Просмтор этого файла доступен только зарегистрированным пользователям. Но у нас супер быстрая регистрация: достаточно только электронной почты!

Текст из файла

Курсовая работа

на тему

«Как устроена нейтронная звезда?»

Выполнил: студент 215 группы

Трифанов Петр

Руководитель: профессор Капитонов И.М.

Москва 2014

Содержание

Введение 3

§1. Эволюция массивной звезды 5

§2. Стадия сверхновой и ее остатки 7

§3. Нейтронная звезда 9

3.1. Основные особенности нейтронной звезды 9

3.2. Строение нейтронной звезды 10

3.3. Способы наблюдения нейтронных звезд 11

3.4. Дальнейшая эволюция нейтронной звезды 12

Список используемой литературы 14

Введение

Космос можно с полной уверенностью называть лабораторией, где все образцы для изучения давно кем-то подготовлены. На его бескрайних просторах можно найти все, или практически все, что человек может захотеть исследовать, особенно, когда дело доходит до экстремальных состояний вещества: сверхвысокие температуры, сверхмощные электромагнитные поля, вырожденное вещество и много другое. С другой стороны, изучение процессов с помощью такой лаборатории оказывается не самым простым занятием: предварительно нужно разработать необходимые методы исследования удаленных объектов, основываясь только на той информации, которую можно получить, находясь на Земле или в непосредственной ее близости.

Ключевыми объектами в космосе являются звезды. Звезды проживают долгую жизнь, в ходе которой пребывают в совершенно различных состояниях, и гибнут тоже по-разному. Общая схема такова: из космического вещества образуется протозвезда, в которой начинается термоядерное горение; затем топливо постепенно выгорает и звезда либо «гаснет», превращаясь в белого карлика, либо взрывается, образуя сверхновую. В зависимости от условий, звезда может либо погибнуть полностью, либо превратиться в черную дыру или нейтронную звезду. Последней и посвящена настоящая работа.

Нейтронная звезда – это остаток сверхновой. Вещество нейтронной звезды практически полностью состоит из нейтронов. Масса такой звезды (1,5÷3)M_ʘ, а радиус составляет всего лишь 10-20 км. Таким образом, средняя плотность вещества нейтронной звезды достигает огромных значений плотности ядерного вещества: ρ~10¹⁴ г/см³ и даже превышает ее. То есть, изучение нейтронных звезд позволит проникнуть в тайны сверхплотного состояния вещества, в том числе и в атомном ядре.

Однако при этом нейтронную звезду нельзя рассматривать как гигантское атомное ядро: физика нейтронной звезды определяется гравитационными силами, а не только ядерными. К ним добавляются квантовые эффекты вырождения нейтронного газа.

Для теоретического описания нейтронной звезды необходимо установить уравнение состояния сверхплотного вещества.

Нейтронные звезды были теоретически предсказаны в 1930-е (например, в 1932 году Л.Д.Ландау предположил возможность существования сверхплотного вещества, а в 1938 – и самих нейтронных звезд), а впервые наблюдались в 1967 году как радиопульсары. Позже они наблюдались как рентгеновские пульсары (1971), рентгеновские барстеры (1975) – квазипериодические вспышечные источники, а также как рентгеновские транзиенты - апериодические вспышечные источники – и как пульсары в гамма-диапазоне. Общее число открытых нейтронных звезд на 2010 год составило более 2000 и неуклонно повышается по мере совершенствования рентгеновских телескопов. Общее число таких объектов в Галактике оценивается в 10⁸-10⁹.

§1. Эволюция массивной звезды

Процесс эволюции звезды в основном определяется ее массой. Звезда – это гигантский термоядерный реактор, и масса звезды определяет специфику термоядерного горения.

В недрах звезды происходит термоядерный синтез, разогревающий вещество до десятков и сотен миллионов градусов, и сила давления горячего вещества «распирает» звезду изнутри. Снаружи действует гравитационная сила, поэтому звезда находится в гидростатическом равновесии. Более того, в стационарной звезде устанавливается вириальное соотношение, в силу которого потенциальная (гравитационная) энергия звезды по абсолютной величине вдвое больше тепловой, т.е. звезда находится в глубокой потенциальной яме. В силу этого теплоемкость звезд оказывается отрицательной: теряя энергию в виде излучения, звезда сжимается и нагревается.

Термоядерный синтез в звездах начинается с синтеза водорода из протонов. В процессе сжатия звезды и, соответственно, ее разогревания температура становится достаточной для зажигания термоядерного горения гелия. Если начальной массы звезды хватает на дальнейшее сжатие и нагревание, последовательно начинается синтез углерода, кислорода, неона и кремния. В конце цепочки находится железо: более тяжелые элементы не образуются, т.к. это энергетически не выгодно. Выделяющуюся при этом энергию уносят сначала фотоны, а потом, начиная с углеродного этапа, в основном нейтрино. Переход к новому виду топлива требует увеличения температуры, а оно влечет за собой увеличение интенсивности излучения. Таким образом, горение каждого следующего вида топлива происходит все быстрее и быстрее. При этом чем тяжелее звезда, тем быстрее происходит термоядерное горение. Для звезды с массой около 25 М_ʘ справедливы следующие оценки: водород горит миллионы лет, гелий – сотни тысяч, углерод – сотни лет, кислород – месяцы. Горение кремния занимает около суток.

