Начало
Термини
Звезди
Планети
Мъглявини
Галактики
Звездни купове
Комети и астероиди
Слънчевата система
Каталог NGC
Каталог на Месие
Телескопите
Учени и космонавти
Съзвездия
Космическите мисии
Време и календари
 
Новите теми в сайта
Астро-наблюдения
Астроснимка на деня
Тестове
 
 
Форуми
all.bg, dir.bg, Зв.общество
 
Обсерватории
Белоградчик, Варна, Габрово, Планетариум Варна, Рожен, Смолян, Ст.Загора
 
Клубове
ААС, Смолян, Хелиос-Хасково
 
Други
Астро магазин, ИА БАН, Инст.косм.изсл., Календар, САБ, Списание 8
 
Чужди
Къде е МКС?, Atlas, Comets, ESA, ESO, Greenwich, NASA, още...
 
Неутронна звезда - Мъртвите останки на съществувала някога масивна звезда.
Неутроните звезди са последен етап от еволюцията на звезди с маса от 1,2 до ~ 2,4 слънчеви маси. Първоначално е предсказано съществуването им, като следствие от теорията за еволюцията на масивни звезди. Теоретичните изчисления показват, че размерите на тези звезди са от порядъка на 10 км., което ги прави невъзможни за оптично наблюдение, дори да са близки до нас и да имат температура на повърхността на най-горещите звезди от порядъка на 100 000 °С.

Според теорията, след изчерпване на значителна част от ядреното гориво ще настъпи катастрофа. Газовото налягане не е в състояние да уравновеси вече гравитацията. В следствие на това вътрешните слоеве на звездата ще се срутят към центъра й. Почти едновременно с това външните слоеве се изхвърлят с взрив и скорост от порядъка на 10 000 кm/s - наблюдаваме избухване на свръхнова. В центъра на образувалата се мъглявина от звездно вещество остава свръхплътното ядро - новопоявилата се неутронна звезда, един качествен скок в еволюцията на звездата - "полумъртви" останки от славното и минало.

Теорията за строежа на неутроните звезди има все още доста "бели петна", като главната причина е недостатъчните знания за природата на ядрените сили, които играят решаваща роля между частиците в неутронната звезда. Един примерен модел на звезда с маса около 1 слънчева изглежда приблизително така.

Близо до повърхността веществото се състои от плътно разположени железни ядра образуващи кристална решетка. Освен тях тук се срещат сравнително малки количества ядра на леки елементи (хелий, кислород и др.) и изроден електронен газ, подобен на този в белите джуджета. Наличието на този газ компенсира обемния положителен заряд на ядрата. От казаното следва, че повърхността на неутронната звезда е най-вероятно твърда, докато вътрешността е свръхфлуидна течност.

С приближаването към центъра на неутронната звезда плътността расте и електроните проникват в ядрата. Образуват се богати на неутрони ядра, по-тежки от ядрото на желязото. При плътност около 3.1011g/sm3 тези тежки ядра стават нестабилни и освобождават неутрони. С приближаването към центъра веществото се превръща в смес от плътно опаковани неутрони и малки примеси от тежки ядра. При плътност от около 5.1013g/sm3 ядрата напълно изчезват. При по-големи плътности от порядъка на ядреното вещество преобладават почти само неутрони.

В централните области съществена роля играят тежки частици - хиперони S- и мю-мезони. Тези частици са получени и в земни условия но животът им е много кратък от порядъка на милярдна част от секундата. Физическите условия в тези най-централни области са слабо проучени поради необичайните условия на съществуване на веществото в тях. Този примерен модел страда от редица неточности, но той ни показва, че неутроните звезди не са еднородни обекти, а имат доста сложен строеж.

Друга характерна особеност на тези звезди е тяхното магнитно поле и излъчването на енергия от тях. Огромните стойности на интензитета на магнитното поле са следствие от катастрофалното намаление на радиуса на звездата и незначителното намаление на масата и. При това дори магнитното поле на звездата преди взрива да е било незначително, новополучената неутронна звезда ще има магнитно поле от порядъка на десетки милиарда гауса.

Друго следствие от катастрофалното намаление на радиуса е скоростта на околоосното въртене на звездата. Ротационният момент при колапса се запазва и тъй като той зависи от масата и радиуса на звездата, ясно е, че неутроните звезди ще имат значителна скорост на околоосно въртене, т.е., неутронните звезди представляват изключително силни въртящи се с голяма скорост магнити. Но както е известно въртящ се магнит създава електрично поле в околното пространство. Това поле се стреми да откъсне електрони и йони от повърхността на магнита, който го създава. Температурата на повърхността на неутронната звезда е значителна, а интензитетът на магнитното поле е огромен. При тези условия пространството около звездата ще се запълни с голямо количество заредени частици, които, движейки се по силовите линии на полето ще се въртят заедно с неутронната звезда със същата ъглова скорост около нейната ос. Следователно неутронната звезда ще е заобиколена от плазма със значителна плътност. Заредените частици ще се ускоряват от електричното поле и след като достигнат определена енергия, ще се излъчват от магнитосферата по посока на отворените силови линии, като частиците с различен знак ще изтичат през различни линии. Образно казано, като че ли на повърхността на неутронната звезда има две "горещи" петна, от където тя излъчва. Най-вероятно е тези "петна" да са свързани с магнитните полюси. Страничен наблюдател, намиращ се в равнината на "петната" ще наблюдава кратки просветвания през равни интервали от време. Така, че ще наблюдаваме неутронната звезда като пулсар.

