27. joulukuuta 2004, gammasäteiden purkaus saapuu meille aurinkokunta SGR 1806-20 (kuvattu taiteilijan kuvassa). Räjähdys oli niin voimakas, että se vaikutti maapallon ilmakehään yli 50 000 valovuoden etäisyydellä

Neutronitähti on kosminen kappale, joka on yksi evoluution mahdollisista tuloksista ja joka koostuu pääasiassa neutroniytimestä, joka on peitetty suhteellisen ohuella (n. 1 km) ainekuorella raskaiden atomiytimien ja elektronien muodossa. Neutronitähtien massat ovat verrattavissa tähtien massoihin, mutta tyypillinen neutronitähden säde on vain 10-20 kilometriä. Siksi tällaisen esineen aineen keskimääräinen tiheys on useita kertoja suurempi kuin atomiytimen tiheys (joka raskaille ytimille on keskimäärin 2,8·10 17 kg/m³). Neutronitähden painovoiman puristuminen edelleen estyy neutronien vuorovaikutuksesta syntyvän ydinaineen paineen vuoksi.

Monilla neutronitähdillä on erittäin korkea pyörimisnopeus, jopa tuhat kierrosta sekunnissa. Neutronitähdet syntyvät tähtien räjähdyksistä.

Useimpien luotettavasti mitattujen neutronitähtien massat ovat 1,3-1,5 auringon massaa, mikä on lähellä Chandrasekharin rajaa. Teoreettisesti neutronitähdet, joiden massa on 0,1 - noin 2,5 auringon massaa, ovat hyväksyttäviä, mutta ylärajamassan arvo tunnetaan tällä hetkellä erittäin epätarkasti. Massiivisimmat tunnetut neutronitähdet ovat Vela X-1 (jonka massa on vähintään 1,88±0,13 auringon massaa 1σ-tasolla, mikä vastaa α≈34 %:n merkitsevyystasoa), PSR J1614-2230ruen (massaarviolla 1,97 ± 0,04 aurinkoenergiaa) ja PSR J0348+0432ruen (massaarvio 2,01 ± 0,04 aurinkoenergiaa). Painovoima sisään neutronitähdet tasapainotetaan rappeutuneen neutronikaasun paineella, neutronitähden massan maksimiarvo saadaan Oppenheimer-Volkov-rajasta, numeerinen arvo joka riippuu (vielä huonosti tunnetusta) aineen tilayhtälöstä tähden ytimessä. On olemassa teoreettisia oletuksia, joiden mukaan neutronitähtien rappeutuminen kvarkeiksi on mahdollista vieläkin suuremmalla tiheyden lisääntymisellä.

Neutronitähden rakenne.

Magneettikenttä neutronitähtien pinnalla saavuttaa arvon 10 12 -10 13 G (vertailun vuoksi maapallolla on noin 1 G), neutronitähtien magnetosfäärien prosessit ovat vastuussa pulsarien radiosäteilystä. . 1990-luvulta lähtien jotkut neutronitähdet on tunnistettu magnetaareiksi - tähdiksi, joiden magneettikentät ovat luokkaa 10 14 G tai enemmän. Tällaiset magneettikentät (ylittää "kriittisen" arvon 4,414 10 13 G, jossa elektronin vuorovaikutusenergia magneettikentän kanssa ylittää sen lepoenergian mec²) tuovat käyttöön laadullisesti uutta fysiikkaa, koska erityiset relativistiset vaikutukset, fyysisen tyhjiön polarisaatio jne. tulee merkittäviksi.

Vuoteen 2012 mennessä oli löydetty noin 2000 neutronitähteä. Heistä noin 90 prosenttia on sinkkuja. Yhteensä meillä voi olla 10 8 - 10 9 neutronitähteä, eli noin yksi tuhatta tavallista tähteä. Neutronitähdille on ominaista suuri nopeus (yleensä satoja km/s). Pilviaineen kertymisen seurauksena neutronitähti voi olla tässä tilanteessa näkyvissä eri spektrialueilla, mukaan lukien optinen, jonka osuus emittoidusta energiasta on noin 0,003 % (vastaa magnitudia 10).

Valon painovoimapoikkeama (yli puolet pinnasta on näkyvissä valon relativistisen taipumisen vuoksi)

Neutronitähdet ovat yksi harvoista kosmisten esineiden luokista, jotka tarkkailijat ennustivat teoriassa ennen niiden löytämistä.

Vuonna 1933 tähtitieteilijät Walter Baade ja Fritz Zwicky ehdottivat, että neutronitähti voisi muodostua supernovaräjähdyksen seurauksena. Teoreettiset laskelmat tuolloin osoittivat, että neutronitähden säteily oli liian heikkoa havaittavaksi. Kiinnostus neutronitähtiä kohtaan vahvistui 1960-luvulla, kun röntgentähtitiede alkoi kehittyä, koska teoria ennusti, että niiden lämpösäteilyn maksimi saavutettaisiin pehmeällä röntgenalueella. Kuitenkin yllättäen ne löydettiin radiohavainnoista. Vuonna 1967 Jocelyn Bell, E. Huishin jatko-opiskelija, löysi esineitä, jotka lähettävät säännöllisiä radioaaltopulsseja. Tämä ilmiö selitettiin radiosäteen kapealla suunnalla nopeasti pyörivästä kohteesta - eräänlaisesta "kosmisesta radiomajakasta". Mutta mikä tahansa tavallinen tähti romahtaa niin suurella pyörimisnopeudella. Vain neutronitähdet soveltuivat tällaisten majakoiden rooliin. Pulsarin PSR B1919+21 uskotaan olevan ensimmäinen löydetty neutronitähti.

Neutronitähden vuorovaikutus ympäröivän aineen kanssa määräytyy kahdella pääparametrilla ja sen seurauksena niiden havaittavilla ilmenemismuodoilla: pyörimisjaksolla (nopeudella) ja magnitudilla magneettikenttä. Ajan myötä tähti kuluttaa pyörimisenergiaa, ja sen pyöriminen hidastuu. Myös magneettikenttä heikkenee. Tästä syystä neutronitähti voi muuttaa tyyppiään elämänsä aikana. Alla on neutronitähtien nimikkeistö pyörimisnopeuden mukaan laskevassa järjestyksessä V.M.:n monografian mukaan. Lipunova. Koska pulsarimagnetosfäärien teoria kehittyy edelleen, on olemassa vaihtoehtoisia teoreettisia malleja.

Vahvat magneettikentät ja lyhyt pyörimisjakso. Magnetosfäärin yksinkertaisimmassa mallissa magneettikenttä pyörii kiinteästi, eli samalla kulmanopeudella kuin neutronitähden kappale. Tietyllä säteellä lineaarinen nopeus Kentän pyörimisnopeus lähestyy valon nopeutta. Tätä sädettä kutsutaan "valosylinterin säteeksi". Tämän säteen ulkopuolella tavallista dipolikenttää ei voi olla olemassa, joten kentänvoimakkuusviivat katkeavat tässä pisteessä. Magneettisia kenttälinjoja pitkin liikkuvat varautuneet hiukkaset voivat poistua neutronitähdestä tällaisten kallioiden läpi ja lentää tähtienväliseen avaruuteen. Tämän tyyppinen neutronitähti "poistaa" (ranskan sanasta éjector - päästää ulos, työntää ulos) relativistisia varautuneita hiukkasia, jotka säteilevät radioalueella. Ejektorit havaitaan radiopulsareina.

Potkuri

Pyörimisnopeus ei enää riitä hiukkasten irtoamiseen, joten tällainen tähti ei voi olla radiopulsari. Pyörimisnopeus on kuitenkin edelleen suuri, eikä magneettikentän vangitsemaa neutronitähteä ympäröivä aine voi pudota, eli aineen kertymistä ei tapahdu. Tämän tyyppisillä neutronitähdillä ei käytännössä ole havaittavia ilmenemismuotoja, ja niitä on tutkittu huonosti.