В ходе горения могут происходить выбросы звездного вещества. Это связано с тем, что излучение оказывает давление на внешние слои и при достаточной интенсивности может «сдувать» его с поверхности. Скорость истечения газа достигает сотен и тысяч километров в секунду. Самые массивные звезды теряют в год до 10^-6 М_ʘ. В ходе этого процесса обнажаются внутренние слои звезды. Такие звезды называются звездами Вольфа-Райе и подразделяются на два типа: с водородом и азотом и с углеродом и кислородом во внешнем слое.

Вследствие различных начальных масс, далеко не все звезды доходят до финального этапа железного ядра. Если начальная масса звезды M<8-10M_ʘ (что соответствует массе ядра <1,44М_ʘ), то звезда превращается в белый карлик. Это звезда, имеющая плотность ρ~10⁶-10⁷г/см³, температуру поверхности ~10⁴К. Равновесие такой системы обеспечивается давлением вырожденного электронного газа, при этом максимальная масса, которую это давление может удержать называется пределом Чандрасекара массы белого карлика и составляет 1,44 М_ʘ. Давление электронного газа препятствует сжатию звезды, поэтому температура перестает расти, и термоядерные реакции останавливаются. Внешняя оболочка отделяется от звезды и образует планетарную туманность.

Более тяжелые звезды в конце своей эволюции представляют некую «луковицу»: звезда имеет слоистую структуру, в каждом ее слое происходит термоядерное горение соответствующего элемента. В какой-то момент в ядре звезды кремний превращается в железо и термоядерный синтез останавливается. Тогда происходит взрыв сверхновой, и звезда продолжает существование уже в новом качестве. Подробнее этот процесс будет рассмотрен ниже.

Гибель наиболее массивных звезд с массами около 100М_ʘ (неизвестно, есть ли предельная масса звезды, но звезды с массами более 150 М_ʘ еще не наблюдались), возможно, происходит иначе. Одна из гипотез гласит следующее. В их ядрах важную роль играет рождение электрон-позитронных пар. Именно этот процесс отнимает энергию, уменьшая упругость ядра и провоцируя гравитационный коллапс. Во время коллапса в звезде поджигается новое термоядерное топливо, и когда поджигается кислород, происходит термоядерный взрыв. Что происходит дальше, точно не известно – звезда может либо быть уничтоженной сразу, либо последовательно, в ходе нескольких взрывов (значительно разнесенных по времени). В любом случае, после коллапса наиболее массивных звезд не появляется нового объекта.

§2. Стадия сверхновой и ее остатки

Взрывы сверхновых классифицируются на несколько основных типов. Сверхновые типа І происходят при взрыве белых карликов, а нас интересуют сверхновые ІІ типа, знаменующие гибель массивной звезды, имеющей начальную массу более десяти солнечных.

Жизненный цикл массивной звезды подходит к завершению, когда у нее образуется железное ядро. В таком ядре останавливаются реакции термоядерного синтеза (дальнейшее его продолжение энергетически невыгодно), а в ходе фотодиссоциации и захвата протонами электронов появляются нейтроны и перенасыщенные нейтронами ядра. Давление в ядре нарастает слишком медленно, чтобы противостоять гравитационным силам. Происходит коллапс ядра – падение наружных слоев со скоростями, достигающими 10⁹ см/с, он длится доли секунды.

Коллапс продолжается до тех пор, пока плотность ядра меньше 10¹⁴-10¹⁵ г/см³ – при такой плотности ядерные силы становятся отталкивающими, и дальнейшее сжатие невозможно. К этому моменту ядро разогревается до температуры ~10¹¹К и в основном состоит из нейтронов. Падающие слои отражаются от ядра, и коллапс переходит во взрыв. При этом энергия отраженной волны давления составляет 10⁵¹ эрг. Затем вещество звезды разлетается, оставляя одно ядро. О том, что происходит с ним, будет сказано ниже.

Важную роль во взрыве сверхновой играют нейтрино. Именно они уносят большую часть энергии взрыва. Нейтрино начинают активно появляться в процессах нейтронизации вещества ядра и сначала беспрепятственно улетают наружу. Однако при плотностях ~5*10¹¹ г/см³ происходит «запирание» нейтрино внутри звезды. Эти запертые нейтрино потом уносятся вместе с отраженной волной. На их долю приходится около 5% энергии взрыва. После взрыва ядро звезды, состоящее в основном из нейтронов, насыщено энергичными фотонами. В процессе ее остывания из процессов с фотонами рождаются нейтрино, уносящие еще почти 95% энергии.