Неутронните звезди с много силно магнитно поле се наричат магнетари. Теорията за тези обекти е формулирана от американските астрономи Робърт Дънкан и Кристофър Томпсън през 1980 г., а през 1998 г. е получено първото свидетелство за тяхното съществуване под формата на мощно гама- и рентгеново излъчване от източника SGR 1900+14 в съзвездието Орел. Когато в свръхновата звездата колапсира в неутронна звезда, нейното магнитно поле се увеличава с пъти. Дънкан и Томпсън изчисляват, че магнитното поле достига до 1015 гауса. Във външните слоеве на магнетара, съдържащи плазма от тежки елементи (предимно желязо), това предизвиква извиване и изкривяване по магнитните силови линии, което довежда до "звездотресение". Сеизмичните вълни са изключително енергийни, в резултат на което се излъчват гама и рентгенови лъчи. Магнетарите са гигантски електромагнитни генератори и човек в космически кораб, прелитащ покрай подобен обект, ще почувства въздействието на 100 млрд волта между главата и краката си.
Още информация:
ЗвездаНажежено газово кълбо с голяма маса, излъчващо светлина.
АлголЗатъмнително-двойна променлива звезда в Персей (26 Persei).
АлкорЗвезда от Голяма мечка, образуващи с Мицар видима двойна звезда.
АлнитакЕдна от звездите в пояса на Орион.
АлтаирНай-ярката звезда от Орел.
Алфа от КентавърНай-близката до Слънцето звезда.
АнтаресЯрка звезда в Скорпион.
Ета от КилEta Carinae - една от най-масивните и най-ярките звезди във Вселената.
АрктурНай-ярката звезда от Воловар.
БетелгейзеНай-ярката звезда от Орион.
Бяло джудже(White dwarf) Последната фаза от живота на средно масивните звезди.
ВегаНай-ярката звезда от съзвездието Лира.
ГигантЗвезди с 10-100 пъти по-големи светимост и радиус от тези на Слънцето.
Двойна звездаДве звезди, обикалящи около общия си център на тежестта.
ДенебЯрка звезда от Лебед.
ДубхеАлфа звездата от Голяма мечка.
Звездата на БарнардНай-бързо движещата се единична звезда по небесната сфера.
Звездата на ТихоСвръхнова от нашата Галактика, открита от Тихо Брахе.
КапелаДвойна звезда.
Кафяво джуджеМалка звезда, в която не се извършва ядрен синтез.
КвазарКосмически обект, излъчващ огромно количество енергия.
Кваркови звездиЗвезди с особено състояние на веществото.
МеракБета звезда от съзвездието Голяма мечка.
МираДълго-периодична пулсираща променлива звезда в Кит.
МицарЗвезда от съзвездието Голяма мечка.
Най-близките звездиСписък на най-близките до нас звезди.
Най-ярките звездиСписък на най-ярките звезди на небето.
НоваКатаклизмична експлозия, предизвикана от акрецията на вещество в двойна звездна система.
ПолуксНай-ярката звезда в Близнаци.
Полярна звездаНай-ярката звезда от съзвездието Малка мечка, маркираща мястото на Северния небесен полюс.
ПротозвездаНачалната фаза от създаването на звездата.
ПроционНай-ярката звезда в съзвездието Малко куче.
ПулсарБързо въртяща се неутронна звезда, генерираща тясно насочено радиоизлъчване.
РегулНай-ярката звезда от съзвездието Лъв.
СвръхноваЕксплозията на масивна звезда в края на живота й.
СириусНай-ярката звезда на небето.
СпикаНай-ярката звезда на съзвездието Дева.
ЦефеидиПулсиращи звезди, променящи своите радиус и температура.
Червен гигант(Red giant) Етап от живота на звезда, изчерпала своето гориво.
Черна дупкаОстатък от избухнала звезда, в който е натрупана огромна маса в малки размери и има чудовищна гравитация.
PistolНай-ярката известна звезда във Вселената.
SN 1987AСвръхнова на разстояние 168000 светлинни години от нас.
АлдебаранНай-ярката звезда на съзвездието Бик (Aldebaran, Alpha Tauri).
N157BВисокоенергиен пулсар в Големия Магеланов облак.
ДжетНасочен газов поток от силно ускорена материя.
Еруптивни променливи звездиЗвезди, в които възникват взривове от вътрешните термоядрени процеси.
Затъмнително-променливи звездиРезултат от взаимното съжителстване на двойка звезди.
КоронаНай-външният слой от слънчевата атмосфера.
Полуправилна променлива звездаПредставител на група пулсиращи променливи звезди.
Променлива звездаЗвезда, чийто блясък се променя с течение на времето.
Пулсиращи променливиРезултат от агонията на звездите, достигнали края на своето съществуване.
Слънчев вятърБърз поток от електрично заредени частици от Слънцето.
Звезден купГрупа физически свързани звезди с предполагаем общ произход.
СлънцетоSun - Централната звезда на слънчевата система.