Od odkritja nevtronskih zvezd v šestdesetih letih prejšnjega stoletja so znanstveniki iskali odgovore na zelo pomembno vprašanje: kako masivne so lahko nevtronske zvezde? Za razliko od črnih lukenj te zvezde ne morejo imeti poljubne mase. In astrofiziki z univerze. Goethe je lahko izračunal zgornjo mejo največje mase nevtronskih zvezd.

S polmerom približno 12 kilometrov in maso, ki je lahko dvakrat večja od , so nevtronske zvezde med najgostejšimi objekti v vesolju, ki ustvarjajo gravitacijska polja, ki so po moči primerljiva s tistimi, ki jih ustvarja . Večina nevtronskih zvezd ima maso približno 1,4-krat večjo od Sončeve, vendar so znani tudi primeri, kot je pulzar PSR J0348+0432, ki ima 2,01 Sončeve mase.

Gostota teh zvezd je ogromna, približno enaka, kot če bi Himalajo stisnili na velikost pivskega vrčka. Vendar obstaja razlog za domnevo, da se bo nevtronska zvezda z največjo maso skrčila v črno luknjo, če ji dodamo vsaj en nevtron.

Profesor Luciano Rezzolla, fizik, višji raziskovalec na Frankfurtskem inštitutu za napredne študije (FIAS) in profesor teoretične astrofizike na Goethejevi univerzi v Frankfurtu, je skupaj s študentoma Eliasom Mostom in Lukasom Weichom zdaj rešil problem, ki je ostal brez odgovora 40 let. Njihov zaključek je naslednji: z verjetnostjo do več odstotkov največja masa nerotacijskega ne more preseči 2,16 sončne mase.

Osnova za ta rezultat je bil pristop "univerzalnih odnosov", razvit v Frankfurtu pred nekaj leti. Obstoj "univerzalnih razmerij" implicira, da so tako rekoč vse nevtronske zvezde "med seboj podobne", kar pomeni, da je njihove lastnosti mogoče izraziti z brezdimenzionalnimi količinami. Raziskovalci so ta "univerzalna razmerja" združili s podatki o gravitacijskih valovih in elektromagnetnem sevanju, pridobljenimi med lanskim opazovanjem dveh nevtronskih zvezd v okviru eksperimenta. To močno poenostavi izračune, saj jih naredi neodvisne od enačbe stanja. Ta enačba je teoretični model, ki se uporablja za opisovanje goste snovi znotraj zvezde, ki zagotavlja informacije o njeni sestavi na različnih globinah. Zato je imela takšna univerzalna povezava pomembno vlogo pri določanju nove največje mase.

Dobljeni rezultat je dober primer interakcija teoretičnih in eksperimentalnih študij. »Lepota teoretičnih raziskav je v tem, da nam omogočajo napovedi. Teorija pa obupno potrebuje poskuse, da bi zmanjšali nekatere svoje negotovosti,« pravi profesor Rezzolla. »Zato je zelo izjemno, da je opazovanje trka ene same nevtronske zvezde, ki se je zgodil milijone svetlobnih let proč, v kombinaciji z univerzalnimi razmerji, odkritimi v našem teoretično delo nam je omogočil razrešiti skrivnost, o kateri je bilo v preteklosti toliko ugibanj."

Rezultati so bili objavljeni kot pismo za astrofizikalni časopis (Astrophysical Journal). Le nekaj dni kasneje sta raziskovalni skupini iz ZDA in Japonske potrdili svoje ugotovitve, kljub temu, da sta do sedaj uporabljali različne in neodvisne pristope.

Pojavi se po eksploziji supernove.

To je sončni zahod zvezdničinega življenja. Njegova gravitacija je tako močna, da vrže elektrone iz orbit atomov in jih spremeni v nevtrone.

Ko izgubi oporo notranjega pritiska, se zruši, to pa vodi v eksplozija supernove.

Ostanki tega telesa postanejo nevtronska zvezda, katere masa je 1,4-krat večja od mase Sonca, njen polmer pa je skoraj enak polmeru Manhattna v ZDA.

Teža kocke sladkorja z gostoto nevtronske zvezde je...

Če na primer vzamemo kos sladkorja s prostornino 1 cm 3 in si predstavljamo, da je sestavljen iz snov nevtronske zvezde, potem bi bila njegova masa približno milijardo ton. To je enako masi približno 8 tisoč letalonosilk. majhen predmet z neverjetna gostota!

Novorojena nevtronska zvezda se ponaša z visoko hitrostjo vrtenja. Ko se masivna zvezda spremeni v nevtronsko, se njena hitrost vrtenja spremeni.

Rotirajoča nevtronska zvezda je naravni električni generator. Njegovo vrtenje ustvarja močno magnetno polje. Ta ogromna sila magnetizma zajame elektrone in druge delce atomov ter jih z velikansko hitrostjo pošlje globoko v vesolje. Delci z visoko hitrostjo oddajajo sevanje. Utripanje, ki ga opazimo pri pulzarjih, je sevanje teh delcev.Opazimo pa ga šele, ko je njegovo sevanje usmerjeno v našo smer.

