Neutrontähed, mida sageli nimetatakse "surnud" tähtedeks, on hämmastavad objektid. Nende viimaste aastakümnete uurimistööst on saanud astrofüüsika üks põnevamaid ja avastusrikkamaid valdkondi. Huvi neutrontähtede vastu ei tulene mitte ainult nende ehituse salapärasusest, vaid ka nende kolossaalsest tihedusest ning tugevatest magnet- ja gravitatsiooniväljadest. Asi on sees eritingimus, mis meenutab tohutut aatomituuma ja neid tingimusi ei saa maistes laborites taastoota.
Sündimine pastaka otsas
Uue elementaarosakese, neutroni avastamine 1932. aastal pani astrofüüsikud mõtlema, millist rolli see võib tähtede evolutsioonis mängida. Kaks aastat hiljem tehti ettepanek, et supernoova plahvatusi seostatakse tavaliste tähtede muutumisega neutrontähtedeks. Seejärel tehti arvutused viimaste ehituse ja parameetrite kohta ning selgus, et kui väikesed tähed (nagu meie Päike) muutuvad oma evolutsiooni lõpus valgeteks kääbusteks, siis raskematest saavad neutronid. 1967. aasta augustis avastasid raadioastronoomid kosmiliste raadioallikate virvendamist uurides kummalisi signaale: väga lühikesi, umbes 50 millisekundit kestvaid signaale registreeriti raadiokiirguse impulsid, mida korrati rangelt määratletud ajaintervalli (suurusjärgus üks sekund) järel. . See oli täiesti erinev tavapärasest kaootilisest pildist raadiokiirguse juhuslikest ebaregulaarsetest kõikumistest. Pärast kogu varustuse põhjalikku kontrolli olin kindel, et impulssidel on maaväline päritolu. Astronoomidel on raske üllatuda muutuva intensiivsusega kiirgavatest objektidest, kuid sisse sel juhul periood oli nii lühike ja signaalid nii regulaarsed, et teadlased väitsid tõsiselt, et need võivad olla uudised maavälistest tsivilisatsioonidest.
Seetõttu sai esimene pulsar nimeks LGM-1 (alates Inglise Little Rohelised mehikesed “Väikesed rohelised mehikesed”), kuigi katsed saadud impulssides mingit tähendust leida lõppesid asjata. Peagi avastati veel 3 pulseerivat raadioallikat. Nende periood osutus jällegi palju lühemaks kui kõigi teadaolevate astronoomiliste objektide iseloomulikud vibratsiooni- ja pöörlemisajad. Kiirguse pulseeriva iseloomu tõttu hakati uusi objekte nimetama pulsariteks. See avastus raputas sõna otseses mõttes astronoomiat ja paljudest raadiovaatlusjaamadest hakkasid saabuma teated pulsari tuvastamise kohta. Pärast pulsari avastamist Krabi udukogust, mis tekkis supernoova plahvatuse tõttu aastal 1054 (see täht oli päeva jooksul nähtav, nagu hiinlased, araablased ja põhjaameeriklased oma annaalides mainivad), sai selgeks, et pulsarid on kuidagi seotud supernoova plahvatustega.
Tõenäoliselt tulid signaalid plahvatuse järel maha jäänud objektilt. Kulus palju aega, enne kui astrofüüsikud mõistsid, et pulsarid pöörlevad kiiresti neutrontähed, mida nad olid nii kaua otsinud.
Krabi udukogu
Selle supernoova sähvatus (foto ülal), sädelev maa taevas heledam kui Veenus ja nähtav isegi päeval, toimus maakellade järgi 1054. aastal. Peaaegu 1000 aastat on kosmiliste standardite järgi väga lühike aeg, kuid selle aja jooksul õnnestus plahvatava tähe jäänustest moodustada kaunis Krabi udukogu. See pilt on kompositsioon kahest pildist: üks neist saadi Hubble'i kosmoseoptilise teleskoobiga (punased varjundid), teise Chandra röntgenteleskoobiga (sinine). Selgelt on näha, et suure energiaga elektronid, mis kiirgavad röntgenikiirguse vahemikus, kaotavad väga kiiresti oma energia, mistõttu valitsevad sinised värvid ainult udukogu keskosas.
Kahe pildi kombineerimine aitab täpsemalt mõista selle hämmastava kosmilise generaatori töömehhanismi elektromagnetilised vibratsioonid kõige laiem sagedusvahemik gammakiirgusest raadiolaineteni. Kuigi enamik neutrontähti on tuvastatud raadiokiirguse teel, eraldavad nad suurema osa oma energiast gamma- ja röntgenikiirguse vahemikus. Neutrontähed sünnivad väga kuumalt, kuid jahtuvad piisavalt kiiresti ja juba tuhandeaastaselt on nende pinnatemperatuur umbes 1 000 000 K. Seetõttu säravad röntgenikiirguse vahemikus ainult noored neutrontähed tänu puhtalt soojuskiirgusele.
