Neutronitähtien löytämisen jälkeen 1960-luvulla tiedemiehet ovat yrittäneet vastata hyvin tärkeä kysymys: kuinka massiivisia neutronitähdet voivat olla? Toisin kuin mustilla aukoilla, näillä tähdillä ei voi olla mielivaltaista massaa. Ja astrofyysikot yliopistosta. Goethe pystyi laskemaan ylärajan neutronitähtien enimmäismassalle.

Neutronitähdet, joiden säde on noin 12 kilometriä ja massa, joka voi olla kaksi kertaa suurempi kuin , ovat universumin tiheimpiä esineitä, ja ne luovat gravitaatiokenttiä, jotka ovat vahvuudeltaan verrattavissa :n synnyttämiin. Useimpien neutronitähtien massa on noin 1,4 kertaa Auringon massa, mutta esimerkkejä tunnetaan myös, kuten pulsari PSR J0348+0432, jolla on 2,01 Auringon massaa.

Näiden tähtien tiheys on valtava, se on suunnilleen sama kuin jos Himalaja puristuisi olutmukin kokoiseksi. On kuitenkin syytä uskoa, että neutronitähti, jonka massa on maksimi, kutistuu mustaksi aukoksi, jos edes yksi neutroni lisätään.

Professori Luciano Rezzolla, fyysikko, fyysikko, Frankfurt Institute for Advanced Study (FIAS) ja teoreettisen astrofysiikan professori Frankfurtin Goethen yliopistossa, on yhdessä opiskelijoidensa Elias Mostin ja Lukas Weichin kanssa ratkaissut ongelman, joka on jäänyt ratkaisematta. 40 vuotta. vuotta. Heidän johtopäätöksensä on seuraava: useiden prosenttien todennäköisyydellä ei-pyörivien maksimimassa voi ylittää 2,16 auringon massaa.

Tämän tuloksen perustana oli Frankfurtissa muutama vuosi sitten kehitetty "universal relations" -lähestymistapa. "Universaalisten suhteiden" olemassaolo tarkoittaa, että käytännöllisesti katsoen kaikki neutronitähdet ovat "samankaltaisia ​​toistensa kanssa", mikä tarkoittaa, että niiden ominaisuudet voidaan ilmaista dimensiottomina suureina. Tutkijat yhdistivät nämä "universaalit suhteet" gravitaatioaaltoja ja sähkömagneettista säteilyä koskeviin tietoihin, jotka saatiin havainnoimalla kahta neutronitähteä viime vuonna osana koetta. Tämä yksinkertaistaa huomattavasti laskelmia, koska se tekee niistä riippumattomia tilayhtälöstä. Tämä yhtälö on teoreettinen malli, jota käytetään kuvaamaan tähden sisällä olevaa tiheää ainetta ja joka antaa tietoa sen koostumuksesta eri syvyyksissä. Siksi tällaisella universaalilla yhteydellä oli merkittävä rooli uuden maksimimassan määrittämisessä.

Saatu tulos on hyvä esimerkki teoreettisten ja kokeellisten tutkimusten vuorovaikutus. ”Teoreettisen tutkimuksen kauneus on, että sen avulla voimme tehdä ennusteita. Teoria tarvitsee kuitenkin kipeästi kokeiluja joidenkin sen epävarmuustekijöiden kaventamiseksi”, sanoo professori Rezzolla. "Siksi on erittäin merkittävää, että miljoonien valovuosien päässä tapahtuneen yksittäisen neutronitähden törmäyksen havainnointi yhdistettynä yleismaailmallisiin suhteisiin, jotka on löydetty teoreettinen työ antoi meille mahdollisuuden ratkaista mysteerin, josta on aiemmin spekuloitu niin paljon."

Tulokset julkaistiin kirjeenä astrofysiikan lehti (Astrophysical Journal). Vain muutama päivä myöhemmin yhdysvaltalaiset ja japanilaiset tutkimusryhmät vahvistivat havaintonsa huolimatta siitä, että ne ovat toistaiseksi ottaneet erilaisia ​​ja riippumattomia lähestymistapoja.

Se tapahtuu supernovaräjähdyksen jälkeen.

Tämä on tähden elämän auringonlasku. Sen painovoima on niin voimakas, että se heittää elektroneja ulos atomien kiertoradalta ja muuttaa ne neutroneiksi.