Rotirajoča nevtronska zvezda je pulzar, eksotičen objekt, ki se je pojavil po eksploziji supernove. To je konec njenega življenja.

Gostota nevtronskih zvezd je različno porazdeljena. Imajo neverjetno gosto lubje. Toda sile znotraj nevtronske zvezde so sposobne prebiti skorjo. In ko se to zgodi, zvezda prilagodi svoj položaj, kar povzroči spremembo njene rotacije. Temu se reče: lubje je razpokano. Na nevtronski zvezdi pride do eksplozije.

Članki

Kevin Gill/flickr.com

Nemški astrofiziki so izpopolnili največjo možno maso nevtronske zvezde na podlagi rezultatov meritev gravitacijskih valov in elektromagnetnega sevanja iz. Izkazalo se je, da masa nerotacijske nevtronske zvezde ne more biti večja od 2,16 sončne mase, piše v članku, objavljenem v Astrophysical Journal Letters.

Nevtronske zvezde so supergoste kompaktne zvezde, ki nastanejo med eksplozijo supernove. Polmer nevtronskih zvezd ne presega več deset kilometrov, masa pa je lahko primerljiva z maso Sonca, kar vodi do ogromne gostote snovi zvezde (približno 10 17 kilogramov na kubični meter). Hkrati masa nevtronske zvezde ne more preseči določene meje - predmetov z v velikem številu pod lastno gravitacijo sesedejo v črne luknje.

Po različnih ocenah je zgornja meja mase nevtronske zvezde v območju od dveh do treh sončnih mas in je odvisna od enačbe agregatnega stanja, pa tudi od hitrosti vrtenja zvezde. Glede na gostoto in maso zvezde znanstveniki ločijo več različnih vrst zvezd, shematski diagram je prikazan na sliki. Prvič, nerotacijske zvezde ne morejo imeti mase večje od M TOV (belo območje). Drugič, ko se zvezda vrti s konstantno hitrostjo, je lahko njena masa manjša od M TOV (svetlo zelena površina) ali več (svetlo zelena), vendar še vedno ne sme preseči druge meje, M max . Končno ima lahko nevtronska zvezda s spremenljivo hitrostjo vrtenja teoretično poljubno maso (rdeča območja različne svetlosti). Vedno pa je treba zapomniti, da gostota vrtečih se zvezd ne more preseči določene vrednosti, sicer bo zvezda še vedno propadla v črno luknjo (navpična črta na diagramu ločuje stabilne rešitve od nestabilnih).

Diagram različnih tipov nevtronskih zvezd glede na njihovo maso in gostoto. Križ označuje parametre predmeta, ki je nastal po združitvi zvezd binarnega sistema, pikčaste črte označujejo eno od dveh možnosti za razvoj predmeta

L. Rezzolla et al. / The Astrophysoccal Journal

Skupina astrofizikov pod vodstvom Luciana Rezzolle je postavila nove, natančnejše meje največje možne mase nevrteče se nevtronske zvezde M TOV. Znanstveniki so pri svojem delu uporabili podatke prejšnjih študij o procesih, ki so se odvijali v sistemu dveh zlivajočih se nevtronskih zvezd in vodili do emisije gravitacijskih (dogodek GW170817) in elektromagnetnih (GRB 170817A) valov. Hkratna registracija teh valov se je izkazala za zelo pomemben dogodek za znanost, več o tem lahko preberete v našem in v gradivu.

Iz prejšnjih del astrofizikov izhaja, da je po združitvi nevtronskih zvezd nastala hipermasivna nevtronska zvezda (to je njena masa M > M max), ki se je nato razvila po enem od dveh možnih scenarijev in se po kratkem času spremenila v črno luknjo (črtkane črte na diagramu). Opazovanje elektromagnetne komponente sevanja zvezde kaže na prvi scenarij, po katerem barionska masa zvezde ostaja praktično konstantna, gravitacijska masa pa zaradi oddajanja gravitacijskih valov relativno počasi upada. Po drugi strani pa je izbruh sevanja gama iz sistema prišel skoraj sočasno z gravitacijskimi valovi (samo 1,7 sekunde kasneje), kar pomeni, da bi morala biti točka transformacije v črno luknjo blizu M max.

Če torej sledimo evoluciji hipermasivne nevtronske zvezde nazaj do začetnega stanja, katerega parametri so bili v prejšnjih delih izračunani z dobro natančnostjo, lahko najdemo vrednost M max, ki nas zanima. Če poznamo M max, je že enostavno najti M TOV, saj sta ti dve masi povezani z razmerjem M max ≈ 1,2 M TOV. V tem članku so astrofiziki izvedli takšne izračune z uporabo tako imenovanih "univerzalnih odnosov", ki povezujejo parametre nevtronskih zvezd različnih mas in niso odvisni od oblike enačbe stanja njihove snovi. Avtorji poudarjajo, da njihovi izračuni uporabljajo le preproste predpostavke in ne temeljijo na numeričnih simulacijah. Končni rezultat za največjo možno maso je bil med 2,01 in 2,16 sončne mase. Spodnja meja zanjo je bila pridobljena prej kot rezultat opazovanj masivnih pulsarjev v binarnih sistemih - z drugimi besedami, največja masa ne more biti manjša od 2,01 sončne mase, saj so astronomi dejansko opazovali nevtronske zvezde s tako veliko maso.