Accrector (röntgenpulsar)

Pyörimisnopeus laskee sellaiselle tasolle, että mikään ei estä nyt ainetta putoamasta tällaisen neutronitähden päälle. Putoava aine, joka on jo plasmatilassa, liikkuu magneettikenttäviivoja pitkin ja osuu neutronitähden rungon kiinteään pintaan sen napojen alueella kuumeneen jopa kymmeniin miljooniin asteisiin. Aine, joka on kuumennettu sellaiseen korkeita lämpötiloja, hohtaa kirkkaasti röntgenalueella. Alue, jossa putoavan aineen törmäys neutronitähden kappaleen pintaan tapahtuu, on hyvin pieni - vain noin 100 metriä. Tähden pyörimisen vuoksi tämä kuuma piste katoaa ajoittain näkyvistä ja röntgensäteilyn säännöllisiä pulsaatioita havaitaan. Tällaisia ​​kohteita kutsutaan röntgenpulsareiksi.

Georotaattori

Tällaisten neutronitähtien pyörimisnopeus on alhainen, eikä se estä lisääntymistä. Mutta magnetosfäärin koko on sellainen, että magneettikenttä pysäyttää plasman ennen kuin painovoima vangitsee sen. Samanlainen mekanismi toimii Maan magnetosfäärissä, minkä vuoksi tämäntyyppinen neutronitähti sai nimensä.

Magnetar

Neutronitähti, jolla on poikkeuksellisen voimakas magneettikenttä (jopa 10 11 T). Magnetaarien teoreettinen olemassaolo ennustettiin vuonna 1992, ja ensimmäiset todisteet niiden todellisesta olemassaolosta saatiin vuonna 1998, kun havainnoitiin voimakasta gamma- ja röntgensäteilyn purkausta lähteestä SGR 1900+14 Akvilan tähdistössä. Magnetaarien käyttöikä on noin 1 000 000 vuotta. Magneeteilla on voimakkain magneettikenttä.

Magnetaarit ovat vähän tutkittu neutronitähtien tyyppi, koska harvat ovat tarpeeksi lähellä Maata. Magnetaarien halkaisija on noin 20-30 km, mutta useimpien niiden massa on suurempi kuin Auringon massa. Magnetaari on niin puristettu, että sen aineen herne painaisi yli 100 miljoonaa tonnia. Suurin osa tunnetuista magnetaareista pyörii hyvin nopeasti, ainakin useita kiertoja akselinsa ympäri sekunnissa. Havaittu gammasäteilyssä lähellä röntgensäteitä, se ei lähetä radiosäteilyä. Elinkaari magnetar on melko lyhyt. Niiden vahvat magneettikentät häviävät noin 10 000 vuoden kuluttua, minkä jälkeen niiden aktiivisuus ja röntgensäteily lakkaavat. Erään oletuksen mukaan galaksiimme olisi voinut muodostua jopa 30 miljoonaa magnetaaria koko sen olemassaolon aikana. Magnetaarit muodostuvat massiivisista tähdistä, joiden alkumassa on noin 40 M☉.

Magnetaarin pinnalle syntyvät iskut aiheuttavat valtavia tärinöitä tähdessä; niihin liittyvät heilahtelut magneettikentässä johtavat usein valtaviin gammasäteilypurkauksiin, jotka havaittiin Maapallolla vuosina 1979, 1998 ja 2004.

Toukokuussa 2007 tiedettiin kaksitoista magnetaaria, ja kolme muuta ehdokasta odotti vahvistusta. Esimerkkejä tunnetuista magnetaareista:

SGR 1806-20, joka sijaitsee 50 000 valovuoden päässä Maasta vastakkainen puoli Linnunradan galaksimme Jousimiehen tähdistössä.
SGR 1900+14, 20 000 valovuoden etäisyydellä, sijaitsee Akvilan tähdistössä. Pitkän vähäpäästöisen jakson jälkeen (merkittäviä räjähdyksiä vain vuosina 1979 ja 1993) se aktivoituu touko-elokuussa 1998, ja 27. elokuuta 1998 havaittu räjähdys oli riittävän voimakas pakottamaan NEAR Shoemaker -avaruusalus suljetuksi. estää vaurioita. NASAn Spitzer-teleskooppi löysi 29. toukokuuta 2008 tämän magnetaarin ympäriltä ainerenkaita. Uskotaan, että tämä rengas muodostui vuonna 1998 havaitusta räjähdyksestä.
1E 1048.1-5937 on poikkeava röntgenpulsari, joka sijaitsee 9 000 valovuoden päässä Carinan tähdistössä. Tähden, josta magnetaari muodostui, massa oli 30-40 kertaa suurempi kuin Auringon.
Täydellinen luettelo on magnetaariluettelossa.

Syyskuusta 2008 lähtien ESO raportoi alun perin magnetaariksi pidetyn esineen tunnistamisesta, SWIFT J195509+261406; se tunnistettiin alun perin gammapurskeilla (GRB 070610)

Astrofysiikassa, kuten kaikilla muillakin tieteenaloilla, mielenkiintoisimpia ovat evoluutioongelmat, jotka liittyvät ikuisiin kysymyksiin "mitä tapahtui?" ja se tulee olemaan?". Mitä tapahtuu tähtien massalle, suunnilleen yhtä suuri massa meidän aurinkomme, tiedämme jo. Sellainen tähti, joka on käynyt läpi vaiheen punainen jättiläinen, tulee valkoinen kääpiö. Valkoiset kääpiöt Hertzsprung-Russell-kaaviossa sijaitsevat pääsekvenssin ulkopuolella.

Valkoiset kääpiöt ovat aurinkomassatähtien evoluution loppu. Ne ovat eräänlainen evoluution umpikuja. Hidas ja hiljainen sukupuutto on tien loppu kaikille tähdille, joiden massa on pienempi kuin Aurinko. Entä massiiviset tähdet? Näimme, että heidän elämänsä oli täynnä myrskyisiä tapahtumia. Mutta luonnollinen kysymys herää: miten supernovaräjähdyksenä havaitut hirvittävät kataklysmit päättyvät?

Vuonna 1054 vieraileva tähti välähti taivaalla. Se näkyi taivaalla jopa päivällä ja sammui vasta muutaman kuukauden kuluttua. Tänään näemme tämän tähtikatastrofin jäänteet kirkkaan optisen objektin muodossa, joka on merkitty Messier-sumukatalogissa M1:ksi. Tämä on kuuluisa Rapusumu- supernovaräjähdyksen jäännös.

Vuosisadamme 40-luvulla amerikkalainen tähtitieteilijä V. Baade alkoi tutkia "ravun" keskiosaa yrittääkseen löytää supernovaräjähdyksen tähtijäännöksen sumun keskeltä. Muuten, nimen "rapu" antoi tälle esineelle 1800-luvulla englantilainen tähtitieteilijä Lord Ross. Baade löysi ehdokkaan tähtien jäännökselle asteriskin 17t muodossa.

Mutta tähtitieteilijä oli epäonninen, hänellä ei ollut asianmukaisia ​​laitteita yksityiskohtaiseen tutkimukseen, joten hän ei voinut huomata, että tämä tähti tuikki ja sykkii. Jos näiden kirkkauspulsaatioiden jakso ei olisi ollut 0,033 sekuntia, vaan vaikkapa useita sekunteja, Baade olisi epäilemättä huomannut tämän, ja silloin ensimmäisen pulsarin löytämisen kunnia ei olisi kuulunut A. Hewishille ja D. Bellille.

Noin kymmenen vuotta ennen kuin Baade osoitti kaukoputkensa keskelle Rapusumu, teoreettiset fyysikot alkoivat tutkia aineen tilaa tiheyksillä, jotka ylittävät valkoisten kääpiöiden tiheyden (106 - 107 g/cm3). Kiinnostus aihetta kohtaan heräsi tähtien evoluution viimeisten vaiheiden ongelman yhteydessä. On mielenkiintoista, että yksi tämän idean kirjoittajista oli sama Baade, joka yhdisti neutronitähden olemassaolon supernovaräjähdyksen kanssa.

Jos ainetta puristetaan tiheydeltään suurempiin kuin valkoisten kääpiöiden tiheydet, niin sanotut neutronisaatioprosessit alkavat. Hirveä paine tähden sisällä "ajaa" elektroneja atomiytimiin. Normaaleissa olosuhteissa elektroneja absorboinut ydin on epävakaa, koska se sisältää ylimääräisen määrän neutroneja. Näin ei kuitenkaan ole kompakteissa tähdissä. Kun tähden tiheys kasvaa, ytimet absorboivat asteittain rappeutuneen kaasun elektroneja ja tähti muuttuu pikkuhiljaa jättiläiseksi neutronitähti- tippa. Degeneroitunut elektronikaasu korvataan degeneroituneella neutronikaasulla, jonka tiheys on 1014-1015 g/cm3. Toisin sanoen neutronitähden tiheys on miljardeja kertoja suurempi kuin valkoisen kääpiön.

