Desde el nacimiento del universo, han pasado más de diez mil millones de años, durante los cuales se produce la evolución estelar, se producen cambios en la composición del espacio exterior. Algunos objetos espaciales desaparecen, y otros aparecen en su lugar. Este proceso ocurre todo el tiempo; sin embargo, debido a los enormes intervalos de tiempo, podemos ver solo un fotograma de la multisesión fascinante y colosal.
Vemos el Universo en toda su gloria, observando la vida de las estrellas, las etapas de la evolución y el momento de la agonía de la muerte. La muerte de una estrella es siempre un acontecimiento grandioso y vívido. Cuanto más grande y más masiva sea la estrella, mayor será el cataclismo.
La estrella de neutrones es un ejemplo vívido de tal evolución, un monumento viviente del antiguo poder de la estrella. Esta es toda la paradoja. En lugar de una estrella masiva, cuyas dimensiones y masa son decenas y cientos de veces más altas que las de nuestro Sol, emerge un pequeño cuerpo celeste con un diámetro de unas pocas decenas de kilómetros. Tal transformación no ocurre en un momento. La formación de estrellas de neutrones es el resultado de un largo camino evolutivo de desarrollo de un monstruo cósmico extendido en el espacio y en el tiempo.
Física de la estrella de neutrones.
Tales objetos son pocos en el Universo, como puede parecer a primera vista. Como regla general, una estrella de neutrones puede ser una por cada mil estrellas. El secreto de un número tan pequeño reside en la singularidad de los procesos evolutivos que preceden al nacimiento de las estrellas de neutrones. Todas las estrellas viven sus vidas de manera diferente. El final del drama estrella también se ve diferente. La escala de la acción está determinada por la masa de la estrella. Cuanto mayor es la masa del cuerpo cósmico, más masiva es la estrella, mayor es la probabilidad de que su muerte sea rápida y brillante.
Las fuerzas gravitacionales en constante aumento conducen a la transformación de la materia estelar en energía térmica. Este proceso se acompaña involuntariamente de un lanzamiento colosal: la explosión de Supernova. El resultado de tal cataclismo es un nuevo objeto espacial: una estrella de neutrones.
En pocas palabras, la materia estelar deja de ser un combustible, las reacciones termonucleares pierden su intensidad y no son capaces de mantener las temperaturas necesarias en las profundidades de un cuerpo masivo. El colapso se convierte en la salida del estado creado: el colapso del gas estelar en la parte central de la estrella.
Todo esto conduce a una liberación instantánea de energía, dispersando las capas externas de materia estelar en todas las direcciones. En lugar de una estrella, aparece una nebulosa en expansión. Tal transformación puede ocurrir con cualquier estrella, pero los resultados del colapso pueden ser diferentes.
Si la masa de un objeto espacial es pequeña, por ejemplo, estamos tratando con una enana amarilla como el Sol, una enana blanca permanece en lugar del flash. En el caso de que la masa del monstruo cósmico supere la masa solar docenas de veces, como resultado del colapso, observamos una explosión de supernova. En lugar de la majestad estelar anterior se forma una estrella de neutrones. Las estrellas supermasivas, cuya masa es cientos de veces mayor que la masa del Sol, completan su ciclo de vida, la estrella de neutrones es una etapa intermedia. La compresión gravitacional continua lleva al hecho de que la vida de una estrella de neutrones termina con la aparición de un agujero negro.
Como resultado del colapso de la estrella, solo queda el núcleo, que continúa reduciéndose. En este sentido, un rasgo característico de las estrellas de neutrones es su alta densidad y gran masa con tamaños magros. Así que la masa de una estrella de neutrones con un diámetro de 20 km. 1.5-3 veces la masa de nuestra estrella. Se produce la compactación o neutronización de electrones y protones en neutrones. En consecuencia, con una disminución en el volumen y el tamaño, la densidad y la masa de la materia estelar aumentan rápidamente.
Composición de las estrellas de neutrones.
No se dispone de información precisa sobre la composición de las estrellas de neutrones. Hoy en día, los astrofísicos utilizan el modelo de trabajo propuesto por los físicos nucleares para estudiar tales objetos.
Presumiblemente, la sustancia estelar se transforma en un neutrón, un líquido superfluido como resultado del colapso. Esto se ve facilitado por una gran atracción gravitacional, que ejerce una presión constante sobre la sustancia. Tal "sustancia líquida nuclear" se llama gas degenerado y es 1000 veces más densa que el agua. Los átomos de un gas degenerado consisten en un núcleo y electrones que giran a su alrededor. Con la neutronización, el espacio interno de los átomos desaparece bajo la influencia de las fuerzas gravitacionales. Los electrones se fusionan con el núcleo, formando neutrones. La estabilidad de la sustancia superdensa da la gravedad interna. De lo contrario, una reacción en cadena comenzaría inevitablemente, acompañada de una explosión nuclear.
