מאז גילוי כוכבי נויטרונים בשנות ה-60, מדענים ביקשו לענות שאלה חשובה: כמה מסיביים יכולים להיות כוכבי נויטרונים? בניגוד לחורים שחורים, לכוכבים אלה לא תהיה מסה שרירותית. ואסטרופיזיקאים מהאוניברסיטה. גתה הצליח לחשב גבול עליון למסה המרבית של כוכבי נויטרונים.
עם רדיוס של כ-12 קילומטרים, ומסה שיכולה להיות כפולה מזו של , כוכבי נויטרונים הם בין העצמים הצפופים ביותר ביקום, ויוצרים שדות כבידה הדומים בעוצמתם לאלו שנוצרו על ידי . רוב כוכבי הנייטרונים בעלי מסה של בערך פי 1.4 מזו של השמש, אולם ידועות גם דוגמאות, כגון הפולסר PSR J0348+0432, בעל מסות שמש 2.01.
הצפיפות של הכוכבים הללו היא עצומה, זהה בערך כאילו ההימלאיה נדחסה לגודל של ספל בירה. עם זאת, יש סיבה להאמין שכוכב הנייטרונים בעל המסה המרבית יתכווץ לחור שחור אם יתווסף אפילו נויטרון אחד.
יחד עם תלמידיו אליאס מוסט ולוקאס ויך, פרופ' לוצ'יאנו רצולה, פיזיקאי, עמית מחקר בכיר במכון פרנקפורט למחקר מתקדם (FIAS) ופרופסור לאסטרופיזיקה תיאורטית באוניברסיטת גתה פרנקפורט, פתר כעת בעיה שנותרה ללא מענה. במשך 40 שנה. שנים. המסקנה שלהם היא כדלקמן: בהסתברות של עד כמה אחוזים, המסה המרבית של אי-סיבוב לא יכולה לעלות על 2.16 מסות שמש.
הבסיס לתוצאה זו הייתה גישת ה"יחסים האוניברסליים" שפותחה בפרנקפורט לפני כמה שנים. קיומם של "יחסים אוניברסליים" מרמז שלמעשה כל כוכבי הנייטרונים "דומים זה לזה", מה שאומר שניתן לבטא את תכונותיהם במונחים של כמויות חסרות ממדים. החוקרים שילבו את ה"יחסים האוניברסליים" הללו עם נתונים על גלי כבידה וקרינה אלקטרומגנטית שהתקבלו תוך כדי צפייה בשני כוכבי נויטרונים בשנה שעברה כחלק מהניסוי. זה מפשט מאוד את החישובים, מכיוון שהוא הופך אותם לבלתי תלויים במשוואת המדינה. משוואה זו היא מודל תיאורטי המשמש לתיאור החומר הצפוף בתוך כוכב, המספק מידע על הרכבו בעומקים שונים. לכן, לחיבור אוניברסלי כזה היה תפקיד משמעותי בקביעת המסה המרבית החדשה.
התוצאה המתקבלת היא דוגמה טובהאינטראקציה של מחקרים תיאורטיים וניסיוניים. "היופי במחקר תיאורטי הוא שהוא מאפשר לנו לחזות. התיאוריה, לעומת זאת, זקוקה נואשות לניסויים כדי לצמצם חלק מאי הוודאות שלה", אומר פרופסור רזולה. "לכן זה מדהים ביותר שהתצפית של התנגשות כוכב נויטרונים בודד שהתרחשה במרחק של מיליוני שנות אור, בשילוב עם הקשרים האוניברסליים שהתגלו אצלנו עבודה תיאורטיתאפשרו לנו לפתור תעלומה שהיו לגביה כל כך הרבה ספקולציות בעבר".
התוצאות פורסמו כמכתב אל כתב עת אסטרופיזי (Astrophysical Journal). רק כמה ימים לאחר מכן, צוותי מחקר מארה"ב ויפן אישרו את ממצאיהם, למרות שנקטו עד כה גישות שונות ועצמאיות.
זה מתרחש לאחר פיצוץ סופרנובה.
זוהי השקיעה של חייו של כוכב. כוח המשיכה שלו כל כך חזק שהוא זורק אלקטרונים ממסלולי האטומים, והופך אותם לנייטרונים.
כשהיא מאבדת את תמיכת הלחץ הפנימי שלה, היא קורסת, וזה מוביל ל פיצוץ סופרנובה.