Pulsari füüsika
Pulsar on lihtsalt tohutu magnetiseeritud tipp, mis pöörleb ümber telje, mis ei lange kokku magneti teljega. Kui sellele ei kukuks midagi peale ja see ei kiirgaks midagi, siis oleks selle raadiokiirgusel pöörlemissagedus ja me ei kuuleks seda kunagi Maal. Aga fakt on see, et sellel tipul on kolossaalne mass ja kõrge temperatuur pinnale ja pöörlev magnetväli loob tohutu elektrivälja, mis on võimeline kiirendama prootoneid ja elektrone peaaegu valguse kiiruseni. Pealegi on kõik need pulsari ümber tormavad laetud osakesed selle kolossaalses lõksus magnetväli. Ja ainult väikese ruuminurga piires magnettelje ümber võivad nad vabaneda (neutrontähtedel on universumi tugevaimad magnetväljad, ulatudes 10 10 10 14 gaussini, võrdluseks: Maa väli on 1 gauss, päikese oma 10 50 gaussi ) . Just need laetud osakeste vood on raadiokiirguse allikaks, millest avastati pulsarid, mis hiljem osutusid neutrontähtedeks. Kuna neutrontähe magnettelg ei pruugi kattuda selle pöörlemisteljega, siis tähe pöörlemisel levib raadiolainete voog läbi kosmose nagu vilkuva majaka kiire, lõigates vaid hetkeks läbi ümbritseva pimeduse.
Röntgenpildid krabi udukogu pulsarist aktiivses (vasakul) ja normaalses (paremal) olekus
lähim naaber
See pulsar asub Maast vaid 450 valgusaasta kaugusel ja on neutrontähe ja valge kääbus ringlusperioodiga 5,5 päeva. ROSAT satelliidi vastuvõetud pehmet röntgenkiirgust kiirgavad polaarjääkatted PSR J0437-4715, mis on kuumutatud kahe miljoni kraadini. Kiirel pöörlemisel (selle pulsari periood on 5,75 millisekundit) pöördub see ühe või teise magnetpoolusega Maa poole, mille tulemusena muutub gammakiirguse voo intensiivsus 33%. Hele objekt väikese pulsari kõrval on kauge galaktika, mis millegipärast helendab aktiivselt spektri röntgenipiirkonnas.
Kõikvõimas gravitatsioon
Vastavalt kaasaegne teooria evolutsiooni käigus lõpetavad massiivsed tähed oma elu kolossaalse plahvatusega, muutes enamiku neist paisuvaks gaasiudukoguks. Selle tulemusena jääb meie Päikesest mitu korda suurema suuruse ja massiga hiiglasest alles umbes 20 km suurune tihe kuum objekt õhukese atmosfääriga (vesinikust ja raskematest ioonidest) ja gravitatsiooniväli, 100 miljardit korda kõrgem kui Maal. Seda nimetati neutrontäheks, uskudes, et see koosneb peamiselt neutronitest. Neutrontähtede aine on aine kõige tihedam vorm (sellist supertuuma teelusikatäis kaalub umbes miljard tonni). Pulsaride kiirgavate signaalide väga lühike periood oli esimene ja kõige olulisem argument selle kasuks, et tegemist on tohutu magnetväljaga ja meeletu kiirusega pöörlevate neutrontähtedega. Sellisele pöörlemiskiirusele peavad vastu vaid tihedad ja kompaktsed objektid (suurused vaid mõnikümmend kilomeetrit), millel on tugev gravitatsiooniväli, ilma et see tsentrifugaalinertsiaaljõudude mõjul tükkideks langeks.
Neutronitäht koosneb neutronvedelikust, mis on segatud prootonite ja elektronidega. "Tuumavedelik", mis sarnaneb väga aatomituumade ainega, on tavalisest veest 1014 korda tihedam. See tohutu erinevus on mõistetav, kuna aatomid koosnevad enamasti tühjast ruumist, milles kerged elektronid lendavad ümber pisikese raske tuuma. Tuum sisaldab peaaegu kogu massi, kuna prootonid ja neutronid on 2000 korda raskemad kui elektronid. Neutronitähe tekkimisel tekkivad äärmuslikud jõud suruvad aatomeid nii kokku, et tuumadesse surutud elektronid ühinevad prootonitega, moodustades neutroneid. Nii sünnib täht, mis koosneb peaaegu täielikult neutronitest. Ülitihe tuumavedelik plahvataks, kui see Maale tuuakse tuumapomm, kuid neutrontähe puhul on see tohutu gravitatsioonirõhu tõttu stabiilne. Kuid neutrontähe (nagu kõigi tähtede) väliskihtides rõhk ja temperatuur langevad, moodustades umbes kilomeetri paksuse tahke maakoore. Arvatakse, et see koosneb peamiselt rauast tuumadest.