Pitkään tätä hirviömäistä tähden muotoa pidettiin teoreetikkojen mielen pelinä. Kesti yli kolmekymmentä vuotta ennen kuin luonto vahvisti tämän erinomaisen ennusteen. Samalla 30-luvulla tehtiin toinenkin tärkeä löytö, jolla oli ratkaiseva vaikutus koko tähtien evoluutioteoriaan. Chandrasekhar ja L. Landau totesivat, että tähdellä, joka on käyttänyt ydinenergiansa, on tietty rajoittava massa, kun tähti pysyy edelleen vakaana. Tässä massassa rappeutuneen kaasun paine pystyy edelleen vastustamaan painovoimaa. Seurauksena on, että rappeutuneiden tähtien (valkoiset kääpiöt, neutronitähdet) massalla on rajallinen raja (Chandrasekhar-raja), jonka ylittäminen aiheuttaa tähden katastrofaalisen puristumisen, sen romahtamisen.

Huomaa, että jos tähden ydinmassa on välillä 1,2 M ja 2,4 M, tällaisen tähden evoluution lopullisen "tuotteen" tulisi olla neutronitähti. Kun ydinmassa on alle 1,2 M, evoluutio johtaa lopulta valkoisen kääpiön syntymiseen.

Mikä on neutronitähti? Tiedämme sen massan, tiedämme myös, että se koostuu pääasiassa neutroneista, joiden koot myös tunnetaan. Tästä on helppo määrittää tähden säde. Osoittautuu, että se on lähellä... 10 kilometriä! Tällaisen kohteen säteen määrittäminen ei todellakaan ole vaikeaa, mutta on erittäin vaikeaa visualisoida, että Auringon massaa lähellä oleva massa voidaan sijoittaa esineeseen, jonka halkaisija on hieman suurempi kuin Moskovan Profsoyuznaya-kadun pituus. Tämä on jättimäinen ydinpisara, elementin superydin, joka ei sovi mihinkään jaksollisiin järjestelmiin ja jolla on odottamaton, erikoinen rakenne.

Neutronitähden aineella on supernesteen ominaisuuksia! Tätä tosiasiaa on vaikea uskoa ensi silmäyksellä, mutta se on totta. Aine, joka on puristettu hirviömäisiin tiheyksiin, muistuttaa jossain määrin nestemäistä heliumia. Lisäksi ei pidä unohtaa, että neutronitähden lämpötila on noin miljardi astetta, ja kuten tiedämme, superfluiditeetti maanpäällisissä olosuhteissa ilmenee vain erittäin alhaisissa lämpötiloissa.

Totta, lämpötilalla ei ole erityistä roolia itse neutronitähden käyttäytymisessä, koska sen stabiilisuus määräytyy rappeutuneen neutronikaasun - nesteen - paineen avulla. Neutronitähden rakenne on monella tapaa samanlainen kuin planeetan rakenne. "Vaipan" lisäksi, joka koostuu aineesta, jolla on suprajohtavan nesteen hämmästyttävät ominaisuudet, sellaisella tähdellä on ohut, kova kuori, jonka paksuus on noin kilometri. Oletetaan, että kuorella on erikoinen kiderakenne. Se on omituista, koska toisin kuin meille tunnetuissa kiteissä, joissa kiteen rakenne riippuu atomin elektronikuorten konfiguraatiosta, neutronitähden kuoressa atomiytimissä ei ole elektroneja. Siksi ne muodostavat hilan, joka muistuttaa raudan, kuparin, sinkin kuutiometriä, mutta vastaavasti mittaamattoman enemmän korkeat tiheydet. Seuraavaksi tulee vaippa, jonka ominaisuuksista olemme jo puhuneet. Neutronitähden keskellä tiheys saavuttaa 1015 grammaa kuutiosenttimetriä kohden. Toisin sanoen teelusikallinen tällaisen tähden materiaalia painaa miljardeja tonneja. Oletetaan, että neutronitähden keskustassa muodostuu jatkuvasti kaikkia ydinfysiikassa tunnettuja sekä vielä löytämättömiä eksoottisia alkuainehiukkasia.

Neutronitähdet jäähtyvät melko nopeasti. Arvioiden mukaan lämpötila putoaa useista miljardeista satoihin miljooniin asteisiin ensimmäisten 10-10000 vuoden aikana. Neutronitähdet pyörivät nopeasti, ja tämä johtaa useisiin erittäin mielenkiintoisiin seurauksiin. Muuten, tähden pieni koko mahdollistaa sen pysymisen ehjänä nopean pyörimisen aikana. Jos sen halkaisija ei olisi 10, vaan vaikkapa 100 kilometriä, se yksinkertaisesti repeytyisi keskipakovoimien vaikutuksesta.

Olemme jo puhuneet pulsarien löytämisen kiehtovasta historiasta. Välittömästi esitettiin ajatus, että pulsar oli nopeasti pyörivä neutronitähti, koska kaikista tunnetuista tähtikokoonpanoista vain se pystyi pysymään vakaana pyörien suurella nopeudella. Juuri pulsareiden tutkiminen mahdollisti sen merkittävän johtopäätöksen, että teoreetikkojen "kynän kärjestä" löytämiä neutronitähtiä todellakin on luonnossa ja ne syntyvät supernovaräjähdyksen seurauksena. Vaikeudet havaita niitä optisella alueella ovat ilmeisiä, koska niiden pienen halkaisijan vuoksi useimpia neutronitähtiä ei voida nähdä tehokkaimmissa kaukoputkissa, vaikka, kuten olemme nähneet, on poikkeuksia - pulsar Rapusumu.

Joten tähtitieteilijät löysivät uusi luokka esineet - pulsarit, nopeasti pyöriviä neutronitähtiä. Herää luonnollinen kysymys: mikä on syy neutronitähden niin nopeaan pyörimiseen, miksi sen pitäisi itse asiassa pyöriä akselinsa ympäri valtavalla nopeudella?

Syy tähän ilmiöön on yksinkertainen. Tiedämme hyvin, kuinka luistelija voi lisätä pyörimisnopeutta, kun hän painaa käsiään lähemmäs vartaloaan. Näin tehdessään hän käyttää liikemäärän säilymislakia. Tätä lakia ei koskaan rikota, ja juuri tämä laki lisää supernovaräjähdyksen aikana jäännöksensä, pulsarin, pyörimisnopeutta moninkertaisesti.

Itse asiassa tähden romahduksen aikana sen massa (räjähdyksen jälkeen jäljellä oleva) ei muutu, mutta säde pienenee noin satatuhatta kertaa. Mutta kulmaliikemäärä, joka on yhtä suuri kuin päiväntasaajan pyörimisnopeuden tulo massan ja säteen mukaan, pysyy samana. Massa ei muutu, joten nopeuden täytyy kasvaa samalla satatuhatta kertaa.

Katsotaanpa yksinkertaista esimerkkiä. Aurinkomme pyörii melko hitaasti oman akselinsa ympäri. Tämän kierron kesto on noin 25 päivää. Joten jos Auringosta tulisi yhtäkkiä neutronitähti, sen kiertoaika lyhenisi kymmeneen tuhannesosaan sekunnissa.

Toinen tärkeä säilymislakien seuraus on, että neutronitähtien on oltava erittäin voimakkaasti magnetoituneita. Itse asiassa missään luonnollisessa prosessissa emme voi yksinkertaisesti tuhota magneettikenttää (jos se on jo olemassa). Magneettikenttäviivat liittyvät ikuisesti tähtien aineeseen, jolla on erinomainen sähkönjohtavuus. Magneettivuon suuruus tähden pinnalla on yhtä suuri kuin magneettikentän voimakkuuden tulo tähden säteen neliöllä. Tämä arvo on ehdottomasti vakio. Siksi tähden supistuessa magneettikentän pitäisi kasvaa erittäin voimakkaasti. Tarkastelkaamme tätä ilmiötä yksityiskohtaisesti, koska juuri tämä ilmiö määrittää monet pulsarien hämmästyttävät ominaisuudet.