שרידי הגוף הזה הופכים לכוכב נויטרונים, בעל מסה של פי 1.4 מהמסה של השמש, ורדיוס כמעט שווה לרדיוס של מנהטן בארצות הברית.
משקלה של קוביית סוכר בצפיפות של כוכב נויטרונים הוא...
אם, למשל, ניקח חתיכת סוכר בנפח של 1 ס"מ 3 ונדמיין שהיא עשויה עניין של כוכב נויטרונים, אז המסה שלו תהיה בערך מיליארד טון. זה שווה למסה של כ-8 אלף נושאות מטוסים. חפץ קטן עם צפיפות מדהימה!
כוכב נויטרונים שזה עתה נולד מתגאה במהירות סיבוב גבוהה. כאשר כוכב מסיבי הופך לנייטרוני, מהירות הסיבוב שלו משתנה.
כוכב נויטרונים מסתובב הוא מחולל חשמלי טבעי. סיבובו יוצר שדה מגנטי רב עוצמה. כוח מגנטיות אדיר זה לוכד אלקטרונים וחלקיקים אחרים של אטומים ושולח אותם עמוק לתוך היקום במהירות עצומה. חלקיקים במהירות גבוהה נוטים לפלוט קרינה. ההבהוב שאנו רואים בכוכבי פולסר הוא הקרינה של החלקיקים הללו.אבל אנו מבחינים בו רק כאשר הקרינה שלו מכוונת לכיווננו.
כוכב נויטרונים מסתובב הוא פולסר, עצם אקזוטי שהופיע לאחר פיצוץ סופרנובה. זה סוף חייה.
הצפיפות של כוכבי נויטרונים מחולקת בצורה שונה. יש להם קליפה צפופה להפליא. אבל הכוחות בתוך כוכב נויטרונים מסוגלים לפרוץ דרך הקרום. וכשזה קורה, הכוכב מתאים את מיקומו, מה שמוביל לשינוי בסיבוב שלו. זה נקרא: הקליפה סדוקה. פיצוץ מתרחש על כוכב נויטרונים.
מאמרים
קווין גיל / flickr.com
אסטרופיזיקאים גרמנים חידדו את המסה המרבית האפשרית של כוכב נויטרונים, בהתבסס על תוצאות מדידות של גלי כבידה וקרינה אלקטרומגנטית. התברר כי המסה של כוכב נויטרונים שאינו מסתובב אינה יכולה להיות יותר מ-2.16 מסות שמש, לפי מאמר שפורסם ב- מכתבי יומן אסטרופיזיים.
כוכבי ניוטרונים הם כוכבים קומפקטיים צפופים במיוחד שנוצרים במהלך פיצוצי סופרנובה. הרדיוס של כוכבי נויטרונים אינו עולה על כמה עשרות קילומטרים, והמסה יכולה להיות דומה למסה של השמש, מה שמוביל לצפיפות עצומה של החומר של הכוכב (כ-10 17 קילוגרם לכל מטר מרובע). יחד עם זאת, המסה של כוכב נויטרונים אינה יכולה לחרוג מגבול מסוים - עצמים עם במספרים גדוליםלהתמוטט לתוך חורים שחורים תחת כוח המשיכה שלהם.
לפי הערכות שונות, הגבול העליון למסה של כוכב נויטרונים נמצא בטווח שבין שתיים לשלוש מסות שמש ותלוי במשוואת מצב החומר, וכן במהירות הסיבוב של הכוכב. בהתאם לצפיפות ומסה של הכוכב, מדענים מבחינים בכמה סוגים שונים של כוכבים, תרשים סכמטי מוצג באיור. ראשית, מסה של כוכבים שאינם מסתובבים לא יכולה להיות גדולה מ-M TOV (אזור לבן). שנית, כאשר כוכב מסתובב במהירות קבועה, המסה שלו יכולה להיות פחות מ- M TOV (אזור ירוק בהיר) או יותר (ירוק בהיר), אך עדיין אסור לחרוג מגבול אחר, M max . לבסוף, כוכב נויטרונים בעל קצב סיבוב משתנה יכול באופן תיאורטי להיות בעל מסה שרירותית (אזורים אדומים בעלי בהירות שונה). עם זאת, יש לזכור תמיד שצפיפות הכוכבים המסתובבים אינה יכולה לעלות על ערך מסוים, אחרת הכוכב עדיין יקרוס לתוך חור שחור (הקו האנכי בתרשים מפריד בין פתרונות יציבים לבלתי יציבים).