Välklamp
Selgub, et 5. märtsil 1979 toimunud kolossaalne röntgenkiirte sähvatus leidis aset kaugel meie galaktikast, meie Linnutee satelliidi Suures Magellani pilves, mis asub Maast 180 tuhande valgusaasta kaugusel. Seitsme kosmoseaparaadi poolt salvestatud 5. märtsi gammakiirguse ühistöötlus võimaldas üsna täpselt määrata selle objekti asukoha ning asjaolu, et see asub täpselt Magalhãesi pilves, on tänapäeval praktiliselt väljaspool kahtlust.
Sündmust, mis juhtus sellel kaugel tähel 180 tuhat aastat tagasi, on raske ette kujutada, kuid see lahvatas siis nagu 10 supernoova, mis on rohkem kui 10 korda suurem kui meie galaktika kõigi tähtede heledus. Hele täpp joonise ülaosas on see pikk ja tuntud SGR-pulsar ning ebakorrapärane kontuur 5. märtsil 1979 süttinud objekti kõige tõenäolisem asend.
Neutrontähe päritolu
Supernoova plahvatus on lihtsalt osa gravitatsioonienergia üleminek soojuseks. Kui vana tähe kütus saab otsa ja termotuumareaktsioon ei suuda enam selle sisemust vajaliku temperatuurini soojendada, toimub selle raskuskeskmes gaasipilve kokkuvarisemine. Selle protsessi käigus vabanev energia hajutab tähe välimisi kihte igas suunas, moodustades paisuva udukogu. Kui täht on väike, nagu meie Päike, siis tekib puhang ja moodustub valge kääbus. Kui tähe mass on üle 10 korra suurem kui Päikesel, siis selline kollaps viib supernoova plahvatuse ja tavalise neutrontähe tekkeni. Kui supernoova plahvatab kohapeal täielikult suured tähed, mille mass on 20 x 40 Päikest ja moodustub neutrontäht, mille mass on suurem kui kolm päikest, siis protsess gravitatsiooniline kokkusurumine muutub pöördumatuks ja tekib must auk.
Sisemine struktuur
Neutrontähe väliskihtide tahke koorik koosneb kuupvõresse paigutatud rasketest aatomituumadest, mille vahel lendavad vabalt elektronid, mis meenutab maapealseid metalle, kuid ainult palju tihedam.
Avatud küsimus
Kuigi neutrontähti on intensiivselt uuritud umbes kolm aastakümmet, on nad sisemine struktuur kindlalt teadmata. Pealegi pole kindlat kindlust, et need koosnevad tõesti peamiselt neutronitest. Kui liigute tähe sisse sügavamale, suureneb rõhk ja tihedus ning aine võib nii kokku suruda, et laguneb kvarkideks ehituskivid prootonid ja neutronid. Kaasaegse kvantkromodünaamika kohaselt ei saa kvargid eksisteerida vabas olekus, vaid on ühendatud lahutamatuteks "kolmeteks" ja "kaheteks". Aga võib-olla piiril sisemine tuum Neutrontähe juures olukord muutub ja kvargid murduvad oma kinnisusest välja. Neutrontähe ja eksootilise kvarkaine olemuse paremaks mõistmiseks peavad astronoomid kindlaks määrama seose tähe massi ja selle raadiuse vahel ( keskmine tihedus). Neutrontähti satelliitidega uurides on võimalik nende massi üsna täpselt mõõta, kuid nende läbimõõdu määramine on palju keerulisem. Hiljuti on XMM-Newtoni röntgensatelliiti kasutavad teadlased leidnud viisi neutrontähtede tiheduse hindamiseks gravitatsioonilise punanihke põhjal. Teine ebatavaline asi neutrontähtede puhul on see, et tähe massi vähenedes suureneb selle raadius. väikseim suurus neil on kõige massiivsemad neutrontähed.