Magneettikentän voimakkuus voidaan mitata maapallomme pinnalla. Saamme pienen noin yhden gaussin arvon. Hyvässä fysiikan laboratoriossa voidaan saada miljoonan gaussin magneettikentät. Valkoisten kääpiöiden pinnalla magneettikentän voimakkuus saavuttaa sata miljoonaa gaussia. Läheinen kenttä on vieläkin vahvempi - jopa kymmenen miljardia gaussia. Mutta neutronitähden pinnalla luonto saavuttaa absoluuttisen ennätyksen. Tässä kentänvoimakkuus voi olla satoja tuhansia miljardeja gausseja. Tällaisen kentän sisältävässä litrapurkissa oleva tyhjiö painaisi noin tuhat tonnia.

Tällaiset voimakkaat magneettikentät eivät voi muuta kuin vaikuttaa (tietysti yhdessä gravitaatiokentän kanssa) neutronitähden ja ympäröivän aineen vuorovaikutuksen luonteeseen. Loppujen lopuksi emme ole vielä puhuneet siitä, miksi pulsarilla on valtava aktiivisuus, miksi ne lähettävät radioaaltoja. Eikä vain radioaaltoja. Nykyään astrofyysikot ovat hyvin tietoisia röntgenpulsareista, joita havaitaan vain binäärijärjestelmissä, gammasäteilylähteistä, joilla on epätavallisia ominaisuuksia, niin sanotuista röntgenpurskeista.

Jos haluat kuvitella neutronitähden ja aineen välisen vuorovaikutuksen erilaisia ​​mekanismeja, siirrytään yleiseen teoriaan hitaista muutoksista neutronitähtien vuorovaikutustapojen kanssa. ympäristöön. Tarkastellaanpa lyhyesti tällaisen evoluution päävaiheita. Neutronitähdet - supernovaräjähdyksen jäänteet - pyörivät aluksi hyvin nopeasti 10 -2 - 10 -3 sekunnin jaksolla. Näin nopealla pyörimisellä tähti lähettää radioaaltoja, sähkömagneettista säteilyä ja hiukkasia.

Yksi pulsarien hämmästyttävimmistä ominaisuuksista on niiden säteilyn hirvittävä voima, miljardeja kertoja suurempi kuin tähtien sisältä tuleva säteily. Esimerkiksi pulsarin radiosäteilyteho "ravussa" saavuttaa 1031 erg/sek, optiikassa 1034 erg/s, mikä on paljon enemmän kuin Auringon emissioteho. Tämä pulsari lähettää vielä enemmän röntgen- ja gammasäteilyalueilla.

Miten nämä luonnonenergian generaattorit toimivat? Kaikilla radiopulsarilla on yksi yhteinen ominaisuus, joka toimi avaimena niiden toimintamekanismin purkamiseen. Tämä ominaisuus piilee siinä, että pulssin emissiojakso ei pysy vakiona, se kasvaa hitaasti. On syytä huomata, että teoreetikot ennustivat ensin tämän pyörivien neutronitähtien ominaisuuden ja vahvistivat sen sitten hyvin nopeasti kokeellisesti. Siten vuonna 1969 havaittiin, että pulsaripulssien päästöaika "ravussa" kasvaa 36 sekunnin miljardisosalla päivässä.

Emme puhu nyt siitä, miten niin lyhyitä ajanjaksoja mitataan. Meille on tärkeää itse pulssien välisen ajanjakson pidentäminen, mikä muuten mahdollistaa pulsareiden iän arvioimisen. Mutta silti, miksi pulsari lähettää radiosäteilypulsseja? Tätä ilmiötä ei ole täysin selitetty minkään täydellisen teorian puitteissa. Mutta laadullinen kuva ilmiöstä voidaan kuitenkin tehdä.

Asia on siinä, että neutronitähden pyörimisakseli ei ole sama kuin sen magneettinen akseli. Sähködynamiikasta tiedetään hyvin, että jos magneettia pyöritetään tyhjiössä sellaisen akselin ympäri, joka ei ole sama kuin magneettinen, syntyy sähkömagneettista säteilyä täsmälleen magneetin pyörimistaajuudella. Samalla magneetin pyörimisnopeus hidastuu. Tämä on ymmärrettävää yleisestä näkökulmasta, sillä jos jarrutusta ei tapahtuisi, meillä olisi vain ikuinen liikennekone.

Näin ollen lähettimemme ammentaa radiopulssien energiaa tähden pyörimisestä ja sen magneettikenttä on kuin koneen käyttöhihna. Todellinen prosessi on paljon monimutkaisempi, koska tyhjiössä pyörivä magneetti on vain osittain pulsarin analogi. Loppujen lopuksi neutronitähti ei pyöri tyhjiössä, sitä ympäröi voimakas magnetosfääri, plasmapilvi, ja tämä on hyvä johdin, joka tekee omat säätönsä piirtämäämme yksinkertaiseen ja melko kaavamaiseen kuvaan. Pulsarin magneettikentän vuorovaikutuksen seurauksena ympäröivän magnetosfäärin kanssa muodostuu kapeita suunnatun säteilyn säteitä, jotka suotuisalla "tähtien sijainnilla" voidaan havaita eri alueita galakseissa, erityisesti maan päällä.

Radiopulsarin nopea pyöriminen sen elinkaaren alussa ei aiheuta pelkästään radiosäteilyä. Merkittävä osa energiasta kulkeutuu myös relativististen hiukkasten mukana. Kun pulsarin pyörimisnopeus laskee, säteilypaine laskee. Aiemmin säteily oli työntänyt plasman pois pulsarista. Nyt ympäröivä aine alkaa pudota tähden päälle ja sammuttaa sen säteilyn. Tämä prosessi voi olla erityisen tehokas, jos pulsar on osa binäärijärjestelmää. Tällaisessa järjestelmässä, varsinkin jos se on tarpeeksi lähellä, pulsari vetää "normaalin" kumppanin aineen itseensä.

Jos pulsari on nuori ja täynnä energiaa, sen radiosäteily pystyy silti "murtamaan" tarkkailijan luo. Mutta vanha pulsari ei enää pysty taistelemaan lisääntymistä vastaan, ja se "sammuttaa" tähden. Kun pulsarin pyöriminen hidastuu, muita merkittäviä prosesseja alkaa ilmaantua. Koska neutronitähden gravitaatiokenttä on erittäin voimakas, aineen kertyminen vapauttaa huomattavan määrän energiaa röntgensäteiden muodossa. Jos binäärijärjestelmässä normaali kumppani lisää pulsariin huomattavan määrän ainetta, noin 10 -5 - 10 -6 M vuodessa, neutronitähteä ei havaita radiopulsarina, vaan röntgenpulsarina.

Mutta siinä ei vielä kaikki. Joissakin tapauksissa, kun neutronitähden magnetosfääri on lähellä sen pintaa, ainetta alkaa kertyä sinne muodostaen eräänlaisen tähden kuoren. Tässä kuoressa voidaan luoda suotuisat olosuhteet lämpöydinreaktioiden tapahtumiselle, jolloin voimme nähdä taivaalla röntgenpurskeen (alkaen Englanninkielinen sana purske - "salama").

Itse asiassa tämän prosessin ei pitäisi näyttää meille odottamattomalta, olemme jo puhuneet siitä valkoisten kääpiöiden yhteydessä. Olosuhteet valkoisen kääpiön ja neutronitähden pinnalla ovat kuitenkin hyvin erilaiset, ja siksi röntgenpurkaukset liittyvät selvästi neutronitähtiin. Thermo ydinräjähdyksiä havaitsemme niitä röntgensäteiden ja kenties gammapurkausten muodossa. Todellakin, jotkut gammapurkaukset voivat näyttää johtuvan lämpöydinräjähdyksistä neutronitähtien pinnalla.

Mutta palataanpa röntgenpulsareihin. Niiden säteilymekanismi on luonnollisesti täysin erilainen kuin pursotusten. Ydinenergialähteillä ei ole enää tässä roolia. Itse neutronitähden kineettistä energiaa ei myöskään voida sovittaa yhteen havaintotietojen kanssa.

Otetaan esimerkkinä röntgenlähde Centaurus X-1. Sen teho on 10 erg/s. Siksi tämän energian reservi voisi riittää vain vuodeksi. Lisäksi on aivan ilmeistä, että tähden pyörimisjakson pitäisi tässä tapauksessa kasvaa. Monissa röntgenpulsareissa, toisin kuin radiopulsareissa, pulssien välinen aika kuitenkin pienenee ajan myötä. Tästä ei siis ole tässä kysymys. kineettinen energia kierto. Kuinka röntgenpulsarit toimivat?