Cuanto más cerca del borde exterior de la estrella, más baja es la temperatura y la presión. Como resultado de procesos complejos, se produce el "enfriamiento" de la sustancia neutrónica, a partir de la cual se liberan intensamente los núcleos de hierro. El colapso y la posterior explosión es una fábrica de hierro planetario, que se distribuye en el espacio exterior, convirtiéndose en un material de construcción durante la formación de los planetas.
Es el brote de supernovas que la Tierra debe al hecho de que las partículas de hierro cósmicas están presentes en su estructura y estructura.
Condicionalmente, considerando la estructura de una estrella de neutrones en un microscopio, podemos distinguir cinco capas en la estructura de un objeto:
- la atmosfera del objeto;
- corteza exterior
- capas internas;
- núcleo externo
- Núcleo interno de una estrella de neutrones.
La atmósfera de una estrella de neutrones tiene solo unos pocos centímetros de espesor y es la capa más delgada. Según su composición, es una capa de plasma responsable de la irradiación térmica de una estrella. Luego viene la corteza exterior, que tiene varios cientos de metros de espesor. Entre la corteza externa y las capas internas se encuentra el reino de un gas electrónico degenerado. Cuanto más profundo es el centro de la estrella, más rápido se vuelve este gas relativista. En otras palabras, los procesos que ocurren dentro de una estrella están asociados con una disminución en la fracción de núcleos atómicos. El número de neutrones libres aumenta. Las regiones internas de una estrella de neutrones representan el núcleo externo, donde los neutrones continúan coexistiendo con los electrones y protones. El espesor de esta capa de sustancia es de varios kilómetros, mientras que la densidad de la materia es diez veces mayor que la densidad del núcleo atómico.
Toda esta sopa atómica existe debido a las colosales temperaturas. En el momento de la explosión de la Supernova, la temperatura de la estrella de neutrones es 1011K. Durante este período, un nuevo objeto celeste tiene la máxima luminosidad. Inmediatamente después de la explosión, se inicia una etapa de enfriamiento rápido, la temperatura desciende a un nivel de 109 K en unos pocos minutos. Posteriormente, el proceso de enfriamiento se ralentiza. Aunque la temperatura de la estrella sigue siendo alta, la luminosidad del objeto disminuye. La estrella sigue brillando solo debido a la radiación térmica e infrarroja.
Clasificación de estrellas de neutrones
Dicha composición específica de la sustancia estelar-nuclear provoca una alta densidad nuclear de una estrella de neutrones de 1014-1015 g / cm³, mientras que el tamaño promedio del objeto resultante no es inferior a 10 ni superior a 20 km. Un aumento adicional en la densidad es estabilizado por las fuerzas de interacción de los neutrones. En otras palabras, el gas estelar degenerado está en un estado de equilibrio, manteniendo a la estrella del siguiente colapso.
La naturaleza bastante compleja de tales objetos espaciales como las estrellas de neutrones se convirtió en el motivo de la clasificación posterior, lo que explica su comportamiento y existencia en el vasto Universo. Los principales parámetros en función de los cuales se lleva a cabo la clasificación son el período de rotación de la estrella y la escala del campo magnético. En el curso de su existencia, la estrella de neutrones pierde su energía de rotación, y el campo magnético del objeto disminuye. En consecuencia, el cuerpo celeste pasa de un estado a otro, entre los cuales los más característicos son los siguientes tipos:
- Los pulsares de radio (eyectores) son objetos que tienen un corto período de rotación, pero la intensidad del campo magnético sigue siendo bastante grande. Las partículas cargadas, haciendo un movimiento a lo largo de los campos de fuerza, dejan la cáscara de la estrella en los acantilados. El cuerpo celeste de este tipo se expulsa, llenando periódicamente el Universo con pulsos de radio fijados en el rango de frecuencia de radio;
- Neutron estrella - hélice. En este caso, el objeto tiene una velocidad de rotación extremadamente baja, sin embargo, el campo magnético no tiene la fuerza suficiente para atraer elementos de materia desde el espacio circundante. La estrella no irradia pulsos, la acreción no se produce en este caso (la caída de la materia cósmica);
- Pulsar de rayos X (acrecentador). Dichos objetos tienen una baja velocidad de rotación, pero debido a su fuerte campo magnético, la estrella absorbe intensamente el material del espacio exterior. Como resultado, en lugares donde la materia estelar cae sobre la superficie de una estrella de neutrones, el plasma se acumula, se calienta a millones de grados. Estos puntos en la superficie de un cuerpo celeste se convierten en fuentes de radiación pulsante térmica de rayos X. Con la llegada de potentes radiotelescopios capaces de observar las profundidades del espacio en el rango infrarrojo y de rayos X, fue posible detectar rápidamente muchos púlsares convencionales de rayos X;
- Un geotador es un objeto que tiene una velocidad de rotación baja, mientras que en la superficie de una estrella como resultado de la acumulación, la materia estelar se acumula. Un fuerte campo magnético evita la formación de plasma en la capa superficial, y la estrella gana gradualmente su masa.