Must lesk
Supernoova plahvatus annab vastsündinud pulsarile üsna sageli märkimisväärse kiiruse. Selline korraliku magnetväljaga lendtäht häirib oluliselt tähtedevahelist ruumi täitvat ioniseeritud gaasi. Tekib omamoodi lööklaine, mis jookseb tähe ees ja lahkneb pärast seda laiaks koonuseks. Kombineeritud optiline (sini-roheline osa) ja röntgenikiirgus (punased varjundid) näitab, et siin pole tegemist mitte ainult helendava gaasipilvega, vaid tohutu elementaarosakeste vooga, mida kiirgab see millisekundiline pulsar. Musta Lese joonkiirus on 1 miljon km/h, ta pöörleb ümber oma telje 1,6 ms, ta on juba umbes miljard aastat vana ja tal on kaastäht, kes tiirleb ümber Lese perioodiga 9,2 tundi. Pulsar B1957+20 sai oma nime sel lihtsal põhjusel, et võimas kiirgus see lihtsalt põletab oma naabri ära, pannes selle moodustava gaasi "keema" ja aurustuda. Pulsari taga asuv punane sigarikujuline kookon on see osa ruumist, kus neutrontähe poolt kiiratavad elektronid ja prootonid kiirgavad pehmeid gammakiirgust.
Tulemus arvuti modelleerimine võimaldab väga selgelt, ristlõikes, ette kujutada protsesse, mis toimuvad kiiresti lendava pulsari läheduses. Heledast punktist lahknevad kiired on tavapärane pilt kiirgusenergia voolust, samuti osakeste ja antiosakeste voolust, mis lähtub neutrontähest. Punane piirjoon musta ruumi piiril neutrontähe ja punaste helendavate plasmapilvede ümber on koht, kus peaaegu valguse kiirusel lendav relativistlike osakeste voog kohtub lööklaine poolt tihendatud tähtedevahelise gaasiga. Järsult pidurdades eraldavad osakesed röntgenikiirgust ja kaotanud suurema osa energiast, ei soojenda enam langevat gaasi nii palju üles.
Hiiglaste krambid
Pulsareid peetakse üheks neutrontähe elu algfaasiks. Tänu oma uuringule õppisid teadlased tundma magnetvälju, pöörlemiskiirust ja umbes tulevane saatus neutrontähed. Pulsari käitumist pidevalt jälgides saab täpselt kindlaks teha, kui palju energiat see kaotab, kui palju aeglustub ja isegi millal see lakkab olemast, olles aeglustunud nii palju, et ei suuda väljastada võimsaid raadiolaineid. Need uuringud kinnitasid paljusid teoreetilisi ennustusi neutrontähtede kohta.
Juba 1968. aastaks avastati pulsarid pöörlemisperioodiga 0,033 sekundist 2 sekundini. Raadioimpulsside sagedust hoitakse hämmastav täpsus, ja alguses oli nende signaalide stabiilsus suurem kui maapealsete signaalide stabiilsus aatomkell. Ja ometi oli aja mõõtmise valdkonna edusammudega võimalik registreerida regulaarseid muutusi nende perioodides paljude pulsarite puhul. Loomulikult on need äärmiselt väikesed muutused ja ainult miljonite aastate jooksul võime oodata perioodi kahekordistumist. Praeguse pöörlemiskiiruse ja pöörlemise aeglustuse suhe on üks pulsari vanuse hindamise viise. Vaatamata raadiosignaali märkimisväärsele stabiilsusele kogevad mõned pulsarid mõnikord nn häireid. Väga lühikese ajaintervalliga (alla 2 minuti) suureneb pulsari pöörlemiskiirus märkimisväärselt ja naaseb seejärel mõne aja pärast väärtusele, mis oli enne "häiret". Arvatakse, et "häired" võivad olla põhjustatud massi ümberkorraldamisest neutrontähe sees. Aga igatahes täpne mehhanism veel teadmata.
Seega läbib Vela pulsar suuri "häireid" umbes kord 3 aasta jooksul ja see muudab selle väga huvitav objekt selliseid nähtusi uurida.
Magnetaarid
Mõned neutrontähed, mida nimetatakse korduvateks pehmete gammakiirguse purskeallikateks (SGR), kiirgavad ebaregulaarsete ajavahemike järel võimsaid "pehmete" gammakiirguse purskeid. Energiahulka, mille SGR kiirgab tüüpilise mõne kümnendiku sekundi pikkuse sähvatuse korral, saab Päike kiirata ainult terve aasta. Neli teadaolevat SGR-i asuvad meie galaktikas ja ainult üks on väljaspool seda. Neid uskumatuid energiaplahvatusi võivad põhjustada tähevärinad – võimsad versioonid maavärinatest, kui neutrontähtede tahke pind rebeneb ja nende sügavusest pursavad välja võimsad prootonite vood, mis magnetvälja kinni jäädes kiirgavad gamma- ja röntgenikiirgust. . Neutrontähed tuvastati võimsate gammakiirguse allikatena pärast seda, kui 5. märtsil 1979 toimunud hiiglaslik gammakiirgus vabastas esimese sekundiga sama palju energiat kui Päike 1000 aasta jooksul. Hiljutised vaatlused ühe kõige aktiivsema neutrontähe kohta näivad praegu toetavat teooriat, et ebaregulaarsed võimsad gamma- ja röntgenikiirguse pursked on põhjustatud tähevärinatest.