Muistamme, että ne ilmenevät kaksoisjärjestelmissä. Siellä lisääntymisprosessit ovat erityisen tehokkaita. Nopeus, jolla aine putoaa neutronitähteen, voi olla kolmasosa valon nopeudesta (100 tuhatta kilometriä sekunnissa). Sitten yksi gramma ainetta vapauttaa 1020 ergin energiaa. Ja energian vapautumisen varmistamiseksi 1037 erg/s, on välttämätöntä, että aineen virtaus neutronitähteen on 1017 grammaa sekunnissa. Tämä ei yleensä ole kovin paljon, noin tuhannesosa maapallon massasta vuodessa.

Materiaalin toimittaja voi olla optinen kumppani. Kaasuvirta virtaa jatkuvasti osasta sen pintaa kohti neutronitähteä. Se toimittaa sekä energiaa että ainetta neutronitähden ympärille muodostuvalle akkretiolevylle.

Koska neutronitähdellä on valtava magneettikenttä, kaasu "virtaa" magneettikenttälinjoja pitkin kohti napoja. Siellä, suhteellisen pienissä, vain kilometrin kokoisissa "pisteissä", tapahtuu suurenmoisia voimakkaan röntgensäteilyn luomisprosesseja. Röntgensäteitä lähettävät pulsarin magneettikentässä liikkuvat relativistiset ja tavalliset elektronit. Sen päälle putoava kaasu voi myös "syöttää" sen pyörimisnopeutta. Siksi juuri röntgenpulsareissa havaitaan useissa tapauksissa pyörimisjakson pienenemistä.

Binäärijärjestelmiin sisältyvät röntgenlähteet ovat yksi avaruuden merkittävimmistä ilmiöistä. Niitä on vähän, luultavasti korkeintaan sata galaksissamme, mutta niiden merkitys on valtava, ei vain näkökulmasta, erityisesti tyypin I ymmärtämisen kannalta. Kaksoisjärjestelmät tarjoavat luonnollisimmat ja tehokas tapa aineen virtaus tähdestä tähteen, ja juuri täällä (tähtien massan suhteellisen nopean muutoksen vuoksi) voimme kohdata erilaisia ​​vaihtoehtoja "kiihdytetylle" evoluutiolle.

Toinen mielenkiintoinen huomio. Tiedämme, kuinka vaikeaa, melkein mahdotonta, on arvioida yhden tähden massa. Mutta koska neutronitähdet ovat osa binäärisysteemejä, voi käydä ilmi, että ennemmin tai myöhemmin on mahdollista määrittää empiirisesti (ja tämä on erittäin tärkeää!) neutronitähden enimmäismassa sekä saada suoraa tietoa sen alkuperästä. .

NEUTRONIN TÄHTI
tähti, joka koostuu pääasiassa neutroneista. Neutroni on neutraali subatominen hiukkanen, yksi aineen pääkomponenteista. Oletuksen neutronitähtien olemassaolosta esittivät tähtitieteilijät W. Baade ja F. Zwicky heti neutronin löytämisen jälkeen vuonna 1932. Mutta tämä hypoteesi vahvistettiin havainnoilla vasta pulsarien löytämisen jälkeen vuonna 1967.
Katso myös PULSAR. Neutronitähdet muodostuvat normaalien tähtien, joiden massat ovat useita kertoja Aurinkoa suurempia, painovoiman romahtamisen seurauksena. Neutronitähden tiheys on lähellä atomiytimen tiheyttä, ts. 100 miljoonaa kertaa suurempi kuin tavallisen aineen tiheys. Siksi valtavalla massallaan neutronitähden säde on vain noin. 10 km. Neutronitähden pienestä säteestä johtuen painovoima sen pinnalla on erittäin suuri: noin 100 miljardia kertaa suurempi kuin maan päällä. Tätä tähteä estää romahtamasta tiheän neutroniaineen "degeneraatiopaine", joka ei riipu sen lämpötilasta. Jos neutronitähden massa kuitenkin nousee yli noin 2 aurinkoa, painovoima ylittää tämän paineen eikä tähti kestä romahdusta.
Katso myös GRAVITAATIOINEN KOLAPSIO. Neutronitähdillä on erittäin voimakas magneettikenttä, joka saavuttaa pinnalla 10 12-10 13 G (vertailun vuoksi: maapallolla on noin 1 G). Neutronitähtiin liittyy kaksi erityyppistä taivaankappaletta.
Pulsarit (radiopulsarit). Nämä esineet lähettävät radioaaltopulsseja tiukasti säännöllisesti. Säteilymekanismi ei ole täysin selvä, mutta uskotaan, että pyörivä neutronitähti lähettää radiosäteen magneettikenttään liittyvään suuntaan, jonka symmetria-akseli ei ole sama kuin tähden pyörimisakseli. Siksi pyöriminen aiheuttaa radiosäteen pyörimisen, joka suuntautuu ajoittain Maata kohti.
Röntgenkuva kaksinkertaistuu. Sykkivät röntgensädelähteet liittyvät myös neutronitähtiin, jotka ovat osa binäärijärjestelmää, jossa on massiivinen normaalitähti. Tällaisissa järjestelmissä normaalin tähden pinnalta tuleva kaasu putoaa neutronitähteen kiihtyen valtavaan nopeuteen. Kun kaasu osuu neutronitähden pintaan, se vapauttaa 10-30 % lepoenergiastaan, kun taas ydinreaktioiden aikana tämä luku ei nouse 1 %:iin. Korkeaan lämpötilaan kuumennetun neutronitähden pinnasta tulee röntgensäteilyn lähde. Kaasun putoaminen ei kuitenkaan tapahdu tasaisesti koko pinnalla: neutronitähden voimakas magneettikenttä vangitsee putoavan ionisoidun kaasun ja ohjaa sen magneettinapoihin, missä se putoaa kuin suppiloon. Siksi vain napa-alueet kuumenevat hyvin, ja pyörivällä tähdellä niistä tulee röntgenpulssien lähteitä. Tällaisen tähden radiopulsseja ei enää vastaanoteta, koska radioaallot absorboituvat sitä ympäröivään kaasuun.
Yhdiste. Neutronitähden tiheys kasvaa syvyyden myötä. Vain muutaman senttimetrin paksuisen ilmakehän alla on useita metrejä paksu nestemäinen metallikuori ja sen alapuolella kilometriä paksu kiinteä kuori. Kuoren ainesosa muistuttaa tavallista metallia, mutta on paljon tiheämpää. Kuoren ulkoosassa se on pääasiassa rautaa; Syvyyden myötä neutronien osuus koostumuksessa kasvaa. Kun tiheys saavuttaa n. 4*10 11 g/cm3, neutronien osuus kasvaa niin paljon, että osa niistä ei ole enää osa ytimiä, vaan muodostaa jatkuvan väliaineen. Siellä aine on kuin neutronien ja elektronien "meri", jossa atomiytimet ovat välissä. Ja tiheydellä n. 2*10 14 g/cm3 (atomiytimen tiheys), yksittäiset ytimet häviävät kokonaan ja jäljelle jää jatkuva neutroni "neste" protonien ja elektronien sekoituksella. On todennäköistä, että neutronit ja protonit käyttäytyvät kuin superneste, kuten nestemäinen helium ja suprajohtavat metallit maallisissa laboratorioissa.

Vielä suuremmilla tiheyksillä neutronitähdessä muodostuu epätavallisimmat aineen muodot. Ehkä neutronit ja protonit hajoavat vielä pienemmiksi hiukkasiksi - kvarkeiksi; On myös mahdollista, että syntyy monia pi-mesoneja, jotka muodostavat niin sanotun pionikondensaatin.
Katso myös
ALKISET HIUKSET;
SUPRAJOHTAVUUS;
SUPERJUOKSUUS.
KIRJALLISUUS
Dyson F., Ter Haar D. Neutronitähdet ja pulsarit. M., 1973 Lipunov V.M. Neutronitähtien astrofysiikka. M., 1987

Collier's Encyclopedia. – Avoin yhteiskunta. 2000 .