תרשים של סוגים שונים של כוכבי נויטרונים על סמך המסה והצפיפות שלהם. הצלב מסמן את הפרמטרים של העצם שנוצר לאחר מיזוג כוכבי המערכת הבינארית, הקווים המקווקוים מציינים אחת משתי האפשרויות להתפתחות העצם
L. Rezzolla et al. / The Astrophysoccal Journal
קבוצה של אסטרופיזיקאים בראשות לוצ'יאנו רזולה קבעה מגבלות חדשות ומדויקות יותר על המסה המרבית האפשרית של כוכב נויטרונים שאינו מסתובב, M TOV. בעבודתם השתמשו מדענים בנתונים ממחקרים קודמים על התהליכים שהתרחשו במערכת של שני כוכבי נויטרונים מתמזגים והובילו לפליטת גלים כבידה (אירוע GW170817) ואלקטרומגנטיים (GRB 170817A). הרישום הבו-זמני של הגלים הללו התברר כאירוע חשוב מאוד למדע, ניתן לקרוא עליו עוד אצלנו ובחומר.
מעבודותיהם הקודמות של אסטרופיזיקאים עולה כי לאחר מיזוג כוכבי נויטרונים, נוצר כוכב נויטרונים היפר-מאסיבי (כלומר המסה שלו M > M max), שהתפתח בהמשך לפי אחד משני תרחישים אפשריים ולאחר תקופה קצרה הזמן הפך לחור שחור (קווים מקווקו בתרשים). התבוננות במרכיב האלקטרומגנטי של קרינת הכוכב מצביעה על התרחיש הראשון, שבו מסת הבריון של הכוכב נשארת כמעט קבועה, ומסת הכבידה יורדת באיטיות יחסית בגלל פליטת גלי כבידה. מצד שני, פרץ קרני הגמא מהמערכת הגיע כמעט במקביל לגלי כבידה (כעבור 1.7 שניות בלבד), מה שאומר שנקודת ההמרה לחור שחור צריכה להיות קרובה ל-M max.
לכן, אם נעקוב אחר התפתחותו של כוכב נויטרונים היפר-מאסיבי חזרה למצב ההתחלתי, שהפרמטרים שלו חושבו בדיוק טוב בעבודות קודמות, נוכל למצוא את הערך של M max שמעניין אותנו. לדעת M max, כבר קל למצוא M TOV, מכיוון ששתי המסות הללו קשורות בקשר M max ≈ 1.2 M TOV. במאמר זה, אסטרופיזיקאים ביצעו חישובים כאלה באמצעות מה שנקרא "יחסים אוניברסליים", המתייחסים לפרמטרים של כוכבי נויטרונים בעלי מסות שונות ואינם תלויים בצורת משוואת המצב של החומר שלהם. המחברים מדגישים שהחישובים שלהם משתמשים רק בהנחות פשוטות ואינם מבוססים על סימולציות מספריות. התוצאה הסופית למסה המקסימלית האפשרית הייתה בין 2.01 ל-2.16 מסות שמש. הגבול התחתון עבורו הושג קודם לכן כתוצאה מתצפיות על פולסרים מסיביים במערכות בינאריות - במילים אחרות, המסה המרבית לא יכולה להיות פחות מ-2.01 מסות שמש, שכן אסטרונומים צפו למעשה בכוכבי נויטרונים בעלי מסה כה גדולה.
כתבנו בעבר על האופן שבו אסטרופיזיקאים משתמשים בהדמיות ממוחשבות על המסה והרדיוס של כוכבי נויטרונים שהמיזוג שלהם הוביל לאירועים GW170817 ו-GRB 170817A.
דמיטרי טרונין
מוסקבה, 28 באוגוסט - RIA Novosti.מדענים גילו כוכב נויטרונים שובר שיאים בעל מסה כפולה מהשמש, מה שיאלץ אותם לשקול מחדש מספר תיאוריות, בפרט, התיאוריה לפיה קווארקים "חופשיים" עשויים להיות נוכחים בתוך החומר הצפוף של כוכבי נויטרונים, לפי למאמר שפורסם ביום חמישי בכתב העת Nature.
