Презентацию подготовила ученица 11-Б Мирошникова Юлия

Нейтро́нная звезда́ астрономический объект, являющийся одним из конечных продуктов эволюции звёзд, состоящий из нейтронной сердцевины и сравнительно тонкой ( 1 км) коры вырожденного вещества, содержащей тяжёлые атомные ядра. Массы нейтронных звёзд сравнимы с массой Солнца, но радиусы составляют лишь несколько десятков километров. Поэтому средняя плотность вещества такой звезды в несколько раз превышает плотность атомного ядра (которая для тяжёлых ядер составляет в среднем 2,8·10 17 кг/м³). Считается, что нейтронные звезды рождаются во время вспышек сверхновых.

История открытия Нейтронные звёзды одни из немногих астрономических объектов, которые были теоретически предсказаны до открытия наблюдателями. В 1933 году астрономы Вальтер Бааде и Фриц Цвикки предположили, что нейтронные звёзды могут образовываться в результате взрыва сверхновой. Теоретические расчеты того времени показали, что излучение нейтронных звёзд слишком слабо, и их невозможно обнаружить. О нейтронных звёздах на время забыли. В 1967 году Джоселин Белл открыла объекты, излучающие регулярные импульсы радиоволн. Этот феномен был объяснён как узко направленный радиолуч от быстро вращающегося объекта своеобразный «космический маяк». Но обычные звёзды разрушились бы от столь высокой скорости вращения. На роль таких маяков могли подходить только нейтронные звезды. Пульсар PSR B считается первой открытой нейтронной звездой.

Радиус 10 км Масса 1-2 солнечной Плотность порядка ядерной Сильные магнитные поля Радиус 10 км Масса 1-2 солнечной Плотность порядка ядерной Сильные магнитные поля

Самая тяжёлая нейтронная звезда 30 октября 2010 Используя крупнейший в мире параболический поворотный радиотелескоп Грин-Бэнк, астрономы открыли самую массивную из известных нейтронную звезду. Её масса почти в два раза выше, чем масса Солнца, что позволяет отвергнуть сразу несколько теоретических моделей строения нейтронных звёзд.

Нейтронные звёзды являются «трупами» взорвавшихся сверхновых. Их размеры не превышают размеры небольшого города, а масса обычно порядка массы Солнца. Таким образом протоны и электроны в нейтронных звёздах настолько близко сжаты друг к другу, что образуют нейтроны. Плотность нейтронных звёзд может в несколько раз превышать плотность вещества в атомных ядрах. Все эти особенности делают нейтронные звёзды уникальным объектом для изучения вещества в сверхплотных состояниях.

Ранее считалось, что масса нейтронной звезды не может превышать двух солнечных масс, иначе звезда схлопнулась бы в чёрную дыру, поэтому полученные данные ставят ряд теоретических моделей под вопрос. В частности, высказывались предположения, что помимо нейтронов в состав ядер нейтронных звёзд входят так называемые «свободные»кварки, а также K- мезоны и гипероны. Существование звёзд с массой более двух солнечных масс отвергают эти предположения.

Для того, чтобы измерить массу нейтронной звезды учёные использовали то обстоятельство, что данная звезда является двойной и имеет напарника в виде белого карлика. Удачным оказалось и то, что орбита вращения звёзд вокруг друг друга повёрнута к Земле практически ребром. Исследовавшаяся нейтронная звезда является также и быстровращающимся пульсаром, испускающим узконаправленные радиосигналы. На Земле эти сигналы регистрируются 317 раз за секунду, в то время как частота вращения звёзд по орбите составляет один оборот в 9 дней.

Когда в процессе движения белый карлик закрывает собой нейтронную звезду от Земли, радиосигнал проходит в непосредственной близости от поверхности карлика. Из общей теории относительности известно, что сильное гравитационное поле замедляет поток времени и поэтому в эти моменты лучи тратят на дорогу чуть больше времени, чем в остальное время. Этот эффект известен как эффект Шапиро. Измерив задержку, можно определить массу белого карлика, а зная её и параметры орбиты, можно найти и массу нейтронной звезды. В наблюдениях масса нейтронной звезды оказалось равной 1,97 масс Солнца.

Полученные результаты могут быть уложены в рамки ещё нескольких гипотез о строении нейтронных звёзд, однако заметно сужают границы возможных значений параметров в этих теориях, в частности, уменьшается теоретически возможная максимальная плотность холодной материи. Факт существования массивных нейтронных звёзд имеет значение и для других астрофизических проблем. Так, например, один из типов гамма-всплесков (так называемые, всплески «короткой длительности») чаще всего объясняется столкновением двух нейтронных звёзд. И новые результаты увеличивают вероятность того, что это объяснение является верным. Считается также, что столкновение нейтронных звёзд может быть источником гравитационных волн, которые пытаются зарегистрировать сразу в нескольких лабораториях.

Классификация нейтронных звёзд Существует два параметра, характеризующих взаимодействие нейтронных звёзд с окружающим веществом и как следствие их наблюдательные проявления: период вращения и величина магнитного поля. Со временем звезда расходует свою вращательную энергию, и её период вращения увеличивается. Магнитное поле тоже ослабевает. По этой причине нейтронная звезда за время своей жизни может менять свой тип.

Эжектор (радиопульсар) Сильные магнитные поля и малый период вращения. Магнитное поле вращается твердотельно, то есть с той же угловой скоростью, что и сама нейтронная звезда. На определённом радиусе линейная скорость вращения поля приближается к скорости света. Заряженные частицы, двигающиеся вдоль линий магнитного поля, через обрывы могут покидать нейтронную звезду и улетать в бесконечность. Для наблюдателя эжекторы выглядят как радиопульсары.

Пропеллер Для извержения частиц скорость вращения является уже недостаточной, следовательно, звезда этого типа уже не может являться радиопульсаром. Но она еще большая, поэтом материя окружающая нейтронную звезду и захваченная ее магнитным полем не может упасть Поскольку нейтронные звезды этого типа не имеют наблюдательных проявлений, то изучены они не очень хорошо.

Аккретор (рентгеновский пульсар) Скорость вращения снижается до такой степени, что веществу теперь ничего не мешает падать на такую нейтронную звезду. Плазма, падая, движется по линиям магнитного поля и ударяется о твёрдую поверхность в районе полюсов нейтронной звезды, разогреваясь до десятков миллионов градусов. Вещество, нагретое до столь высоких температур, светится в рентгеновском диапазоне. Область, в которой происходит столкновение падающего вещества с поверхностью звезды, очень мала всего около 100 метров. Это горячее пятно из-за вращения звезды периодически пропадает из вида, что наблюдатель воспринимает как пульсации. Такие объекты называются рентгеновскими пульсарами.

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

«Великолепная семёрка» группа из семи близких одиночных нейтронных звёзд, удалённых на расстоянии от 200 до 500 пк от Земли.