Katso, mitä "NEUTRON STAR" on muista sanakirjoista:

NEUTRON STAR, hyvin pieni tähti korkea tiheys, joka koostuu NEUTRONEISTA. On viimeinen vaihe monien tähtien evoluutio. Neutronitähdet syntyvät, kun massiivinen tähti räjähtää supernovana ja räjäyttää... ... Tieteellinen ja tekninen tietosanakirja

Tähti, jonka aine koostuu teoreettisten käsitteiden mukaan pääasiassa neutroneista. Aineen neutraloituminen liittyy tähden painovoiman romahtamiseen sen ydinpolttoaineen loppumisen jälkeen. Keskimääräinen tiheys neutronitähdet 2.1017... Suuri Ensyklopedinen sanakirja

Neutronitähden rakenne. Neutronitähti on tähtitiede, joka on yksi lopputuotteista ... Wikipedia

Tähti, jonka aine koostuu teoreettisten käsitteiden mukaan pääasiassa neutroneista. Tällaisen tähden keskimääräinen tiheys on neutronitähti 2·1017 kg/m3, keskimääräinen säde on 20 km. Havaittu pulssiradiolähetyksellä, katso Pulsarit... Tähtitieteellinen sanakirja

Tähti, jonka aine koostuu teoreettisten käsitteiden mukaan pääasiassa neutroneista. Aineen neutraloituminen liittyy tähden painovoiman romahtamiseen sen ydinpolttoaineen loppumisen jälkeen. Neutronitähden keskimääräinen tiheys...... tietosanakirja

Hydrostaattisesti tasapainoinen tähti, josta parvi koostuu pääosin neutroneista. Muodostunut protonien muuttuessa neutroneiksi painovoimavoimien vaikutuksesta. romahtaa evoluution loppuvaiheessa melko massiivisten tähtien (jonka massa on useita kertoja suurempi kuin... ... Luonnontiede. tietosanakirja

Neutroni tähti- yksi tähtien evoluution vaiheista, jolloin painovoiman romahtamisen seurauksena se puristuu niin pieniksi (pallon säde on 10-20 km), että elektronit puristuvat atomiytimiin ja neutraloituvat heidän syykseensä kaikki tähden ainekset muuttuvat...... Modernin luonnontieteen alku

Culverin neutronitähti. Sen löysivät tähtitieteilijät Pennsylvania State Universitystä Yhdysvalloista ja Kanadan McGill Universitystä Ursa Minorin tähdistöstä. Tähti on ominaisuuksiltaan epätavallinen ja erilainen kuin mikään muu... ... Wikipedia

- (englanniksi Runway Star) tähti, joka liikkuu epätavallisen suurella nopeudella suhteessa ympäröivään tähtienväliseen väliaineeseen. Tällaisen tähden oikea liike on usein osoitettu tarkasti suhteessa tähtiyhdistykseen, jonka jäsen... ... Wikipedia

Tällaisen esineen aine on useita kertoja suurempi kuin atomiytimen tiheys (joka raskailla ytimillä on keskimäärin 2,8⋅10 17 kg/m³). Neutronitähden painovoiman puristuminen edelleen estyy neutronien vuorovaikutuksesta syntyvän ydinaineen paineen vuoksi.

Monilla neutronitähdillä on erittäin korkea pyörimisnopeus, jopa useita satoja kierroksia sekunnissa. Neutronitähdet syntyvät supernovaräjähdyksistä.

Yleistä tietoa

Neutronitähdistä, joiden massat on mitattu luotettavasti, useimmat ovat välillä 1,3–1,5 auringon massaa, mikä on lähellä Chandrasekharin rajaa. Teoriassa neutronitähdet, joiden massa on 0,1 - noin 2,16 auringon massaa, ovat hyväksyttäviä. Massiivisimmat tunnetut neutronitähdet ovat Vela X-1 (sen massa on vähintään 1,88±0,13 auringon massaa 1σ-tasolla, mikä vastaa α≈34 %:n merkitsevyystasoa), PSR J1614–2230 en (massalla arvio 1,97±0,04 aurinkoenergiaa) ja PSR J0348+0432 fi (massaarvio 2,01±0,04 aurinkoa). Neutronitähtien painovoimaa tasapainottaa rappeutuneen neutronikaasun paine, neutronitähden massan maksimiarvo asetetaan Oppenheimer-Volkoff-rajalla, jonka numeerinen arvo riippuu (vielä huonosti tunnetusta) tilayhtälöstä. aineesta tähden ytimessä. On olemassa teoreettisia oletuksia, joiden mukaan neutronitähtien rappeutuminen kvarkkitähdiksi on mahdollista vielä suuremmalla tiheyden lisääntymisellä.

Vuoteen 2015 mennessä oli löydetty yli 2 500 neutronitähteä. Heistä noin 90 prosenttia on sinkkuja. Kaikkiaan galaksissamme voi olla 10 8 -10 9 neutronitähteä, eli noin yksi tuhatta tavallista tähteä. Neutronitähdille on ominaista suuri nopeus (yleensä satoja km/s). Pilviaineen kertymisen seurauksena neutronitähti tässä tilanteessa voi olla näkyvissä Maasta eri spektrialueilla, mukaan lukien optinen, jonka osuus emittoidusta energiasta on noin 0,003 % (vastaa magnitudia 10).

Rakenne

Neutronitähdellä on viisi kerrosta: ilmakehä, ulkokuori, sisäkuori, ulkoydin ja sisäydin.

Neutronitähden ilmakehä on erittäin ohut plasmakerros (kuumien tähtien kymmenistä senttimetreistä kylmien millimetreihin), johon muodostuu neutronitähden lämpösäteily.

Ulkokuori koostuu ioneista ja elektroneista, sen paksuus on useita satoja metrejä. Kuuman neutronitähden ohut (enintään muutaman metrin pituinen) pintaa lähellä oleva kerros sisältää ei-degeneroitunutta elektronikaasua, syvemmät kerrokset sisältävät degeneroitunutta elektronikaasua, ja syvyyden kasvaessa siitä tulee relativistinen ja ultrarelativistinen.

Sisäkuori koostuu elektroneista, vapaista neutroneista ja runsaasti neutroneja sisältävistä atomiytimistä. Syvyyden kasvaessa vapaiden neutronien osuus kasvaa ja atomiytimien osuus pienenee. Sisäkuoren paksuus voi olla useita kilometrejä.

Ulkoydin koostuu neutroneista, joissa on pieni seos (useita prosentteja) protoneja ja elektroneja. Pienimassaisissa neutronitähdissä ulompi ydin voi ulottua tähden keskustaan.

Massiivisilla neutronitähdillä on myös sisäydin. Sen säde voi olla useita kilometrejä, tiheys ytimen keskustassa voi ylittää atomiytimien tiheyden 10-15 kertaa. Sisäytimen koostumusta ja tilayhtälöä ei tunneta luotettavasti: on olemassa useita hypoteeseja, joista kolme todennäköisintä ovat 1) kvarkkiydin, jossa neutronit hajoavat ainesosaan ylös ja alas kvarkeiksi; 2) hyperoninen baryoniydin, joka sisältää outoja kvarkkeja; ja 3) kaoninen ydin, joka koostuu kahdesta kvarkkimesonista, mukaan lukien outoja (anti)kvarkkeja. Tällä hetkellä on kuitenkin mahdotonta vahvistaa tai kumota mitään näistä hypoteeseista.

Vapaan neutronin, joka ei ole osa atomin ydintä, elinikä normaaliolosuhteissa on yleensä noin 880 sekuntia, mutta neutronitähden gravitaatiovaikutus ei salli neutronin hajoamista, joten neutronitähdet ovat stabiileimpia kohteita. universumissa. [ ]

Neutronitähtien jäähdytys

Neutronitähden syntymähetkellä (supernovaräjähdyksen seurauksena) sen lämpötila on erittäin korkea - noin 10 11 K (eli 4 suuruusluokkaa korkeampi kuin Auringon keskipisteen lämpötila), mutta se putoaa hyvin nopeasti neutriinojäähdytyksen vuoksi. Vain muutamassa minuutissa lämpötila laskee 10 11 - 10 9 K, kuukaudessa - 10 8 K. Sitten neutriinojen valoisuus laskee jyrkästi (se riippuu hyvin paljon lämpötilasta) ja jäähtyminen tapahtuu paljon hitaammin fotonin vuoksi pinnan (lämpö)säteily. Tunnettujen neutronitähtien pintalämpötila, joille se on voitu mitata, on luokkaa 10 5 -10 6 K (vaikka ydin on ilmeisesti paljon kuumempi).