Kun hän menettää sisäisen paineensa tuen, hän romahtaa, ja tämä johtaa supernova-räjähdys.

Tämän ruumiin jäännöksistä tulee neutronitähti, jonka massa on 1,4 kertaa Auringon massa ja jonka säde on lähes yhtä suuri kuin Manhattanin säde Yhdysvalloissa.

Neutronitähden tiheyden omaavan sokerikuution paino on...

Jos esimerkiksi otamme palan sokeria, jonka tilavuus on 1 cm 3, ja kuvittelemme, että se on valmistettu neutronitähden asia, silloin sen massa olisi noin miljardi tonnia. Tämä vastaa noin 8 tuhannen lentotukialuksen massaa. pieni esine uskomaton tiheys!

Vastasyntyneen neutronitähden pyörimisnopeus on suuri. Kun massiivinen tähti muuttuu neutroniksi, sen pyörimisnopeus muuttuu.

Pyörivä neutronitähti on luonnollinen sähkögeneraattori. Sen pyöriminen luo voimakkaan magneettikentän. Tämä valtava magnetismin voima vangitsee elektroneja ja muita atomihiukkasia ja lähettää ne syvälle maailmankaikkeuteen valtavalla nopeudella. Nopeilla hiukkasilla on taipumus lähettää säteilyä. Pulsartähdissä havaitsemamme välkkyminen on näiden hiukkasten säteilyä.Mutta huomaamme sen vasta, kun sen säteily on suunnattu meidän suuntaan.

Pyörivä neutronitähti on pulsari, eksoottinen esine, joka ilmestyi supernovaräjähdyksen jälkeen. Tämä on hänen elämänsä loppu.

Neutronitähtien tiheys jakautuu eri tavalla. Heillä on uskomattoman tiheä kuori. Mutta neutronitähden sisällä olevat voimat pystyvät murtautumaan kuoren läpi. Ja kun näin tapahtuu, tähti säätää sijaintiaan, mikä johtaa muutokseen sen pyörimisessä. Tätä kutsutaan: kuori on haljennut. Neutronitähdessä tapahtuu räjähdys.

Artikkelit

Kevin Gill/flickr.com

Saksalaiset astrofyysikot ovat tarkentaneet neutronitähden suurimman mahdollisen massan gravitaatioaaltojen ja sähkömagneettisen säteilyn mittaustulosten perusteella. Kävi ilmi, että pyörimättömän neutronitähden massa ei voi olla suurempi kuin 2,16 Auringon massaa vuonna julkaistun artikkelin mukaan. Astrophysical Journal Letters.

Neutronitähdet ovat supertiheitä kompakteja tähtiä, jotka muodostuvat supernovaräjähdyksen aikana. Neutronitähtien säde ei ylitä useita kymmeniä kilometrejä, ja massaa voidaan verrata Auringon massaan, mikä johtaa suureen tähden aineen tiheyteen (noin 10 17 kiloa per kuutiometri). Samaan aikaan neutronitähden massa ei voi ylittää tiettyä rajaa - esineitä suurissa määrissä romahtaa mustiksi aukoksi oman painovoimansa vaikutuksesta.

Eri arvioiden mukaan neutronitähden massan yläraja on välillä kahdesta kolmeen auringon massaa ja riippuu aineen tilayhtälöstä sekä tähden pyörimisnopeudesta. Tähden tiheydestä ja massasta riippuen tutkijat erottavat useita erityyppisiä tähtiä, kaavio on esitetty kuvassa. Ensinnäkin pyörimättömien tähtien massa ei voi olla suurempi kuin M TOV (valkoinen alue). Toiseksi, kun tähti pyörii vakionopeudella, sen massa voi olla joko pienempi kuin M TOV (vaaleanvihreä alue) tai suurempi (kirkkaan vihreä), mutta ei silti saa ylittää muuta rajaa, M max . Lopuksi, neutronitähdellä, jolla on vaihteleva pyörimisnopeus, voi teoriassa olla mielivaltainen massa (punaiset alueet, joilla on eri kirkkaus). On kuitenkin aina muistettava, että pyörivien tähtien tiheys ei voi ylittää tiettyä arvoa, muuten tähti romahtaa silti mustaksi aukoksi (kaavion pystyviiva erottaa vakaat ratkaisut epävakaista).