1998. aastal ärkas kuulus SGR äkitselt üles unest, mis polnud 20 aasta jooksul mingeid aktiivsuse märke näidanud ja pritsis välja peaaegu sama palju energiat kui 5. märtsil 1979 toimunud gammakiirgus. Seda sündmust jälgides rabas teadlasi enim tähe pöörlemiskiiruse järsk aeglustumine, mis viitab selle hävimisele. Võimsate gamma- ja röntgenkiirte põletuste selgitamiseks pakuti välja ülitugeva magnetväljaga magnetaar-neutrontähe mudel. Kui sünnib neutrontäht, mis pöörleb väga kiiresti, siis mängib pöörlemise ja konvektsiooni koosmõju oluline roll neutrontähe olemasolu esimestel sekunditel võib selle tulemusena tekitada tohutu magnetvälja keeruline protsess, tuntud kui "aktiivne dünamo" (samamoodi, kuidas väli luuakse Maa ja Päikese sees). Teoreetikud avastasid hämmastusega, et selline kuumas vastsündinud neutrontähe sees töötav dünamo suudab luua magnetvälja, mis on 10 000 korda tugevam kui pulsarite tavaline väli. Kui täht jahtub (pärast 10 või 20 sekundit), konvektsioon ja dünamo tegevus peatuvad, kuid sellest ajast piisab vajaliku välja tekkimiseks.
Pöörleva elektrit juhtiva kuuli magnetväli võib olla ebastabiilne ja selle struktuuri järsu ümberstruktureerimisega võib kaasneda kolossaalsete energiakoguste vabanemine (selge näide sellisest ebastabiilsusest on Maa magnetpooluste perioodiline ülekandmine). Sarnased asjad juhtuvad Päikesel plahvatusohtlikes sündmustes, mida nimetatakse " päikesekiirte" Magnetaaris on saadaolev magnetenergia tohutu ja see energia on täiesti piisav, et toita selliseid hiiglaslikke rakette nagu 5. märts 1979 ja 27. august 1998. Sellised sündmused põhjustavad paratamatult sügavaid katkestusi ja muutusi mitte ainult neutrontähe ruumala elektrivoolude, vaid ka selle tahke maakoore struktuuris. Teine müstiline objektitüüp, mis kiirgab perioodiliste plahvatuste ajal võimsat röntgenikiirgust, on nn anomaalsed röntgenpulsaridAXP. Need erinevad tavalistest röntgenpulsaridest selle poolest, et kiirgavad ainult röntgenikiirguse vahemikus. Teadlased usuvad, et SGR ja AXP on sama klassi objektide, nimelt magnetaride ehk neutrontähtede elufaasid, mis eraldavad magnetväljast energiat ammutades pehmeid gammakiirgust. Ja kuigi magnetarid jäävad tänapäeval teoreetikute vaimusünnituseks ja nende olemasolu kinnitavaid andmeid pole piisavalt, otsivad astronoomid järjekindlalt vajalikke tõendeid.
Magneti kandidaadid
Astronoomid on meie kodugalaktikat Linnuteed juba nii põhjalikult uurinud, et selle külgvaate kujutamine, mis näitab kõige tähelepanuväärsemate neutrontähtede asukohta, ei maksa neile midagi.
Teadlased usuvad, et AXP ja SGR on lihtsalt kaks etappi sama hiiglasliku magnetiga neutrontähe elus. Esimesed 10 000 aastat on magnetar SGR-pulsar, mis on tavalises valguses nähtav ja tekitab korduvaid pehme röntgenkiirguse purskeid ning järgmiste miljonite aastate jooksul kaob see nagu anomaalne AXP pulsar nähtavast piirkonnast ja pahvatab. ainult röntgenis.
Tugevaim magnet
RXTE satelliidi (Rossi X-ray Timing Explorer, NASA) poolt ebatavalise pulsari SGR 1806-20 vaatluste käigus saadud andmete analüüs näitas, et see allikas on universumis seni teadaolevalt võimsaim magnet. Selle välja suurust ei määratud mitte ainult kaudsete andmete põhjal (pulsari aeglustumisest), vaid ka peaaegu otseselt prootonite pöörlemissageduse mõõtmisest neutrontähe magnetväljas. Magnetväli selle magnetari pinna lähedal ulatub 10 15 gaussini. Kui see asuks näiteks Kuu orbiidil, oleksid kõik meie Maa magnetkandjad demagnetiseeritud. Tõsi, kui võtta arvesse asjaolu, et selle mass on ligikaudu võrdne Päikese omaga, poleks sellel enam tähtsust, sest isegi kui Maa poleks sellele neutrontähele langenud, oleks ta selle ümber pööraselt pöörlenud, muutes täispööre kõigest tunniga.