כוכב נויטרונים הוא "גופה" של כוכב שנותר לאחר פיצוץ סופרנובה. גודלו אינו עולה על גודלה של עיר קטנה, אך צפיפות החומר גבוהה פי 10-15 מצפיפות גרעין האטום - "קורט" של חומר כוכבי נויטרונים שוקל יותר מ-500 מיליון טון.
כוח הכבידה "לוחץ" אלקטרונים לפרוטונים, והופך אותם לנייטרונים, וזו הסיבה שכוכבי נויטרונים קיבלו את שמם. עד לאחרונה האמינו מדענים שמסה של כוכב נויטרונים אינה יכולה לעלות על שתי מסות שמש, שכן אחרת כוח הכבידה "ימוטט" את הכוכב לתוך חור שחור. מצב הפנים של כוכבי נויטרונים הוא במידה רבה תעלומה. לדוגמה, נידונה נוכחותם של קווארקים "חופשיים" וחלקיקים יסודיים כמו K-mesons והיפרונים באזורים המרכזיים של כוכב נויטרונים.
מחברי המחקר, קבוצת מדענים אמריקאים בראשות פול דמורסט ממצפה הרדיו הלאומי, חקרו את הכוכב הבינארי J1614-2230, שלושת אלפים שנות אור מכדור הארץ, שאחד ממרכיביו הוא כוכב נויטרונים, והשני ננס לבן.
יחד עם זאת, כוכב נויטרונים הוא פולסר, כלומר כוכב הפולט זרמי פליטת רדיו בכיוון צר; כתוצאה מסיבוב הכוכב, ניתן לתפוס את שטף הקרינה מפני השטח של כדור הארץ באמצעות טלסקופים רדיו במקומות שונים. מרווחי זמן.
ננס לבן וכוכב נויטרונים מסתובבים זה ביחס לזה. עם זאת, מהירות אות הרדיו ממרכז כוכב הנייטרונים מושפעת מכוח המשיכה של הננס הלבן, היא "מאטה" אותו. מדענים, המודדים את זמן ההגעה של אותות רדיו לכדור הארץ, יכולים לקבוע בדיוק רב את מסת העצם "האחראי" לעיכוב האות.
"יש לנו מזל גדול עם המערכת הזו. פולסר מסתובב מהיר נותן לנו אות המגיע ממסלול שממוקם בצורה מושלמת. מה גם שהגמד הלבן שלנו די גדול עבור סוג זה של כוכבים. השילוב הייחודי הזה מאפשר לנו לקחת את מלוא היתרון של אפקט שפירא (השהיית אותות כבידה) ומפשט מדידות", אומר מחבר שותף סקוט רנסום.
המערכת הבינארית J1614-2230 ממוקמת בצורה כזו שניתן לצפות בה כמעט בקצה, כלומר במישור המסלול. זה מקל על מדידה מדויקת של המסות של הכוכבים המרכיבים אותו.
כתוצאה מכך, מסת הפולסר הייתה שווה ל-1.97 מסות שמש, שהיו שיא של כוכבי נויטרונים.
"מדידות המסה האלה אומרות לנו שאם יש קווארקים בכלל בליבת כוכב נויטרונים, הם לא יכולים להיות 'חופשיים', אבל סביר להניח שהם חייבים לקיים אינטראקציה זה עם זה הרבה יותר חזק מאשר בגרעיני אטום 'רגילים'", מסביר. הקבוצה המובילה של אסטרופיזיקאים העוסקים בנושא זה, Feryal Ozel (Feryal Ozel) מאוניברסיטת אריזונה.
"מפתיע אותי שמשהו פשוט כמו המסה של כוכב נויטרונים יכול לומר כל כך הרבה בכל כך הרבה תחומים שונים של פיזיקה ואסטרונומיה", אומר רנסום.
האסטרופיזיקאי סרגיי פופוב מהמכון האסטרונומי של מדינת שטרנברג מציין כי חקר כוכבי נויטרונים יכול לתת מידע עזרעל מבנה החומר.
"במעבדות יבשתיות, אי אפשר לחקור חומר בצפיפות גבוהה בהרבה מגרעיני. וזה חשוב מאוד להבנת איך העולם עובד. למרבה המזל, חומר צפוף כזה קיים במעמקי כוכבי נויטרונים. כדי לקבוע את התכונות של זה. חשוב מאוד לדעת מה המסה המקסימלית שיכולה להיות עם כוכב נויטרונים ולא להפוך לחור שחור", אמר פופוב ל-RIA נובוסטי.