Löytöjen historia

Neutronitähdet ovat yksi harvoista kosmisten esineiden luokista, jotka tarkkailijat ennustivat teoriassa ennen niiden löytämistä.

Kuuluisa Neuvostoliiton tiedemies Lev Landau ilmaisi ensimmäistä kertaa ajatuksen lisääntyneen tiheyden omaavien tähtien olemassaolosta, jopa ennen Chadwickin helmikuun alussa 1932 tekemää neutronin löytämistä. Niinpä hän kirjoittaa artikkelissaan "Tähtien teoriasta", joka kirjoitettiin helmikuussa 1931 ja julkaistiin tuntemattomista syistä myöhässä 29. helmikuuta 1932 (yli vuotta myöhemmin): "Odotamme, että kaikki tämä [lakirikkomus kvanttimekaniikka] pitäisi ilmetä, kun aineen tiheys kasvaa niin suureksi, että atomiytimet tulevat läheiseen kosketukseen muodostaen yhden jättimäisen ytimen.”

"Potkuri"

Pyörimisnopeus ei enää riitä hiukkasten irtoamiseen, joten tällainen tähti ei voi olla radiopulsari. Pyörimisnopeus on kuitenkin edelleen suuri, eikä magneettikentän vangitsemaa neutronitähteä ympäröivä aine voi pudota, eli aineen kertymistä ei tapahdu. Tämän tyyppisillä neutronitähdillä ei käytännössä ole havaittavia ilmenemismuotoja, ja niitä on tutkittu huonosti.

Accrector (röntgenpulsar)

Pyörimisnopeus laskee niin paljon, että mikään ei estä nyt ainetta putoamasta tällaisen neutronitähden päälle. Pudotessaan aine, jo plasmatilassa, liikkuu magneettikenttäviivoja pitkin ja osuu neutronitähden rungon kiinteään pintaan sen napojen alueella kuumeneen jopa kymmeniin miljooniin asteisiin. Näin korkeisiin lämpötiloihin kuumennettu aine hehkuu kirkkaasti röntgenalueella. Alue, jossa putoavan aineen törmäys neutronitähden kappaleen pintaan tapahtuu, on hyvin pieni - vain noin 100 metriä. Tähden pyörimisen vuoksi tämä kuuma piste katoaa ajoittain näkyvistä, joten röntgensäteilyn säännöllisiä pulsaatioita havaitaan. Tällaisia ​​kohteita kutsutaan röntgenpulsareiksi.

Georotaattori

Tällaisten neutronitähtien pyörimisnopeus on alhainen, eikä se estä lisääntymistä. Mutta magnetosfäärin koko on sellainen, että magneettikenttä pysäyttää plasman ennen kuin painovoima vangitsee sen. Samanlainen mekanismi toimii Maan magnetosfäärissä, minkä vuoksi tämäntyyppinen neutronitähti sai nimensä.

Huomautuksia

1. Dmitri Trunin. Astrofyysikot ovat selvittäneet neutronitähtien enimmäismassan (määrittämätön) . nplus1.ru. Haettu 18. tammikuuta 2018.
2. H. Quaintrell et ai. Neutronitähden massa Vela X-1:ssä ja vuoroveden aiheuttamat ei-radiaaliset värähtelyt GP Velissä // Tähtitiede ja astrofysiikka. - Huhtikuu 2003 - Nro 401. - s. 313-323. - arXiv:astro-ph/0301243.
3. P. B. Demorest, T. Pennucci, S. M. Ransom, M. S. E. Roberts & J. W. T. Hessels. Kahden aurinkomassan neutronitähti mitattuna Shapiro-viiveellä (englanniksi) // Luonto. - 2010. - Vol. 467. - s. 1081-1083.

Pulsari (vaaleanpunainen) näkyy M82-galaksin keskellä.

Tutkia pulsarit ja neutronitähdet Universumi: kuvaus ja ominaisuudet valokuvilla ja videoilla, rakenne, kierto, tiheys, koostumus, massa, lämpötila, haku.

Pulsarit

Pulsarit ovat pallomaisia ​​kompakteja esineitä, joiden mitat eivät ylitä rajaa iso kaupunki. Yllättävää on, että sellaisella tilavuudella ne ylittävät massaltaan auringon massan. Niitä käytetään tutkimaan aineen äärimmäisiä tiloja, havaitsemaan planeettoja järjestelmämme ulkopuolella ja mittaamaan kosmisia etäisyyksiä. Lisäksi ne auttoivat löytämään gravitaatioaaltoja, jotka osoittavat energeettisiä tapahtumia, kuten supermassiivisia törmäyksiä. Löydettiin ensimmäisen kerran vuonna 1967.

Mikä on pulsar?

Jos etsit taivaalta pulsaria, se näyttää olevan tavallinen tuikkiva tähti, joka seuraa tiettyä rytmiä. Itse asiassa niiden valo ei välkky tai sykkii, eivätkä ne näy tähtinä.

Pulsari tuottaa kaksi jatkuvaa, kapeaa valonsädettä vastakkaisiin suuntiin. Välkkyvä vaikutus syntyy, koska ne pyörivät (majakkaperiaate). Tällä hetkellä säde osuu maahan ja kääntyy sitten uudelleen. Miksi tämä tapahtuu? Tosiasia on, että pulsarin valonsäde ei yleensä ole linjassa sen pyörimisakselin kanssa.

Jos vilkkuminen syntyy pyörimisestä, niin pulssien nopeus heijastaa pulsarin pyörimisnopeutta. Yhteensä löydettiin 2000 pulsaria, joista suurin osa pyörii kerran sekunnissa. Mutta on olemassa noin 200 esinettä, jotka onnistuvat tekemään sata kierrosta samassa ajassa. Nopeimpia kutsutaan millisekunnin kierroksiksi, koska niiden kierrosluku sekunnissa on 700.

Pulsareita ei voida pitää tähtinä, mutta vähintään"elossa". Pikemminkin ne ovat neutronitähtiä, jotka muodostuvat sen jälkeen, kun massiivisesta tähdestä loppuu polttoaine ja se romahtaa. Seurauksena syntyy voimakas räjähdys - supernova, ja jäljelle jäänyt tiheä materiaali muuttuu neutronitähdeksi.

Pulsarien halkaisija universumissa on 20-24 km, ja niiden massa on kaksi kertaa Auringon massa. Jotta saat käsityksen, pala sellaista esinettä, joka on sokerikuution kokoinen, painaa miljardi tonnia. Eli jotain niin raskasta kuin Everest mahtuu käteesi! Totta, siellä on vielä tiheämpi esine - musta aukko. Massiivisin saavuttaa 2,04 auringon massaa.

Pulsarilla on voimakas magneettikenttä, joka on 100 miljoonasta 1 kvadriljoonaan kertaa voimakkaampi kuin Maan. Jotta neutronitähti alkaa säteillä valoa pulsarin tavoin, sillä on oltava oikea magneettikentän voimakkuuden ja pyörimisnopeuden suhde. Sattuu niin, että radioaaltosäde ei välttämättä kulje maanpäällisen teleskoopin näkökentän läpi ja jää näkymättömäksi.

Radiopulsarit

Astrofyysikko Anton Biryukov neutronitähtien fysiikasta, pyörimisen hidastamisesta ja gravitaatioaaltojen löytämisestä:

Miksi pulsarit pyörivät?

Pulsarin hitaus on yksi kierros sekunnissa. Nopeimmat kiihtyvät satoihin kierroksiin sekunnissa ja niitä kutsutaan millisekunteiksi. Pyörimisprosessi tapahtuu, koska myös tähdet, joista ne muodostuivat, pyörivät. Mutta tämän nopeuden saavuttamiseksi tarvitset lisälähteen.

Tutkijat uskovat, että millisekunnin pulsarit muodostuivat varastamalla energiaa naapuriltaan. Saatat huomata vieraan aineen läsnäolon, joka lisää pyörimisnopeutta. Ja se ei ole hyvä asia loukkaantuneelle seuralaiselle, jonka pulsar voi jonain päivänä kuluttaa kokonaan. Tällaisia ​​järjestelmiä kutsutaan mustiksi leskiksi (jäljempänä vaarallisen näköinen hämähäkki).

