массу Солнца (⊙), может в процессе эволюции превратиться в нейтронную звезду. По мере эволюции звезды в её недрах выгорает весь водород, и звезда сходит с главной последовательности. Некоторое время энерговыделение в звезде обеспечивается синтезом более тяжёлых ядер из ядер гелия, но этот синтез заканчивается после того, как все более лёгкие ядра превратятся в ядра с атомным номером, близким к атомному номеру железа — элементам с наибольшей энергией связи ядер.

Когда все ядерное топливо в активной зоне израсходовано, активная зона поддерживается от гравитационного сжатия только давлением вырожденного электронного газа.

При дальнейшем сжатии внешних слоёв звезды, где ещё продолжаются термоядерные реакции синтеза, по мере выгорания лёгких ядер сжатие ядра звезды увеличивается, и масса ядра звезды начинает превышать предел Чандрасекара. Давление вырожденного электронного газа становится недостаточным для поддержания гидростатического равновесия, и ядро начинает быстро уплотняться, в результате чего его температура поднимается выше . При таких температурах происходит фотодиссоциация ядер железа на альфа-частицы под действием жёсткого гамма-излучения. При последующем увеличении температуры происходит слияние электронов и протонов в нейтроны в процессе электронного захвата. В соответствии с законом сохранения лептонного заряда при этом образуется мощный поток электронных нейтрино.

Когда плотность звезды достигает ядерной плотности , давление вырожденного нейтронного идеального газа Ферми — Дирака останавливает сжатие. Падение внешней оболочки звезды на нейтронное ядро останавливается, и она отбрасывается от ядра звезды потоком нейтрино, так как при очень высоких температурах в схлопывающейся оболочке вещество оболочки становится непрозрачным для нейтрино, при этом звезда превращается в сверхновую. После рассеивания внешней оболочки от звезды остаётся звёздный остаток — нейтронная звезда.

По мере того, как ядро массивной звезды сжимается во время взрыва сверхновой II типа, сверхновой Ib типа или Ic типа и коллапсирует в нейтронную звезду, она сохраняет бо́льшую часть своего исходного углового момента. Но поскольку радиус остатка звезды во много раз меньше радиуса родительской звезды, момент инерции остатка резко уменьшается, и в соответствии с законом сохранения момента импульса нейтронная звезда приобретает очень высокую угловую скорость вращения, которая постепенно уменьшается в течение очень длительного времени. Известны нейтронные звезды с периодами вращения от 1,4 мс до 30 мс.

Остывание нейтронных звёзд

Звёздные каталоги и номенклатура

• Каталог Hipparcos, составленный по результатам работы одноимённого космического телескопа в 1989—1993 годах в оптическом диапазоне. Он содержит такую информацию о 118 218 звёздах, как годичные параллаксы с точностью до 0,001′′, собственные движения с точностью 0,001′′/год и звёздные величины, кроме того, этот каталог обеспечивает стандартную систему координат ICRS;

• Каталог Tycho-2 также был составлен на основе работы Hipparcos. Он обладает меньшей точностью, зато содержит сведения о более чем 2 миллионах звёзд;

• 2MASS (The Two Micron All Sky Survey) — каталог, содержащий координаты и звёздные величины в ближней инфракрасной области для 0,5 миллиарда звёзд, составленный Калифорнийским технологическим институтом.

• Каталог Gaia составлен по результатам работы космического телескопа с таким же названием. Каталог содержит, в частности, координаты и звёздные величины для более чем 1,8 миллиарда звёзд, а также параллакс и собственное движение для более чем 1,4 миллиарда. Телескоп продолжает работу, поэтому ожидается дополнение и уточнение каталога[114][115].

• компоненты двойных и кратных звёзд, если у них нет раздельных обозначений, получают заглавные латинские буквы в конце названия. Например, белый карлик в системе Сириуса имеет обозначения Сириус B, α Большого Пса B, HD 48915 B;

• переменные звёзды имеют более сложную систему обозначений, сложившуюся исторически. Если они не имеют обозначения по Байеру, то получают название в виде заглавной латинской буквы и созвездия, в котором они расположены, в порядке открытия, начиная с R (в некоторых случаях с Q). После буквы Z следуют двухбуквенные обозначения: начиная с RR до RZ, затем от SS до SZ и так далее, до ZZ. Дальше идут обозначения от AA до AZ, от BB до BZ и так далее до QQ до QZ, причём буква J не используется. Такой способ позволяет обозначить 334 звезды в каждом созвездии, после чего их обозначают V335, V336 и так далее. Среди таких названий — R Андромеды, RR Лиры и V1500 Лебедя;

• новые и сверхновые, хотя и относятся к переменным, имеют другую систему обозначений. Новые звёзды получают название по созвездию, в котором они были замечены и по году, например, новая Лебедя 1975 года, и одновременно название по системе переменных звёзд (эта же новая имеет обозначение V1500 Лебедя). Сверхновые звёзды обозначаются по году их открытия и по очерёдности их открытия: первые 26 обозначаются заглавными латинскими буквами от A до Z, затем строчными от aa до az, от ba до bz и так далее. Пример такого обозначения — SN1997bs[118].

