Интересный факт

Элементы с атомным номером больше 26 образуются именно при вспышках сверхновых, что объясняет их малое содержание во Вселенной.

Существует несколько типов вспышек сверхновых. Сверхновые типа 1а возникают в тесных двойных системах, когда вещество одной звезды аккрецирует (падает по спирали) на компактный остаток другой звезды (белый карлик). Вспышка происходит в момент, когда достигается предел Чандрасекара: масса белого карлика не может превышать этого значения.

Ознакомьтесь с биографией американского астрофизика Субраманьяна Чандрасекара (1910—1995). Откуда он родом? Подготовьте небольшой доклад об истории открытия явления, которое сегодня мы зовем пределом Чандрасекара. Чему равен этот предел?

Последующему сжатию нейтронной звезды препятствует давление ядерной материи, которое появляется при взаимодействии нейтронов. В структуре нейтронной звезды можно выделить следующие слои (рис. 8. 8):

• • атмосферу (очень тонкий слой плазмы — от десятков сантиметров до миллиметров в зависимости от температуры звезды. В атмосфере формируется тепловое излучение нейтронной звезды);

• • кору:

◦ — внешнюю (состоит из ионов и электронов, ее толщина достигает нескольких сотен метров. Тонкий (не более нескольких метров) приповерхностный слой горячей нейтронной звезды содержит невырожденный электронный газ, более глубокие слои — вырожденный электронный газ, с увеличением глубины он становится релятивистским и ультрарелятивистским),

◦ — внутреннюю (состоит из электронов, свободных нейтронов и нейтронно-избыточных атомных ядер. С ростом глубины доля свободных нейтронов увеличивается, а атомных ядер — уменьшается. Толщина внутренней коры может достигать нескольких километров);

• • ядро:

• — внешнее (состоит из нейтронов с небольшой примесью (несколько процентов) протонов и электронов. В маломассивных нейтронных звездах внешнее ядро может простираться до центра звезды),

— внутреннее (в массивных нейтронных звездах есть и внутреннее ядро.

Его радиус может достигать нескольких километров, плотность в 10—15 раз превышает плотность атомных ядер. Состав и уравнение состояния внутреннего ядра достоверно неизвестны: существует несколько гипотез, но в настоящее время невозможно подтвердить или опровергнуть какую-либо из них).

В отличие от большинства других астрономических явлений, существование нейтронных звезд было предсказано в 1930-е гг. (Л. Д. Ландау, В. Бааде и Ф. Цвикки). Впервые нейтронная звезда была открыта случайно в 1967 г. (радиопульсар, Джоселин Белл).

Существует множество разновидностей нейтронных звезд:

• • радиопульсары (рис. 8. 9, а);

• • компактные рентгеновские источники в остатках сверхновых;

• • аномальные рентгеновские пульсары;

• • магнитары (рис. 8. 9, б);

• • источники мягких повторяющихся гамма-всплесков;

• • «великолепная семерка»;

• • транзиентные радиоисточники и др.

Нейтронные звезды особенно интересны тем, что физические процессы, протекающие в условиях экстремально высокой плотности вещества, невозможно воспроизвести в земных условиях[1].

⇐ Предыдущая 1 234 Следующая ⇒