Kaavio erityyppisistä neutronitähdistä niiden massan ja tiheyden perusteella. Risti merkitsee binäärijärjestelmän tähtien sulautumisen jälkeen muodostuneen kohteen parametrit, katkoviivat osoittavat jompaakumpaa kohteen evoluution kahdesta vaihtoehdosta

L. Rezzolla et ai. / The Astrophysoccal Journal

Luciano Rezzollan johtama astrofyysikkojen ryhmä on asettanut uudet, tarkemmat rajat pyörimättömän neutronitähden, M TOV:n, suurimmalle mahdolliselle massalle. Tutkijat käyttivät työssään aiempien tutkimusten tietoja prosesseista, jotka tapahtuivat kahden sulautuvan neutronitähden järjestelmässä ja johtivat gravitaatioaaltojen (tapahtuma GW170817) ja sähkömagneettisten (GRB 170817A) päästöihin. Näiden aaltojen samanaikainen rekisteröinti osoittautui tieteen kannalta erittäin tärkeäksi tapahtumaksi, voit lukea siitä lisää meidän ja aineistosta.

Astrofyysikkojen aikaisemmista töistä seuraa, että neutronitähtien sulautumisen jälkeen muodostui hypermassiivinen neutronitähti (eli sen massa M > M max), joka kehittyi edelleen toisen kahdesta mahdollisesta skenaariosta ja lyhyen ajan kuluttua. ajan muuttui mustaksi aukoksi (katkoviivat kaaviossa ). Tähden säteilyn sähkömagneettisen komponentin havainnointi osoittaa ensimmäisen skenaarion, jossa tähden baryonmassa pysyy käytännössä vakiona ja gravitaatiomassa pienenee suhteellisen hitaasti gravitaatioaaltojen emission vuoksi. Toisaalta gammapurkaus järjestelmästä tuli lähes samanaikaisesti gravitaatioaaltojen kanssa (vain 1,7 sekuntia myöhemmin), mikä tarkoittaa, että mustaksi aukoksi muuttumispisteen tulisi olla lähellä M max .

Siksi, jos jäljitetään hypermassiivisen neutronitähden kehitys takaisin alkutilaan, jonka parametrit on laskettu hyvällä tarkkuudella aikaisemmissa töissä, voimme löytää meitä kiinnostavan arvon M max. Kun tiedät M max , on jo helppo löytää M TOV , koska nämä kaksi massaa liittyvät toisiinsa suhteella M max ≈ 1,2 M TOV . Tässä artikkelissa astrofyysikot ovat tehneet tällaisia ​​laskelmia käyttämällä niin sanottuja "universaalisuhteita", jotka liittyvät eri massaisten neutronitähtien parametreihin eivätkä riipu niiden aineen tilayhtälön muodosta. Kirjoittajat korostavat, että heidän laskelmissaan käytetään vain yksinkertaisia ​​oletuksia eivätkä ne perustu numeerisiin simulaatioihin. Lopputulos suurimmalla mahdollisella massalla oli 2,01 ja 2,16 auringon massaa. Sen alaraja saatiin aiemmin binäärisysteemeissä tehtyjen massiivisten pulsareiden havaintojen tuloksena - eli maksimimassa ei voi olla pienempi kuin 2,01 auringon massaa, koska tähtitieteilijät ovat itse asiassa havainneet niin suuren massan omaavia neutronitähtiä.

Olemme aiemmin kirjoittaneet siitä, kuinka astrofyysikot käyttävät tietokonesimulaatioita neutronitähtien massasta ja säteestä, joiden fuusio johti tapahtumiin GW170817 ja GRB 170817A.

Dmitri Trunin

MOSKVA, 28. elokuuta - RIA Novosti. Tutkijat ovat löytäneet ennätyksellisen neutronitähden, jonka massa on kaksi kertaa Auringon massa, mikä pakottaa heidät harkitsemaan uudelleen useita teorioita, erityisesti teoriaa, jonka mukaan "vapaita" kvarkkeja voi esiintyä neutronitähtien supertiheässä aineessa. artikkeliin, joka julkaistiin torstaina Nature-lehdessä.