Классификация нейтронных звёзд

Сильные магнитные поля и малый период вращения. В простейшей модели магнитосферы, магнитное поле вращается твердотельно, то есть с той же угловой скоростью, что и тело нейтронной звезды. На определённом радиусе линейная скорость вращения поля приближается к скорости света. Этот радиус называется «радиусом светового цилиндра». За этим радиусом обычное дипольное магнитное поле существовать не может, поэтому линии напряжённости поля в этом месте обрываются. Заряженные частицы, двигающиеся вдоль силовых линий магнитного поля, через такие обрывы могут покидать нейтронную звезду и улетать в межзвёздное пространство. Нейтронная звезда данного типа «эжектирует» (от англ. — извергать, выталкивать) релятивистские заряженные частицы, которые излучают в радиодиапазоне. Эжекторы наблюдаются как радиопульсары.

Скорость вращения уже недостаточна для эжекции частиц, поэтому такая звезда не может быть радиопульсаром. Однако скорость вращения всё ещё велика, и захваченное магнитным полем окружающее нейтронную звезду вещество не может упасть на поверхность, то есть аккреция вещества не происходит. Нейтронные звёзды данного типа практически не наблюдаемы и изучены плохо.

Аккретор (рентгеновский пульсар)

Скорость вращения снижается настолько, что веществу теперь ничего не препятствует падать на такую нейтронную звезду. Падая, вещество, уже будучи в состоянии плазмы, движется по линиям магнитного поля и ударяется о поверхность тела нейтронной звезды в районе её полюсов, разогреваясь при этом до десятков миллионов градусов. Вещество, нагретое до столь высоких температур, ярко светится в мягком рентгеновском диапазоне. Размер области, в которой происходит столкновение падающего вещества с поверхностью тела нейтронной звезды, очень мал — всего около 100 метров. Это горячее пятно из-за вращения звезды периодически затмевается телом звезды, поэтому наблюдаются регулярные пульсации рентген-излучения. Такие объекты и называются рентгеновскими пульсарами.

Скорость вращения таких нейтронных звёзд мала и не препятствует аккреции. Но размеры магнитосферы таковы, что плазма останавливается магнитным полем раньше, чем она будет захвачена гравитацией. Подобный механизм работает в магнитосфере Земли, из-за чего данный тип нейтронных звёзд и получил своё название.

Определение и характеристики

Спектр звезды спектрального класса A0V. Пунктирными линиями обозначены спектры абсолютно чёрных тел с температурами 9500 и 15000 K

Внутреннее строение звёзд главной последовательности различных масс

Солнечная корона во время затмения 1999 года

• Фотосфера — самая нижняя, непрозрачная часть атмосферы. В ней формируется непрерывный спектр излучения, а сама она при наблюдениях в оптическом диапазоне выглядит как поверхность звезды. С ней же связано явление потемнения к краю, из-за которого края звезды оказываются тусклее центральных областей: например, у Солнца в видимом диапазоне края тусклее центра на 40 %[34]. Температура фотосферы Солнца составляет 6500 K, а плотность — 5⋅10−4 кг/м3[33][35].

• Обращающий слой находится над фотосферой и по сравнению с ней имеет более низкую температуру и плотность. В нём образуются линии поглощения в спектре. У Солнца температура этого слоя составляет около 4500 K, а плотность — 10−7 кг/м3[33].

• Хромосфера — слой звёздной атмосферы с более высокой температурой, чем у фотосферы, который создаёт эмиссионные линии в спектре. Температура хромосферы Солнца составляет 10 000 K, но её яркость в 100 раз меньше, чем у фотосферы. Этот слой отсутствует у горячих звёзд[33][36].

• Корона — внешний слой звёздной атмосферы с очень высокой температурой, но очень низкой плотностью и яркостью. В этой области происходит излучение преимущественно в рентгеновском диапазоне, и мощность в этом слое не превышает 10−3 общей светимости звезды; для Солнца она составляет 10−6 ⊙. Из-за низкой светимости в оптическом диапазоне корона наблюдалась только у Солнца и только во время полных солнечных затмений. Температура солнечной короны составляет 1,5 млн кельвинов, но у некоторых звёзд может достигать 10 млн K[33][37].