Prej smo pisali o tem, kako astrofiziki uporabljajo računalniške simulacije mase in polmera nevtronskih zvezd, katerih združitev je privedla do dogodkov GW170817 in GRB 170817A.

Dmitrij Trunin

MOSKVA, 28. avgusta - RIA Novosti. Znanstveniki so odkrili rekordno težko nevtronsko zvezdo z maso, ki je dvakrat večja od Sončeve, zaradi česar so morali ponovno razmisliti o številnih teorijah, zlasti o teoriji, da so v supergosti snovi nevtronskih zvezd lahko "prosti" kvarki, piše v četrtek objavljenem članku v reviji Nature.

Nevtronska zvezda je "truplo" zvezde, ki ostane po eksploziji supernove. Njegova velikost ne presega velikosti majhnega mesta, vendar je gostota snovi 10-15-krat večja od gostote atomskega jedra - "ščepec" snovi nevtronske zvezde tehta več kot 500 milijonov ton.

Gravitacija "stisne" elektrone v protone in jih spremeni v nevtrone, zato so nevtronske zvezde dobile ime. Znanstveniki so do nedavnega verjeli, da masa nevtronske zvezde ne more preseči dveh sončnih mas, saj bi sicer gravitacija zvezdo "sesedla" v črno luknjo. Stanje notranjosti nevtronskih zvezd je večinoma skrivnost. Na primer, razpravlja se o prisotnosti "prostih" kvarkov in elementarnih delcev, kot so K-mezoni in hiperoni, v osrednjih območjih nevtronske zvezde.

Avtorji raziskave, skupina ameriških znanstvenikov pod vodstvom Paula Demoresta iz Nacionalnega radijskega observatorija, so proučevali tri tisoč svetlobnih let od Zemlje oddaljeno dvojno zvezdo J1614-2230, katere ena komponenta je nevtronska zvezda, druga pa bela pritlikavka.

Hkrati je nevtronska zvezda pulzar, to je zvezda, ki oddaja ozko usmerjene tokove radijskega sevanja; zaradi rotacije zvezde se lahko tok sevanja ujame z zemeljske površine z radijskimi teleskopi v različnih časovnih intervalih.

Bela pritlikavka in nevtronska zvezda se vrtita ena glede na drugo. Na hitrost radijskega signala iz središča nevtronske zvezde pa vpliva gravitacija bele pritlikavke, jo »upočasnjuje«. Znanstveniki, ki merijo čas prihoda radijskih signalov na Zemljo, lahko z visoko natančnostjo določijo maso predmeta, ki je "odgovoren" za zamudo signala.

"S tem sistemom imamo veliko srečo. Hitro vrteči se pulsar nam daje signal, ki prihaja iz orbite, ki je popolnoma locirana. Poleg tega je naša bela pritlikavka precej velika za zvezde te vrste. Ta edinstvena kombinacija nam omogoča, da v največji možni meri uporabimo Shapirov učinek (zakasnitev gravitacijskega signala) in poenostavi meritve," pravi Scott Ransom, eden od avtorjev članka.

Binarni sistem J1614-2230 se nahaja tako, da ga lahko opazujemo skoraj z roba, torej v ravnini orbite. To olajša natančno merjenje mase njegovih sestavnih zvezd.

Posledično je bila masa pulsarja enaka 1,97 sončne mase, kar je bil rekord za nevtronske zvezde.

"Te masne meritve nam povedo, da če v jedru nevtronske zvezde sploh obstajajo kvarki, ne morejo biti 'svobodni', ampak morajo najverjetneje medsebojno delovati veliko močneje kot v 'navadnih' atomskih jedrih," pojasnjuje Feryal Ozel, vodja ekipe astrofizikov, ki se ukvarja s tem vprašanjem, z Univerze v Arizoni.

"Preseneča me, da lahko nekaj tako preprostega, kot je masa nevtronske zvezde, pove toliko na toliko različnih področjih fizike in astronomije," pravi Ransom.

Astrofizik Sergej Popov z državnega astronomskega inštituta Sternberg ugotavlja, da lahko študija nevtronskih zvezd bistvene informacije o strukturi snovi.

"V zemeljskih laboratorijih je nemogoče preučevati snov z gostoto, ki je veliko višja od jedrske. In to je zelo pomembno za razumevanje delovanja sveta. Na srečo tako gosta snov obstaja v globinah nevtronskih zvezd. Za določitev lastnosti te snovi je zelo pomembno ugotoviti, kakšno največjo maso lahko ima nevtronska zvezda in se ne spremeni v črno luknjo," je za RIA Novosti povedal Popov.