Como se puede ver en la clasificación existente, cada una de las estrellas de neutrones se comporta de manera diferente. De esto se desprenden varios métodos para su descubrimiento, y es posible que el destino de estos cuerpos celestes sea diferente en el futuro.
Paradojas del nacimiento de la estrella de neutrones
La primera versión de que las estrellas de neutrones son los productos de la explosión de Supernova no es un postulado hoy. Hay una teoría de que otro mecanismo puede ser utilizado aquí. En los sistemas de estrellas dobles, las enanas blancas se convierten en alimento para nuevas estrellas. La materia estelar fluye gradualmente de un objeto espacial a otro, aumentando su masa a un estado crítico. En otras palabras, en el futuro, una de las parejas de enanas blancas es una estrella de neutrones.
A menudo, una sola estrella de neutrones, al estar en el entorno cercano de los cúmulos de estrellas, dirige su atención al vecino más cercano. Compañeros de estrellas de neutrones pueden ser cualquier estrella. Estas parejas se producen con bastante frecuencia. Las consecuencias de tal amistad dependen de la masa del compañero. Si la masa del nuevo compañero es pequeña, entonces la materia estelar robada se acumulará en forma de un disco de acreción. Este proceso, acompañado por un largo período de rotación, llevará al hecho de que el gas estelar se calentará hasta una temperatura de un millón de grados. La estrella de neutrones estallará con un flujo de rayos X, convirtiéndose en un púlsar de rayos X. Este proceso tiene dos formas:
- La estrella permanece en el espacio un cuerpo celeste opaco;
- el cuerpo comienza a emitir destellos de rayos x cortos (ráfagas).
Durante los destellos de rayos X, el brillo de la estrella aumenta rápidamente, haciendo que tal objeto sea 100 mil veces más brillante que el Sol.
La historia del estudio de las estrellas de neutrones.
Las estrellas de neutrones se convirtieron en el descubrimiento de la segunda mitad del siglo XX. Anteriormente, era técnicamente imposible detectar tales objetos en nuestra galaxia y en el Universo. La luz tenue y el pequeño tamaño de tales cuerpos celestes no permitieron que fueran detectados usando telescopios ópticos. A pesar de la falta de contacto visual, la existencia de tales objetos en el espacio se predijo teóricamente. La primera versión de la existencia de estrellas con una gran densidad apareció con la presentación del científico soviético L. Landau en 1932.
Un año después, en 1933, ya sobre el océano, se hizo una declaración seria sobre la existencia de estrellas con una estructura inusual. Los astrónomos Fritz Zwicky y Walter Baade presentan una teoría bien fundamentada de que una estrella de neutrones siempre permanece en el lugar de la explosión de la Supernova.
En la década de 1960, se hizo evidente un avance en las observaciones astronómicas. Esto se vio facilitado por la aparición de telescopios de rayos X capaces de detectar fuentes de radiación suave de rayos X en el espacio. Utilizando la teoría de la existencia en el espacio de fuentes de radiación térmica fuerte, los astrónomos han llegado a la conclusión de que estamos tratando con un nuevo tipo de estrellas. Una adición significativa a la teoría de la existencia de estrellas de neutrones fue el descubrimiento en 1967 de los púlsares. La estadounidense Jocelyn Bell, utilizando su equipo de radio, detectó señales de radio provenientes del espacio. La fuente de las ondas de radio era un objeto de rotación rápida que actuaba como una radiobaliza, enviando señales en todas direcciones.
Un objeto de este tipo ciertamente tiene una alta velocidad de rotación, lo que sería fatal para una estrella ordinaria. El primer púlsar, que fue descubierto por los astrónomos, es PSR В1919 + 21, ubicado a una distancia de 2283.12 sv. años de nuestro planeta. Según los científicos, la estrella de neutrones más cercana a la Tierra es el objeto espacial RX J1856.5-3754, ubicado en la constelación South Corona, que se abrió en 1992 en el observatorio Chandra. La distancia de la Tierra a la estrella de neutrones más cercana es de 400 años luz.