Neutronitähti on supernovaräjähdyksen jälkeen jäljelle jääneen tähden "ruumis". Sen koko ei ylitä pienen kaupungin kokoa, mutta aineen tiheys on 10-15 kertaa suurempi kuin atomiytimen tiheys - "ripaus" neutronitähtiainetta painaa yli 500 miljoonaa tonnia.

Painovoima "puristaa" elektronit protoneiksi, muuttaen ne neutroneiksi, mistä syystä neutronitähdet saivat nimensä. Viime aikoihin asti tutkijat uskoivat, että neutronitähden massa ei voi ylittää kahta Auringon massaa, koska muuten painovoima "luhistuisi" tähden mustaksi aukoksi. Neutronitähtien sisätilan tila on suurelta osin mysteeri. Esimerkiksi "vapaiden" kvarkkien ja tällaisten alkuainehiukkasten, kuten K-mesonien ja hyperonien, esiintymisestä neutronitähden keskialueilla keskustellaan.

Tutkimuksen tekijät, Paul Demorestin johtama amerikkalainen tiedemiesryhmä National Radio Observatorysta, tutkivat kolmen tuhannen valovuoden päässä Maasta sijaitsevaa kaksoistähdettä J1614-2230, jonka yksi komponenteista on neutronitähti ja toinen valkoinen kääpiö.

Samalla neutronitähti on pulsari eli tähti, joka lähettää kapeasti suunnattuja radiosäteilyvirtoja, jonka pyörimisen seurauksena säteilyvuo saadaan kiinni maan pinnalta radioteleskooppien avulla eri aikoina. väliajoin.

Valkoinen kääpiö ja neutronitähti pyörivät suhteessa toisiinsa. Neutronitähden keskustasta tulevan radiosignaalin nopeuteen vaikuttaa kuitenkin valkoisen kääpiön painovoima, se "hidastaa" sitä. Tutkijat, jotka mittaavat radiosignaalien saapumisaikaa Maahan, voivat määrittää suurella tarkkuudella signaalin viiveestä "vastuussa" olevan kohteen massan.

"Olemme erittäin onnekkaita tämän järjestelmän kanssa. Nopeasti pyörivä pulsari antaa meille signaalin, joka tulee täydellisesti sijoitetulta kiertoradalta. Lisäksi valkoinen kääpiömme on melko suuri tämän tyyppiselle tähdelle. Tämän ainutlaatuisen yhdistelmän avulla voimme ottaa hyödyntää Shapiro-ilmiötä (gravitaatiosignaalin viive) ja yksinkertaistaa mittauksia", sanoo toinen kirjoittaja Scott Ransom.

Binäärijärjestelmä J1614-2230 on sijoitettu siten, että se on havaittavissa lähes reunassa, eli kiertoradan tasossa. Tämä helpottaa sen muodostavien tähtien massojen tarkkaa mittaamista.

Tuloksena pulsarin massa oli 1,97 auringon massaa, mikä oli neutronitähtien ennätys.

"Nämä massamittaukset kertovat meille, että jos neutronitähden ytimessä on kvarkkeja ollenkaan, ne eivät voi olla "vapaita", mutta todennäköisimmin niiden on oltava vuorovaikutuksessa keskenään paljon voimakkaammin kuin "tavallisissa" atomiytimissä. " selittää tätä asiaa käsittelevien astrofyysikkojen pääryhmä, Feryal Ozel (Feryal Ozel) Arizonan yliopistosta.

"Minua hämmästyttää, että jotain niinkin yksinkertaista kuin neutronitähden massa voi kertoa niin paljon niin monilla eri fysiikan ja tähtitieteen aloilla", Ransom sanoo.

Astrofyysikko Sergei Popov Sternbergin osavaltion tähtitieteellisestä instituutista huomauttaa, että neutronitähtien tutkimus voi antaa olennaista tietoa aineen rakenteesta.

"Maanpäällisissä laboratorioissa on mahdotonta tutkia ainetta, jonka tiheys on paljon suurempi kuin ydin. Ja tämä on erittäin tärkeää maailman toiminnan ymmärtämiseksi. Onneksi tällaista tiheää ainetta on neutronitähtien syvyyksissä. Tämän ominaisuuksien määrittämiseksi asia, on erittäin tärkeää tietää, mikä suurin massa voi olla, jos neutronitähti ei muutu mustaksi aukoksi", Popov kertoi RIA Novostille.