Pulsarit pystyvät lähettämään valoa useilla aallonpituuksilla (radiosta gammasäteisiin). Mutta miten he tekevät sen? Tiedemiehet eivät ole vielä löytäneet tarkkaa vastausta. Uskotaan, että jokaisesta aallonpituudesta on vastuussa erillinen mekanismi. Majakkamäiset säteet on tehty radioaalloista. Ne ovat kirkkaita ja kapeita ja muistuttavat koherenttia valoa, jossa hiukkaset muodostavat fokusoidun säteen.

Mitä nopeampi pyöriminen, sitä heikompi magneettikenttä. Mutta pyörimisnopeus on riittävä, jotta ne lähettävät yhtä kirkkaita kuin hitaita säteitä.

Pyörimisen aikana magneettikenttä muodostaa sähkökentän, joka voi saattaa varautuneet hiukkaset liikkuvaan tilaan (sähkövirta). Pinnan yläpuolella olevaa aluetta, jossa magneettikenttä hallitsee, kutsutaan magnetosfääriksi. Täällä varautuneet hiukkaset kiihdytetään uskomattoman suuriin nopeuksiin voimakkaan sähkökentän ansiosta. Joka kerta kun ne kiihtyvät, ne säteilevät valoa. Se näkyy optisilla ja röntgensäteillä.

Entä gammasäteet? Tutkimukset viittaavat siihen, että niiden lähdettä tulisi etsiä muualta pulsarin läheltä. Ja ne muistuttavat tuuletinta.

Etsi pulsareja

Radioteleskoopit ovat edelleen tärkein tapa etsiä pulsareita avaruudesta. Ne ovat pieniä ja himmeitä muihin esineisiin verrattuna, joten sinun on skannata koko taivas ja vähitellen nämä esineet pääsevät linssiin. Useimmat löydettiin käyttämällä Parkesin observatoriota Australiassa. Paljon uutta tietoa on saatavilla Square Kilometer Array Antennasta (SKA) vuodesta 2018 alkaen.

Vuonna 2008 laukaistiin GLAST-teleskooppi, joka löysi 2050 gammasäteilyä lähettävää pulsaria, joista 93 millisekuntia. Tämä teleskooppi on uskomattoman hyödyllinen, koska se skannaa koko taivaan, kun taas toiset korostavat vain pieniä alueita tasossa.

Eri aallonpituuksien löytäminen voi olla haastavaa. Tosiasia on, että radioaallot ovat uskomattoman voimakkaita, mutta ne eivät yksinkertaisesti pudota kaukoputken linssiin. Mutta gammasäteily leviää suurempaan osaan taivasta, mutta sen kirkkaus on heikompi.

Tutkijat tietävät nyt 2 300 pulsarin olemassaolosta, jotka löytyvät radioaaltojen kautta ja 160 gammasäteiden kautta. On myös 240 millisekunnin pulsareita, joista 60 tuottaa gammasäteitä.

Pulsareiden käyttö

Pulsarit eivät ole vain upeita avaruusobjekteja, vaan myös hyödyllisiä työkaluja. Säteilevä valo voi kertoa paljon sisäisistä prosesseista. Eli tutkijat pystyvät ymmärtämään neutronitähtien fysiikan. Nämä esineet ovat niin korkeapaine että aineen käyttäytyminen poikkeaa tavallisesta. Neutronitähtien outoa sisältöä kutsutaan "ydinpastaksi".

Pulsarit tuovat monia etuja pulssiensa tarkkuuden ansiosta. Tiedemiehet tuntevat tietyt esineet ja näkevät ne kosmisina kelloina. Näin alkoi ilmestyä spekulaatioita muiden planeettojen läsnäolosta. Itse asiassa ensimmäinen löydetty eksoplaneetta kiersi pulsaria.

Älä unohda, että pulsarit jatkavat liikkumistaan ​​"vilkkuessaan", mikä tarkoittaa, että niitä voidaan käyttää kosmisten etäisyyksien mittaamiseen. He olivat myös mukana testaamassa Einsteinin suhteellisuusteoriaa, kuten painovoiman hetkiä. Mutta gravitaatioaallot voivat häiritä sykkeen säännöllisyyttä. Tämä huomattiin helmikuussa 2016.

Pulsarin hautausmaat

Vähitellen kaikki pulsarit hidastuvat. Säteily saa voimansa pyörimisen synnyttämästä magneettikentästä. Tämän seurauksena se myös menettää tehonsa ja lakkaa lähettämästä säteitä. Tutkijat ovat piirtäneet erityisen viivan, jossa gammasäteet voidaan edelleen havaita radioaaltojen edessä. Heti kun pulsari putoaa alas, se kirjataan pois pulsarin hautausmaalle.

Jos pulsari muodostettiin supernovan jäänteistä, sillä on valtava energiavarasto ja nopea pyörimisnopeus. Esimerkkejä ovat nuori esine PSR B0531+21. Se voi pysyä tässä vaiheessa useita satoja tuhansia vuosia, minkä jälkeen se alkaa menettää nopeutta. Keski-ikäiset pulsarit ovat suurin osa väestöstä ja tuottaa vain radioaaltoja.

Pulsar voi kuitenkin pidentää sen käyttöikää, jos lähellä on satelliitti. Sitten se vetää materiaalinsa ulos ja lisää pyörimisnopeutta. Tällaisia ​​muutoksia voi tapahtua milloin tahansa, minkä vuoksi pulsari pystyy syntymään uudelleen. Tällaista kontaktia kutsutaan pienimassaiseksi röntgensädebinäärijärjestelmäksi. Vanhimmat pulsarit ovat millisekuntia. Jotkut saavuttavat miljardeja vuosia.

Neutronitähdet

Neutronitähdet- melko salaperäisiä esineitä, jotka ylittävät auringon massan 1,4 kertaa. Ne syntyvät suurempien tähtien räjähdyksen jälkeen. Tutustutaanpa näihin kokoonpanoihin paremmin.

Kun tähti, joka on 4–8 kertaa Aurinkoa massiivisempi, räjähtää, korkeatiheyksinen ydin jää jäljelle ja jatkaa romahtamista. Painovoima painaa materiaalia niin lujasti, että se saa protonit ja elektronit sulautumaan yhteen neutroneiksi. Näin syntyy suuritiheyksinen neutronitähti.

Nämä massiiviset esineet voivat saavuttaa vain 20 kilometrin halkaisijan. Jotta saisit käsityksen tiheydestä, vain yksi kauhallinen neutronitähtimateriaalia painaisi miljardi tonnia. Painovoima tällaiseen esineeseen on 2 miljardia kertaa voimakkaampi kuin Maan, ja voima riittää painovoimalinssien tekemiseen, jolloin tutkijat voivat tarkastella tähden takaosaa.

Räjähdyksen aiheuttama isku jättää pulssin, joka saa neutronitähden pyörimään ja saavuttaa useita kierroksia sekunnissa. Vaikka ne voivat kiihtyä jopa 43 000 kertaa minuutissa.

Rajakerrokset kompaktien esineiden lähellä

Astrofyysikko Valeri Suleymanov akkretiolevyjen, tähtituulen ja aineen syntymisestä neutronitähtien ympärillä:

Neutronitähtien sisätilat

Astrofyysikko Sergei Popov aineen äärimmäisistä tiloista, neutronitähtien koostumuksesta ja menetelmistä sisustuksen tutkimiseksi:

Kun neutronitähti on osa binäärijärjestelmää, jossa supernova on räjähtänyt, kuva on vieläkin vaikuttavampi. Jos toinen tähti on massaltaan pienempi kuin Auringon, se vetää kumppanin massan "Roche-keilassa". Tämä on pallomainen materiaalipilvi, joka kiertää neutronitähteä. Jos satelliitti oli 10 kertaa suurempi kuin auringon massa, myös massansiirtoa säädetään, mutta ei niin vakaa. Materiaali virtaa magneettinapoja pitkin, lämpenee ja synnyttää röntgenpulsaatioita.

Vuoteen 2010 mennessä 1 800 pulsaria oli löydetty radioilmaisulla ja 70 gammasäteilyllä. Joillakin yksilöillä oli jopa planeettoja.

Neutronitähtien tyypit

Joillakin neutronitähtien edustajilla on materiaalisuihkuja, jotka virtaavat melkein valon nopeudella. Kun ne lentävät ohitsemme, ne välähtävät kuin majakan valo. Tästä syystä niitä kutsutaan pulsareiksi.