Итак, после разлета звездной оболочки остается компактное ядро, состоящее в основном из нейтронов и нагретое до большой температуры. Дальнейшее развитие звезды полностью определяется ее массой: более легкое ядро, соответствующее начальной массе звезды менее 30-40М_ʘ, превращается в нейтронную звезду, а остатки наиболее тяжелых звезд превращаются в черные дыры.

Нейтронные звезды будут подробно рассмотрены ниже.

При коллапсе самых тяжелых звезд возникает черная дыра. Сначала ядерные силы оказываются неспособными удержать гравитационный коллапс тяжелого ядра. В процессе этого коллапса часть вещества образует аккреционный диск, «заглатываемый» рождающейся черной дырой. При этом образуются две газовые струи – джеты. Они выбрасываются в две стороны от черной дыры и пробивают не успевшую разлететься оболочку звезды, провоцируя очень интенсивные всплески γ-излучения. Энергия такого процесса превосходит энергию взрыва легкой звезды на несколько порядков.

§3. Нейтронная звезда

3.1. Основные особенности нейтронной звезды

Как было сказано выше, нейтронная звезда – это компактный объект, вещество которого состоит в основном из нейтронов. Типичный радиус НЗ составляет 10-20 км, а плотность достигает (и превосходит) ядерную плотность ρ_я~2,8*10¹⁴ г/см³. Масса НЗ заключена во вполне определенных пределах.

Минимальная наблюдаемая масса НЗ равна примерно 1 М_ʘ. Максимальная масса называется пределом Оппенгеймера-Волкова, ее значение точно неизвестно, но оно не превосходит 3 М_ʘ, потому что при больших массах давление нейтронного газа уже не способно скомпенсировать гравитационные силы, и объект превращается в черную дыру.

Существуют различные гипотезы, уточняющие границы диапазона масс, но ни одна из них не имеет достаточного экспериментального подтверждения. Таким образом, можно считать, что масса НЗ заключена в пределах 1 М_ʘ≤М_НЗ≤3 М_ʘ.

НЗ могут возникать не только в результате взрыва сверхновой, но и в результате т.н. «тихого коллапса» - в результате перетекания вещества на белый карлик в двойной системе его масса растет, и после преодоления предела Чандрасекара белый карлик превращается в нейтронную звезду.

Еще одна важная особенность НЗ определяется законами сохранения углового момента и магнитного потока. Вследствие того, что исходная звезда вращалась и обладала неким магнитным полем, она обладала угловым моментом L=Iω~R²ω, и ее поле имело поток Ф~BR. Если R уменьшается до 10-20 км, то угловая скорость и магнитное поле значительно увеличиваются. НЗ обладают периодом обращения от сотых долей секунды до нескольких секунд, а их магнитные поля имеют напряженность B~10¹⁰-10¹⁴ Гс.

Таким образом, НЗ оказывается очень быстро вращающимся объектом с колоссальным магнитным полем. Эти факторы определяют особенности наблюдения НЗ – НЗ наблюдаются как пульсары – источники, излучение которых фиксируется на Земле как строго периодические импульсы постоянной продолжительности. Поясним механизм возникновения такого излучения.

На рис.1 схематично изображена нейтронная звезда и силовые линии ее магнитного поля. Заряженные частицы, образующиеся на поверхности звезды, разгоняются ее магнитным полем, но не могут покинуть поверхность нигде, кроме точек на оси поля, образуя небольшой телесный угол, в который уходит излучение. Таким образом, ось, вдоль которой распространяется излучение, вращается (т.к. ось вращения звезды и ось поля не совпадают). «Луч» от НЗ как бы скользит по Земле, поэтому мы регистрируем периодическое появление сигнала. Его период соответствует периоду вращения НЗ.

рис. 1. Модель пульсара

3.2. Строение нейтронной звезды

рис. 2. строение нейтронной звезды

Характеристики

Тип файла документ

Документы такого типа открываются такими программами, как Microsoft Office Word на компьютерах Windows, Apple Pages на компьютерах Mac, Open Office - бесплатная альтернатива на различных платформах, в том числе Linux. Наиболее простым и современным решением будут Google документы, так как открываются онлайн без скачивания прямо в браузере на любой платформе. Существуют российские качественные аналоги, например от Яндекса.

Будьте внимательны на мобильных устройствах, так как там используются упрощённый функционал даже в официальном приложении от Microsoft, поэтому для просмотра скачивайте PDF-версию. А если нужно редактировать файл, то используйте оригинальный файл.

Файлы такого типа обычно разбиты на страницы, а текст может быть форматированным (жирный, курсив, выбор шрифта, таблицы и т.п.), а также в него можно добавлять изображения. Формат идеально подходит для рефератов, докладов и РПЗ курсовых проектов, которые необходимо распечатать. Кстати перед печатью также сохраняйте файл в PDF, так как принтер может начудить со шрифтами.

Список файлов курсовой работы