Estrela de Nêutrons

Estrela de Nêutrons – O que é

Estrela de Nêutrons

Estrelas de nêutrons são criadas quando estrelas gigantes morrem entrando em colapso seus núcleos, com os prótons e elétrons, essencialmente, fundindo-se entre si para formar nêutrons.

Estrelas de nêutrons compreendem um dos possíveis finais pontos evolutivas de estrelas de alta massa.

Uma vez que o núcleo da estrela foi completamente queimado ao ferro, a produção de energia pára e o núcleo entra em colapso rapidamente, apertando elétrons e prótons juntos para formar nêutrons e neutrinos.

Os neutrinos escapam facilmente do núcleo em contratação, mas os nêutrons embalar mais perto juntos até a sua densidade é equivalente à de um núcleo atômico. Neste ponto, os neutrões ocupam o menor espaço possível (de uma forma semelhante aos electrões numa anã branca) e, se o núcleo for inferior a cerca de 3 massas solares, exercem uma pressão que é capaz de suportar uma estrela.

Para massas maiores do que isso, mesmo a pressão de nêutrons não pode apoiar a estrela contra a gravidade e caem em um buraco negro estelar.

Uma estrela suportada pela pressão da degenerescência de neutrões é conhecido como uma “estrela de neutrões ‘, que pode ser visto como um pulsar se o seu campo magnético é favoravelmente alinhado com o seu eixo de rotação.

Estrela de Nêutrons são objetos extremos que medem entre 10 e 20 km de diâmetro.

Eles têm densidades de 1017 kg / m3 (a Terra tem uma densidade de cerca de 5 × 103 kg / m3 e mesmo anãs brancas têm densidades mais de um milhão de vezes menos) o que significa que uma colher de chá de matéria de uma estrela de nêutrons pesaria cerca de um bilhão de toneladas.

A maneira mais fácil de imaginar isso é imaginar apertando duas vezes a massa do Sol em um objeto do tamanho de uma pequena cidade!

O resultado é que a gravidade na superfície da estrela de nêutrons é de cerca de 1011 mais forte do que o que nós experimentamos aqui na Terra e um objeto teria que viajar a cerca de metade da velocidade da luz para escapar da estrela.

Nascido em uma explosão de supernova de colapso de núcleo, estrelas de nêutrons giram muito rapidamente como consequência da conservação do momento angular, e têm incrivelmente fortes campos magnéticos devido à conservação de fluxo magnético.

O núcleo de rotação relativamente desaceleração da estrela de grande massa aumenta a sua taxa de rotação enormemente como ela colapsa para formar a estrela de neutrões muito menor. Isso é análogo ao aumento do spin de um esquiador se ela concentra sua massa em torno de seu eixo de rotação, trazendo os braços perto de seu corpo. Ao mesmo tempo, as linhas do campo magnético da estrela maciça são puxados para aproximar-se enquanto o núcleo entra em colapso. Isto intensifica o campo magnético da estrela a cerca de 1012 vezes maior do que a Terra.

O resultado é que as estrelas de nêutrons pode girar até, pelo menos, 60 vezes por segundo quando nascem.

Se eles forem parte de um sistema binário, que pode aumentar essa taxa de rotação através do acréscimo de material, a mais de 600 vezes por segundo!

Estrelas de nêutrons que perderam energia através de processos radiativos foram observados para rodar tão lentamente quanto uma vez a cada 8 segundos, mantendo pulsos de rádio, e estrelas de nêutrons que foram travadas pelos ventos em sistemas de raios-X pode ter taxas de rotação tão lenta quanto uma vez a cada 20 minutos.

Observações revelam também que a velocidade de rotação das estrelas de neutrões isoladas muda lentamente com o tempo, geralmente diminuindo à medida que as idades estrela e energia de rotação é perdido para o ambiente através do campo magnético (embora ocasionalmente falhas são vistos)

Estrela de Nêutrons – Interior

Estrela de Nêutrons

A estrela de nêutrons é uma estrela composta principalmente de nêutrons mantidos juntos por forças gravitacionais.

Tais objetos são o resíduo compacto resultante do colapso gravitacional do coração de uma estrela massiva, quando se esgotou o seu combustível nuclear, daí o nome. Este colapso é acompanhado por uma explosão das camadas mais externas da estrela, que são completamente quebrado e voltou para o meio interestelar, um fenômeno chamado de supernova.

O resíduo de estrela compacta que tem o nome: não é mais do assento de reações nucleares, ea sua estrutura é radicalmente diferente da de uma estrela comum.

De fato a sua densidade é extraordinariamente elevada, da ordem de 1015 gramas (ou um mil milhões de toneladas) por centímetro cúbico, ea sua massa confinada a uma gama muito estreita em torno de 1,4 vezes a massa solar, o que corresponde a o que é chamado a massa de Chandrasekhar. Uma massa tão densa ocupa um volume muito pequeno, com um raio de cerca de 10 quilômetros para 20 quilômetros. Ao nascer, estrelas de nêutrons têm uma velocidade muito alta de várias dezenas de revoluções por segundo. Eles também têm um campo magnético muito forte, até 1011 Tesla.

O interior de uma estrela de nêutrons também é muito incomum, sendo composto principalmente de nêutrons em um estado superfluido. Y também coexiste uma porção menor de prótons e elétrons supercondutores. A área de estrela de nêutrons mais central não é bem conhecido devido à sua densidade muito alta para ser deduzida a partir do conhecimento atual. Ele pode ser composta de neutrões, ou formas mais exóticos da matéria.Dependendo das circunstâncias, uma estrela de nêutrons pode se manifestar em vários aspectos.

Se se rapidamente sobre si mesma e tem uma potente campo magnético, em seguida, ela projeta ao longo do seu eixo magnético radiação uma escova fina, e um observador colocado aproximadamente na direção desse eixo irá observar uma emissão pulsado por uma efeito da luz, por isso chamado de pulsar. Uma estrela de neutrões localizado em um sistema binário pode puxar o material a sua estrela acompanhante e levar a uma emissão contínua ou pulsada no campo de raios-X.

Isolado e sem a emissão pulsado, uma estrela de neutrões é muito mais difícil de detectar, pois apenas emissão térmica a partir da sua superfície é potencialmente detectável.

História

O conceito de estrela de nêutron nasceu, imediatamente após a descoberta do nêutron por James Chadwick em 1932. O físico Lev Landau, em seguida, sugeriu que pode haver estrelas quase inteiramente composto de nêutrons e cuja estrutura é determinada por um efeito da mecânica quântica chamada de pressão de degenerescência, como de outra classe de estrelas, anãs branco cuja estrutura é determinada pela pressão de degeneração dos eletrões.

Dois anos depois, em 1934, os astrônomos Walter Baade e Fritz Zwicky teve a intuição de que a transição de uma estrela comum de uma estrela de nêutrons iria liberar uma quantidade considerável de energia de radiação eletromagnética e, portanto, dando a ilusão de ignição de uma nova estrela. Eles, então, ofereceu o termo “super nova” para descrever este fenômeno, ao contrário do fenômeno nova bem documentado e amplamente pela energia, finalmente se transformou em “supernova” prazo.O estudo de estrelas de nêutrons decolou apenas a partir de sua emissão pulsada fenômeno como revelando a pulsar.

O primeiro pulsar PSR B1919 21 foi descoberto em 1967 por Jocelyn Bell, então um estudante de Hewish Antony. A ligação entre estrelas de nêutrons e pulsares foi feita quase de imediato a identificação de um pulsar na Nebulosa do Caranguejo, o remanescente da supernova SN 1054 história, provando que estrelas de nêutrons foram efetivamente produzidas durante o explosão de supernovas. Posteriormente, muitos outros pulsares foram descobertos em remanescentes de supernovas. No entanto, a vida de um remanescente de supernova antes da sua dispersão no meio interestelar é muito menor do que o tempo que a emissão pulsante da estrela de nêutrons é observável.

Além disso, muitos pulsares não estão associados com um residual.Hoje (2008) cerca de 2000 pulsares são conhecidos, a maioria – mais de 1.500 – é detectado como pulsares, o outro sob a forma de raios-X (principalmente fontes de raios-X binários ou mais raramente, por suas emissões de superfície). O estudo permite reconstruir alguns aspectos da física das estrelas de nêutrons.

Estrutura de uma estrela de nêutrons

Como qualquer estrela, a densidade de uma estrela de nêutrons aumenta à medida que se aproxima do centro. Assim, existe uma estrela de neutrões em várias camadas, dependendo da densidade e propriedades de matéria que compõe-los.Na superfície, há uma conversa da atmosfera ou do oceano, mais raramente, para designar a camada de alguns centímetros, onde o material é parcialmente líquido, embora a densidade muito altaAbaixo estão a crosta exterior, constituído pelo mesmo material que o interior de uma anã branca, que é dizer de núcleos atômicos fortemente ou completamente ionizado e eletrões livres.

Quando a densidade aumenta são favorecidos reações de fusão entre prótons e núcleos atômicos de elétrons livres que formar nêutrons. Isso resulta enriquecer os núcleos atômicos em nêutrons em relação ao seu estado de baixa densidade. E pode ser formada de núcleos atômicos estranho tal como níquel-62 (2 × 108 cm-3 • g), zinco-80 (5 × 1010 cm-3 • g) e crípton-118 (4 × • 1011 g cm-3).

Além de uma densidade de 4,3 × 1011 g • cm-3, os núcleos se tornam muito ricos em nêutrons. Parte de neutrões escapa seus núcleos através da formação de um fluido adicional.

O material é composto de nêutrons muito rico em núcleos, elétrons menos numerosas e de nêutrons livres. Esta é a crosta interior.

Para além de uma densidade de 1,7 × 1014 g • cm-3, os núcleos atômicos de dissolução completa. Temos, então, uma mistura de fluidos de nêutrons, prótons e elétrons, sendo este último em menor número por nêutrons. Múons também pode estar presente para além eletrões. Esta região é chamado o núcleo externo.Se a densidade central, superior a 3 x 1015 g • cm-3, torna-se difícil saber com precisão o estado da matéria. Estamos então na região do núcleo interno. As mudanças são principalmente devido a uma reorganização dos componentes internos de prótons e nêutrons, chamadas quarks. Estas partículas são prótons e nêutrons em duas formas, chamadas u (‘up’ do Inglês, com uma carga elétrica igual a 2/3 do próton) e d (para a carga “para baixo” elétrica -1 / 3).

Um próton tem três quarks Uud e UDD um nêutron três quarks. É possível que a densidade muito elevada de outros estados de quarks pode existir de maneira estável, tal como condensados de píons ou kaons (cada um com um quark e um antiquark), e um plasma de quarks livres glúons (os glúons são partículas que carregam a forte interação, que estão sujeitos a quarks). Também é possível que outro tipo de quark, digamos s (“estranho”) estão em combinações de três quarks, isto é conhecido como hyperons. Essas configurações são às vezes chamados estrela estranho (quando o quark s, estranho quark disse desempenha um papel) ou quark star (quando uma fase de quarks livres cresce).

É claro que não possível ter acesso direto às regiões do interior de estrelas de nêutrons.

No entanto, algumas propriedades podem ser demonstradas pela observação, como a medida da massa, o raio de uma estrela de neutrões, ou uma combinação destas duas quantidades.Outros fenômenos, como os pulsares mudanças lentas e rápida em sua velocidade angular (chamado de falhas) também podem prever a magnitude de seu campo magnético, e para provar que seu interior é superfluido.

Determinação das massas e raios das estrelas de nêutrons

É difícil determinar a massa de uma estrela de neutrões isolado. No entanto, se ela faz parte de um sistema binário, é possível limitar a sua massa, estudando a sua órbita.

Na prática, isso é robustamente viável quando se tem um sistema muito rigoroso de duas estrelas de nêutrons e que observamos a emissão pulsante de um deles (ou ambos). Tais sistemas são chamados de pulsares binários, ou pulsares duplas são observadas quando a emissão pulsada das duas estrelas.

Em tais configurações, é possível determinar a massa das duas estrelas, por causa dos efeitos devidos à relatividade geral que dependem de várias combinações de as duas massas. A inclusão destes efeitos relativísticos por razões óbvias chamado pós-Kepleriano parâmetros é essencial aqui, porque por considerar apenas os efeitos da gravitação universal, um único parâmetro chamado função de massa é determinada, este último dando apenas ligeiramente informação sobre as duas massas. Tendo em conta as correções da relatividade geral, pós-Kepleriano parâmetros podem restringir as massas desses objetos.

Estrela de Nêutrons – Tamanho

Estrela de Nêutrons

O coração de uma estrela supergigante que cai em uma explosão de supernova adquire uma densidade tão alta que os prótons e os elétrons podem se combinar para nêutrons formulário.

A estrela que forma se torna uma espécie de núcleo atômico gigante, composta principalmente de nêutrons, daí o nome da estrela.

A maioria das estrelas entre 8 e 60 massas solares terminam suas vidas como bem, deixando para trás uma estrela de nêutrons de cerca de 1,4 massa solar.

Estrutura de uma estrela de nêutrons

A estrela de nêutrons é de cerca de 10 km de raio e tem uma densidade extraordinária – uma colher de chá de matéria pesa centenas de milhões de toneladas.

A estrutura desta estrela é muito complexa e não está claro que a composição exata do seu coração. Estrelas de nêutrons são também, por vezes, quando os pulsares emitem pulsos regulares de rádio em direção à Terra. Magnetares são para suas estrelas de nêutrons com campos magnéticos particularmente intensos.

Estrela de Nêutrons

Sob o efeito do colapso gravitacional de um núcleo de mais de 1,4 massa solar, o material é forçado a tomar um estado degenerado: os eletrões já não pode permanecer nas suas órbitas em torno do núcleo (teriam uma velocidade maior que a da luz, em resposta ao princípio de exclusão de Pauli) e são forçados a núcleos atômicos, fundindo-se com os prótons para não deixar nêutrons quarto apenas confinados. A densidade de nêutrons no núcleo da estrela se torna de tal forma que a força nuclear forte agindo sobre eles torna-se repugnante.

Além disso, o princípio de Pauli vimos anteriormente também proíbe dois nêutrons para estar no mesmo estado em um só lugar. A adição da pressão criada pela degenerescência do princípio Pauli com a forte interação tornar-se repulsivo irá permitir que o resíduo da estrela não a entrar em colapso sob a pressão de gravidade ..

Em uma anã branca, que matéria é degenerada. Aqui está a degeneração da matéria bariônica para o qual estamos lidando.

A compacidade do último é ainda mais elevada: um cubo de açúcar do material pesa 400 bilhões de toneladas.

Hubble foi capaz de capturar uma imagem de uma estrela de nêutrons localizado a 400 anos luz da Terra.

Esta estrela foi anteriormente foi identificada pela sua emissão em raios-X, revelando a sua temperatura de superfície de cerca de 700.000 K. O seu tamanho é menos de 28 km de diâmetro.

A transformação dos átomos na estrela de nêutrons inicial vai liberar uma energia enorme, que corresponde à energia de ligação desses átomos. Esta energia é emitido principalmente sob a forma de neutrinos, para algumas dezenas de segundos. O brilho de uma supernova neutrino é tipicamente de 100 vezes maior do que a sua luminosidade óptica. Neutrinos interagem muito pouco com a matéria, eles conseguiram fugir imediatamente do coração do colapso estrela, quando os fótons se por horas, até dias para sair.

Observar os neutrinos, assim, produz informações sobre os primeiros estágios de colapso. Após a explosão da supernova, a estrela de nêutrons é criado a temperaturas acima de 1000, provavelmente bilhões de graus. Vai esfriar rapidamente, em menos de 1000 anos, até 1 milhão de graus. Posteriormente, a sua temperatura evoluirão muito mais lentamente. Na época de sua criação, esta estrela de nêutrons irá “recuperar” a rotação da estrela inicial através da conservação do momento angular. Será assim ligar-se muito rapidamente.

Por exemplo, o pulsar do caranguejo gira a uma velocidade de 30 rev / seg. Pensou-se até recentemente que a estrela de nêutrons começou rapidamente girando sobre si mesma, e depois abrandou com o tempo. Se este cenário é aceitável para uma estrela de neutrões isolado, no caso de um sistema binário onde a estrela companheiro é um pequeno efeito de acoplamento magnético com o disco de acreção irá formar o que parece ser a causa uma aceleração subsequente da velocidade de rotação da estrela de neutrões.

A transformação dos átomos na estrela de nêutrons inicial vai liberar uma energia enorme, que corresponde à energia de ligação desses átomos. Esta energia é emitido principalmente sob a forma de neutrinos, para algumas dezenas de segundos. O brilho de uma supernova neutrino é tipicamente de 100 vezes maior do que a sua luminosidade óptica. Neutrinos interagem muito pouco com a matéria, eles conseguiram fugir imediatamente do coração do colapso estrela, quando os fótons se por horas, até dias para sair. Observar os neutrinos, assim, produz informações sobre os primeiros estágios de colapso.

Após a explosão da supernova, a estrela de nêutrons é criado a temperaturas acima de 1000, provavelmente bilhões de graus. Vai esfriar rapidamente, em menos de 1000 anos, até 1 milhão de graus. Posteriormente, a sua temperatura evoluirão muito mais lentamente. Na época de sua criação, esta estrela de nêutrons irá “recuperar” a rotação da estrela inicial através da conservação do momento angular. Será assim ligar-se muito rapidamente. Por exemplo, o pulsar do caranguejo gira a uma velocidade de 30 rev / seg.

Pensou-se até recentemente que a estrela de nêutrons começou rapidamente girando sobre si mesma, e depois abrandou com o tempo. Se este cenário é aceitável para uma estrela de neutrões isolado, no caso de um sistema binário onde a estrela companheiro é um pequeno efeito de acoplamento magnético com o disco de acreção irá formar o que parece ser a causa uma aceleração subsequente da velocidade de rotação da estrela de neutrões.

Fonte: astronomy.swin.edu.au/fr.wikipedia.org/www.futura-sciences.com/rrumiano.free.fr