Aktiivne dünamo
Me kõik teame, et energia armastab muutuda ühest vormist teise. Elekter muutub kergesti soojuseks ja kineetiline energia potentsiaalseks energiaks. Selgub, et elektrit juhtiva magma, plasma või tuumaaine tohutud konvektiivsed vood võivad samuti kineetiline energia muutuda millekski ebatavaliseks, näiteks magnetväljaks. Suurte masside liikumine pöörleval tähel väikese algmagnetvälja olemasolul võib viia elektrivooludeni, mis tekitavad algse väljaga samas suunas. Selle tulemusena algab pöörleva voolu juhtiva objekti enda magnetvälja laviinilaadne suurenemine. Mida suurem on väli, seda suuremad on voolud, seda suuremad on voolud, seda suurem on väli ja kõik see on tingitud banaalsetest konvektiivsetest vooludest, kuna kuum aine on kergem kui külm ja seepärast hõljub üles
Probleemne naabruskond
Kuulus Chandra kosmoseobservatoorium on avastanud sadu objekte (sealhulgas teistes galaktikates), mis näitab, et mitte kõik neutrontähed ei ole määratud elama üksildast elu. Sellised objektid sünnivad kahendsüsteemides, mis elasid üle neutrontähe tekitanud supernoova plahvatuse. Ja mõnikord juhtub, et üksikud neutrontähed tihedates tähepiirkondades, nagu kerasparved, hõivavad kaaslase. Sel juhul "varastab" neutrontäht aine oma naabrilt. Ja sõltuvalt sellest, kui massiivne täht on sellega kaasas, põhjustab see "vargus" erinevaid tagajärgi. Gaas, mis voolab kaaslasest, mille mass on väiksem kui meie Päikesel, sellisele “purule” nagu neutrontäht, ei saa tema enda liiga suure nurkimpulsi tõttu kohe alla kukkuda, mistõttu tekitab see enda ümber nn akretsiooniketta. "varastatud" asi. Hõõrdumine, mis tekib ümber neutrontähe, ja kokkusurumine gravitatsiooniväljas soojendavad gaasi miljonite kraadideni ja see hakkab kiirgama röntgenikiirgust. Veel üks huvitav nähtus, mis on seotud väikese massiga kaaslasega neutrontähtedega, on röntgenikiirgus. Need kestavad tavaliselt mõnest sekundist mitme minutini ja annavad tähele maksimaalselt peaaegu 100 tuhat korda suurema heleduse kui Päikese heledus.
Neid sähvatusi seletatakse sellega, et kui vesinik ja heelium kanduvad kaaslaselt neutrontähele, moodustavad need tiheda kihi. See kiht muutub järk-järgult nii tihedaks ja kuumaks, et algab reaktsioon termotuumasünteesi ja vabaneb tohutult palju energiat. Võimsuse poolest võrdub see maalaste kogu tuumaarsenali plahvatusega ruutsentimeetrit minutiks neutrontähe pinnale. Täiesti teistsugune pilt on siis, kui neutrontähel on massiivne kaaslane. Hiidtäht kaotab ainet tähetuule kujul (selle pinnalt väljuv ioniseeritud gaasi voog) ja neutrontähe tohutu gravitatsioon haarab osa sellest ainest kinni. Kuid siin tuleb magnetväli omaette, pannes langeva aine kaasa voolama elektriliinid magnetpoolustele.
See tähendab, et röntgenkiirgus tekib eelkõige pooluste kuumades punktides ja kui tähe magnettelg ja pöörlemistelg ei lange kokku, siis tähe heledus osutub muutuvaks – tegu on ka pulsariga. , kuid ainult röntgenuuringuga. Röntgenipulsarite neutrontähtedel on kaaslasteks eredad hiiglaslikud tähed. Purskudes on neutrontähtede kaaslasteks nõrgad, väikese massiga tähed. Heledate hiiglaste vanus ei ületa mitukümmend miljonit aastat, samas kui nõrkade kääbustähtede vanus võib olla miljardeid aastaid, kuna esimesed kulutavad oma energiat palju kiiremini. tuumakütus kui viimane. Sellest järeldub, et pursked on vanad süsteemid, milles magnetväli on aja jooksul nõrgenenud ja pulsarid on suhteliselt noored ning seetõttu on magnetväljad neis tugevamad. Võib-olla pulseerisid pursked mingil hetkel minevikus, kuid pulsarid ei lõhke veel tulevikus.
Binaarsüsteemidega seostatakse ka kõige lühemate perioodidega (alla 30 millisekundi) pulsareid – niinimetatud millisekundite pulsareid. Vaatamata kiirele pöörlemisele ei osutu nad kõige nooremateks, nagu arvata võiks, vaid kõige vanemateks.
Need tekivad kahendsüsteemidest, kus vana, aeglaselt pöörlev neutrontäht hakkab neelama ainet oma vananenud kaaslaselt (tavaliselt punaselt hiiglaselt). Kui aine langeb neutrontähe pinnale, kannab see sellele pöörlemisenergiat, pannes selle üha kiiremini pöörlema. See juhtub seni, kuni neutrontähe peaaegu liigsest massist vabanenud kaaslasest saab valge kääbus ning pulsar ärkab ellu ja hakkab pöörlema kiirusega sadu pööreid sekundis. Kuid hiljuti avastasid astronoomid väga ebatavaline süsteem, kus millisekundilise pulsari kaaslaseks pole mitte valge kääbus, vaid hiiglaslik punnis punane täht. Teadlased usuvad, et nad jälgivad seda kahendsüsteemi just punase tähe "vabanemise" staadiumis. ülekaal ja valgeks päkapikuks saamine. Kui see hüpotees on vale, võib kaastäht olla tavaline kerasparv, mille pulsar kogemata kinni püüdis. Peaaegu kõik praegu teadaolevad neutrontähed on leitud kas röntgenikiirte kahendsüsteemis või üksikute pulsaridena.
Ja hiljuti märkas Hubble nähtav valgus neutrontäht, mis ei ole komponent kahekordne süsteem ja ei pulseeri röntgeni- ja raadioraadiuses. See annab ainulaadne võimalus täpselt kindlaks määrata selle suurus ja kohandada ideid selle gravitatsiooni poolt kokku surutud läbipõlenud tähtede veidra klassi koostise ja struktuuri kohta. See täht avastati esmakordselt röntgenikiirguse allikana ja kiirgab selles vahemikus mitte sellepärast, et see kogub kosmoses liikudes vesinikgaasi, vaid seetõttu, et ta on veel noor. See võib olla kahendsüsteemi ühe tähe jäänuk. Supernoova plahvatuse tagajärjel see kaksiksüsteem kokku varises ja endised naabrid alustasid iseseisvat rännakut läbi Universumi.
Beebi tähesööja
Nii nagu kivid maapinnale kukuvad, nii suur täht, vabastades oma massi tükkhaaval, liigub järk-järgult väikese ja kauge naabri juurde, mille pinna lähedal on tohutu gravitatsiooniväli. Kui tähed ei tiirleks ümber ühise raskuskeskme, võiks gaasivoog lihtsalt voolata nagu veejuga kruusist väikesele neutrontähele. Kuid kuna tähed keerlevad ringis, peab langev aine enne pinnale jõudmist kaotama suurema osa oma nurkhoost. Ja siin aitab erinevatel trajektooridel liikuvate osakeste vastastikune hõõrdumine ja akretsiooniketta moodustava ioniseeritud plasma interaktsioon pulsari magnetväljaga aine langemise protsessil edukalt lõppeda, mõjutades neutrontähe pinda. selle magnetpooluste piirkond.
Mõistatus 4U2127 lahendatud
See täht on astronoome lollitanud juba üle 10 aasta, näidates oma parameetrites kummalist aeglast varieeruvust ja süttides iga kord erinevalt. Ainult Chandra kosmoseobservatooriumi uusimad uuringud on võimaldanud lahti harutada salapärane käitumine see objekt. Selgus, et tegemist polnud mitte ühe, vaid kahe neutrontähega. Pealegi on neil mõlemal kaaslased: üks täht sarnaneb meie Päikesega, teine on nagu väike sinine naaber. Ruumiliselt on neid tähepaare eraldanud üsna suur vahemaa ja nad elavad iseseisvat elu. Aga edasi tähesfäär nad on projitseeritud peaaegu samasse punkti, mistõttu peeti neid nii kaua üheks objektiks. Need neli tähte asuvad kerasparv M15 34 tuhande valgusaasta kaugusel.
