La densități suficient de mari, echilibrul stelei începe să fie încălcat de procesul de neutralizare a materiei stelare. După cum se știe bine, pentru b-decăderea nucleului, o parte din energie este purtată de electron și restul este alcătuit din neutri. Această energie totală determină energia superioară a degradării b. În cazul în care energia Fermi depășește o energie superioară b - degradare, ea devine foarte probabilă proces invers b - -decay: miez absoarbe un electron (captura de electroni). Ca rezultat, o secvență de o astfel de concentrare a proceselor de electroni scade într-o stea, în care presiunea scade și gazul de electroni degenerat în echilibru de susținere stea. Acest lucru conduce la o compresie gravitațională suplimentară a stelei, și cu ea o creștere suplimentară a energiei medii și maxime a gazului de electroni degenerată - probabilitatea de captare de electroni de nuclee crește. În final, neutronii se pot acumula atât de mult încât stelele vor consta în principal din neutroni. Asemenea stele se numesc stele neutronice. Steaua neutronică nu poate consta doar din neutroni, deoarece presiunea gazului de electroni este necesară pentru a împiedica transformarea neutronilor în protoni. În steaua neutronică există un amestec mic (aproximativ 1¸2%) de electroni și protoni. Datorită faptului că neutronii nu experimentează repulsia Coulomb, densitatea medie a materiei în interiorul stelei neutronice este foarte ridicată - cam la fel ca în nucleele atomice. La o asemenea densitate, raza unei stele neutronice cu o masă de ordinul soarelui este de aproximativ 10 km. Calculele teoretice pe modele arată că limita superioară a masei unei stele neutronice este determinată de formula estimată Mpr (2-3) MQ.
Calculele arată că în timpul unei explozii de supernove cu M
25MQ rămâne un nucleu dens de neutroni (stea neutronică) cu masă
1.6MQ. În stele cu o masă reziduală M> 1,4MQ. nu a ajuns la stadiul supernovei, presiunea gazului degenerat de electroni nu este, de asemenea, capabilă să echilibreze forțele gravitaționale, iar steaua este comprimată la starea de densitate nucleară. Mecanismul acestei prăbușiri gravitaționale este același ca și în cazul unei explozii supernovate. Presiunea și temperatura din interiorul stelei atinge astfel de valori la care electronii și protonii ca „presat“ unul în celălalt și ca urmare a reacției (p + e - ®n + ne) după ejecție neutrinii neutroni, care ocupă un spațiu de fază mult mai mică decât electroni . Există o așa numită stea neutronică a cărei densitate ajunge la 10 14 - 10 15 g / cm 3. Dimensiunea caracteristică a unei stele neutronice este de 10-15 km. Într-un sens, steaua neutronică este un nucleu gigantic atomic. Comprimarea gravitațională suplimentară este împiedicată de presiunea materiei nucleare, care rezultă din interacțiunea neutronilor. Aceasta este și presiunea degenerării, ca în cazul unui pitic alb, dar este presiunea degenerării unui gaz neutron mult mai dens. Această presiune este capabilă să mențină masele de până la 3.2MQ
Neutrinii, formați în momentul prăbușirii, răcesc destul de repede steaua cu neutroni. Conform estimărilor teoretice, temperatura sa scade de la 10 11 la 109 K per
100 s. Apoi rata de răcire scade oarecum. Cu toate acestea, este destul de mare în scară astronomică. Scăderea temperaturii de la 10 9 la 10 8 K are loc peste 100 de ani și la 10 6 K - peste un milion de ani. Este destul de dificil să se detecteze stelele neutronice prin metode optice din cauza dimensiunilor mici și a temperaturii scăzute.
În 1967, la Universitatea Cambridge, Hewish și Bell au descoperit surse cosmice de radiații electromagnetice periodice - pulsare. Perioadele de repetare a impulsurilor de cele mai multe pulsare se află în intervalul de la 3,3 · 10-2 până la 4,3 s. Conform ideilor moderne, pulsarii sunt stele rotative cu neutroni având o masă de 1-3MQ și un diametru de 10-20 km. Numai obiectele compacte care au proprietățile stelelor neutronice își pot păstra forma fără să se descompună la astfel de viteze de rotație. Conservarea momentului unghiular și a câmpului magnetic în timpul formării unei stele neutronice conduce la producerea de pulsari cu rotație rapidă cu un câmp magnetic puternic
Se crede că steaua neutronică are un câmp magnetic a cărui axă nu coincide cu axa de rotație a stelei. În acest caz, radiația stelei (undele radio și lumina vizibilă) alunecă pe Pământ ca grinzi de baliză. Atunci când o rază traversează Pământul, se înregistrează un impuls. Radiația stelei neutronice rezultă din faptul că particulele încărcate de pe suprafața stelei se deplasează spre exterior de-a lungul liniilor de forță ale câmpului magnetic, care emit unde electromagnetice. Acest model al mecanismului de emisie radio al unui pulsar, propus inițial de aur, este prezentat în Fig. 9.6.
În cazul în care fasciculul de radiație lovește observatorul de pe pământ, telescopul de radio captează impulsuri scurte de radio, cu o perioadă egală cu perioada de rotație a stelei neutronice. Forma pulsului poate fi foarte complicată, datorată geometriei magnetosferei neutronice și este caracteristică fiecărui pulsar. Perioadele de rotație pulsar sunt strict constante, iar precizia măsurării acestor perioade atinge un număr de 14 cifre.
În prezent, pulsarii se găsesc în sistemele duble. Dacă pulsarul se rotește pe orbită în jurul celei de-a doua componente, atunci trebuie observate variațiile perioadei pulsare datorită efectului Doppler. Când pulsar este aproape de observator, perioada înregistrată de impulsuri radio de efectul Doppler este redus, iar când pulsarul se deplasează departe de noi, viața lui este crescut. Pe baza acestui fenomen, au fost descoperite pulsarii, care fac parte din stele binare. Pentru prima dată a fost detectat pulsar PSR 1913 + 16, care face parte din sistemul binar, perioada orbitală de revoluție a fost de 7 ore și 45 de minute. Perioada proprie de revoluție a pulsar PSR 1913 + 16 este de 59 ms.
Radiația pulsar ar trebui să conducă la o scădere a vitezei de rotație a stelei neutronice. Acest efect a fost de asemenea detectat. Steaua neutronică, care face parte din sistemul binar, poate fi, de asemenea, o sursă de radiații cu raze X intense. Structura unei stele neutronice cu o masă de 1,4MQ și o rază de 16 km este prezentată în Fig. 9.7.
I este un strat exterior subțire de atomi împachetați dens. În regiunile II și III, nucleele sunt situate sub formă de zăbrele cubice centrate pe corp. Regiunea IV constă în principal din neutroni. În regiunea V, o substanță poate consta din pioni și hiperoni, formând miezul hadron al unei stele neutronice. Unele detalii despre structura stelei neutronice sunt rafinate.
Articole similare
Trimiteți-le prietenilor: