Нейтронные звезды являются "монстрами" Вселенной, несмотря на свой маленький размер.
1.Образование. В звезде равносильно действуют две силы - гравитация, сжимающая звезду, и давление излучения ядерной реакции синтеза (образование хим. веществ), которое выталкивает всю материю в космос. Во время синтеза водород превращается в гелий, гелий в углерод, и так по цепочке вплоть до железа, которое является слишком тяжелым металлом для образования других веществ, и синтез прекращается. Т.к. синтез больше не выталкивает материю в космос, ядро сжимается, из-за чего в нем электроны сливаются с протонами в нейтроны, а всё остальное улетает во взрыве сверхновой (во время которого и образуются более тяжелые элементы). Так и получаются нейтронные звезды.
2.Состав. Сперва идет тонкая атмосфера 10 см в высоту, температура которой 1 000 000 градусов С. Далее ровная поверхность (0-5 мм) из плотной решетки железа. Под ней сплошь одни нейтроны, а ядро является такой же загадкой, как и черные дыры.
3.Интересные факты. Если вы окажитесь слишком близко, то будьте уверены, что упадёте со скоростью более 5 000 000 км\ч!!! Помимо огромной плотности (1-3 солнце на шар в 25 км диаметром), нейтронные звезды очень быстро вращаются вокруг своей оси: некоторые в сотни оборотов в секунду, но есть и те, которые вращаются в четверть скорости света! Их магнитное поле в 8 000 000 000 000 раз мощнее земного и способно изгибать атомы.
Очень скучно написал для вас kiril-trifonoff.
NASA опубликовала шикарный снимок сделанный телескопом Хаббл, представляющий небольшую часть Туманности Головы Обезьяны, демонстрирующий плотное собрание космических "облаков" и пыли на фоне сиющего газа. Облака сформированы ультрафиолетовым светом въедающимся в холодные клубы водорода. По мере разогрева частиц космической пыли от радиации исходящей из центра туманности, они начинают сиять в инфракрасном спектре.
Данное фото особенно напоминает работу японского художника Кацусика Хокусаи – Большая Волна.
Новость взята с : http://shazoo.ru/2015/03/20/28876/short-magicheskaya-martyshka-v-kosmose
Коричневый карлик – это астрономический объект, являющийся чем-то средним между планетой и звездой. Масса коричневых карликов обычно меньше 0,075 массы Солнца, или примерно 75-ти масс Юпитера. (Эта максимальная масса немного выше для звёзд, содержащих меньшие количества тяжёлых элементов, чем Солнце.) Многие астрономы проводят границу между коричневыми карликами и планетами примерно по массе, равной 13 юпитерианским массам.
Разница между коричневыми карликами и звёздами состоит в том, что в отличие от звёзд коричневые карлики не могут достигнуть уровня стабильной светимости через осуществление термоядерного синтеза обычного водорода. Как звёзды, так и коричневые карлики производят энергию путём синтеза дейтерия (редкого изотопа водорода) в первые несколько миллионов лет своей жизни. Затем ядра звёзд продолжают сжиматься и разогреваться, по мере того как звёзды синтезируют водород. Однако коричневые карлики избегают дальнейшего сжатия, так как их ядра достаточно плотные, чтобы поддерживать своё существование за счёт давления вырождения электронов. Эти коричневые карлики с массами свыше 60 юпитерианских масс начинают синтезировать водород, но затем они стабилизируются и синтез прекращается.
Цвет коричневых карликов на самом деле не коричневый, а, скорее, от тёмно-красного до пурпурного, в зависимости от их температуры. Объекты с температурами ниже примерно 2200 К содержат в своих атмосферах зёрна минералов. Поверхностные температуры коричневых карликов зависят как от их массы, так и от их возраста. Самые массивные и молодые коричневые карлики разогреваются аж до 2800 К, перекрываясь своим температурным диапазоном со звёздами очень малой массы, или красными карликами. (Для сравнения, температура поверхности Солнца достигает 5800 К.) Все коричневые карлики в конце концов охлаждаются ниже минимальной температуры для звёзд главной последовательности в 1800 К. Самые старые и маленькие могут остыть даже до 300 К.
Коричневые карлики впервые были упомянуты в 1963 г. индийским астрономом Шивом Кумаром, который называл их «чёрными карликами». Американский астроном Джилл Тартер предложил название «коричневый карлик» в 1975 г.; хотя коричневые карлики совсем не коричневые, название прижилось, потому что считалось, что в этих объектах содержится большое количество пыли, и более подходящее название «красный карлик» уже описывало другой тип звёзд.
Поиски коричневых карликов в 1980-е и 1990-е гг. привели к обнаружению нескольких кандидатов; однако ни один из них не был подтверждён как коричневый карлик. Для того чтобы отличить коричневые карлики от звёзд такой же температуры, нужно проверить наличие в их спектре линии лития (который звёзды разрушают, когда переходят к синтезу водорода). Или же можно поискать более тусклые объекты, с температурой ниже, чем у звёзд. В 1995 г. оба метода принесли свои плоды. Астрономы из Калифорнийского университета, Беркли, обнаружили присутствие лития в одном из объектов Плеяд, но этот результат был принят научной общественностью не сразу. Этот объект, тем не менее, впоследствии был подтверждён как первый найденный коричневый карлик.
Астрономы из Паломарской обсерватории и Университета Джона Хопкинса обнаружили компаньона звезды малой массы, обозначенного ими как Глизе 229B. Присутствие линий метана в его спектре показало, что его поверхностные температуры не превышают 1200 К. Крайне низкая светимость возможного коричневого карлика, а также возраст его звёздного компаньона указали на то, что масса объекта составляет около 50 масс Юпитера. Поэтому Глизе 229 B стал первым объектом, признанным большинством учёных как коричневый карлик.
Инфракрасные обзоры неба и другие техники в настоящее время позволили обнаружить сотни коричневых карликов. Некоторые из них являются компаньонами звёзд, другие входят в состав двойных систем из коричневых карликов; многие являются изолированными объектами. Предполагается, что они формируются почти так же, как и звёзды, и что число коричневых карликов во Вселенной может составлять от 1 до 10% от числа звёзд.
Магнетар – это тип нейтронной звезды, обладающей очень мощным магнитным полем, часто достигающим 10 гигатесла – в квадриллионы раз мощнее, чем магнитное поле, окружающее Землю, и в миллионы раз мощнее, чем поле любого искусственного магнита, когда-либо созданного человечеством. Даже на расстоянии в 1000 километров от магнетара сила магнитного поля этого объекта настолько велика, что оно способно разорвать на части человеческие ткани. При распаде магнитное поле испускает высокоэнергетическое рентгеновское и гамма-излучение.
Первые зарегистрированные лучи, предположительно, идущие от магнетаров, наблюдались в 1979 г. Основная теория функционирования магнетара была предложена в 1979 г. Робертом Дунканом и Кристофером Томпсоном, чтобы объяснить наблюдаемые явления.
Согласно этой теории, при взрыве сверхновой звезда, коллапсирущая в нейтронную звезду, которая и так обладает мощным магнитным полем, может дополнительно усилить его, превращая механическую энергию, полученную при сжатии, в электромагнитную энергию. Этот механизм получил название «динамо», отсылающее к хорошо известным электрическим генераторам.
Оценки указывают на то, что примерно одна из десяти сверхновых может стать магнетаром.
Рождение магнетара
Нормальные нейтронные звёзды образуются, когда массивная звезда израсходует запасы своего водородного топлива, и становится неспособной более поддерживать горение своего ядра. В результате целого ряда событий звезда взрывается ослепительной вспышкой сверхновой, после которой остаётся лишь нейтральное ядро.
Во время этого процесса магнитное поле звезды усиливается в соответствии с физическим принципом, известным как условие сохранения потока. По сути, сжатие звезды в более компактную форму заставляет силу магнитного поля возрастать, с тем, чтобы на больших расстояниях от звезды поле оставалось неизменным.
В случае магнетаров, однако, условия сжатия в некоторой степени отличаются. И уникальная комбинация вращательного движения, температуры и силы магнитного поля превращает часть тепла и вращательной энергии звёзд в дополнительную энергию поля.
Ближайшее к Земле звёздное сверхскопление Вестерланд 1, находящееся на расстоянии примерно в 16000 световых лет от нас, содержит некоторые из наиболее массивных звёзд главной последовательности во Вселенной. Радиусы некоторых из этих гигантов сравнимы с орбитой Сатурна, а некоторые сравнимы по светимости с миллионами Солнц.
В центре этого сверхскопления был обнаружен гигантский магнетар – в то время как обычно нейтронные звёзды (а следовательно, и магнетары) образуются из звёзд с начальными массами в 10-25 масс Солнца, начальная масса этого объекта составляла около 40 солнечных масс.
Пока учёным неясно точно, почему эта звезда не сжалась до чёрной дыры – выдвигалось предположение, что наличие компаньона у звезды могло объяснить некоторую потерю массы, но этот компаньон не был обнаружен. Возможно, звезда-компаньон была уничтожена при взаимодействии со звездой, ставшей впоследствии магнетаром. В любом из случаев, решение этого вопроса пока не представляется очевидным.