Avatud küsimus
Kokku on astronoomid tänaseks avastanud umbes 1200 neutrontähte. Neist üle 1000 on raadiopulsarid ja ülejäänud on lihtsalt röntgenikiirgusallikad. Aastatepikkuse uurimistöö jooksul on teadlased jõudnud järeldusele, et neutrontähed on tõelised originaalid. Mõned neist on väga heledad ja rahulikud, teised süttivad perioodiliselt ja muutuvad tähevärinatega ning teised eksisteerivad kahendsüsteemides. Need tähed on ühed salapärasemad ja tabamatumad astronoomilised objektid, mis ühendavad endas tugevaimad gravitatsiooni- ja magnetväljad ning äärmuslikud tihedused ja energiad. Ja iga uus avastus nende tormilises elus annab teadlastele ainulaadset teavet, mis on vajalik aine olemuse ja universumi arengu mõistmiseks.
Universaalne standard
Saatke midagi väljapoole Päikesesüsteem väga raske, seetõttu saatsid maalased koos 30 aastat tagasi sinna suundunud kosmoselaevadega Pioneer-10 ja -11 ka oma vendadele mõeldes sõnumeid. Joonistada midagi, mis oleks maavälisele mõistusele arusaadav, pole lihtne ülesanne, pealegi oli vaja märkida ka tagastusaadress ja kirja saatmise kuupäev... Kui selgelt kunstnikud seda kõike teha suutsid, on keeruline. inimesele arusaadavaks, kuid juba idee kasutada raadiopulsareid sõnumi saatmise koha ja aja näitamiseks on geniaalne. Päikest sümboliseerivast punktist lähtuvad erineva pikkusega katkendlikud kiired näitavad suunda ja kaugust Maale kõige lähemal asuvate pulsariteni ning joone katkestus pole midagi muud kui nende pöördeperioodi binaarne tähistus. Pikim kiir näitab meie galaktika Linnutee keskpunkti. Ajaühikuks võetakse teates vesinikuaatomi poolt prootoni ja elektroni spinnide vastastikuse orientatsiooni (pöörlemissuuna) muutumisel väljastatava raadiosignaali sagedus.
Kuulsad 21 cm ehk 1420 MHz peaksid olema teada kõigile Universumi intelligentsetele olenditele. Neid maamärke kasutades, osutades universumi "raadiomajakatele", on võimalik leida maalasi ka paljude miljonite aastate pärast ning võrreldes registreeritud pulsarite sagedust praegusega, on võimalik hinnata, millal mees ja naine õnnistasid esimese päikesesüsteemist lahkunud kosmoselaeva lendu.
Nikolai Andrejev
M82 galaktika keskmes on näha pulsari (roosa).
Uurige pulsarid ja neutrontähed Universum: kirjeldus ja omadused koos fotode ja videotega, struktuur, pöörlemine, tihedus, koostis, mass, temperatuur, otsing.
Pulsarid
Pulsarid Need on sfäärilised kompaktsed objektid, mille mõõtmed ei ulatu suure linna piiridest välja. Üllatav on see, et sellise mahuga ületavad nad massi poolest päikesemassi. Neid kasutatakse aine äärmuslike olekute uurimiseks, meie süsteemist kaugemate planeetide tuvastamiseks ja kosmiliste kauguste mõõtmiseks. Lisaks aitasid need leida gravitatsioonilaineid, mis viitavad energeetilisele sündmusele, näiteks ülimassiivsetele kokkupõrgetele. Esmakordselt avastati 1967. aastal.
Mis on pulsar?
Kui otsite taevast pulsari, näib see olevat tavaline vilkuv täht, mis järgib teatud rütmi. Tegelikult nende valgus ei vilgu ega pulseeri ning nad ei paista tähtedena.
Pulsar toodab kahte püsivat kitsast valguskiirt vastassuundades. Virvendusefekt tekib, kuna need pöörlevad (majaka põhimõte). Sel hetkel tabab kiir Maad ja pöördub siis uuesti. Miks see juhtub? Fakt on see, et pulsari valguskiir ei ole tavaliselt selle pöörlemisteljega joondatud.
Kui vilkumise tekitab pöörlemine, siis impulsside kiirus peegeldab pulsari pöörlemiskiirust. Kokku leiti 2000 pulsari, millest enamik pöörleb kord sekundis. Kuid seal on umbes 200 objekti, mis suudavad teha sama ajaga sada pööret. Kiireimaid nimetatakse millisekunditeks, kuna nende pöörete arv sekundis on 700.
Pulsareid ei saa pidada tähtedeks, vähemalt "elavateks". Need on tõenäolisemalt neutrontähed, mis tekivad pärast massiivne täht kütus saab otsa ja see kukub kokku. Selle tulemusena tekib tugev plahvatus – supernoova ja järelejäänud tihe materjal muundub neutrontäheks.
Universumi pulsarite läbimõõt ulatub 20-24 km-ni ja nende mass on kaks korda suurem kui Päikesel. Aimu andmiseks kaalub sellise eseme suhkrukuubiku suurune tükk 1 miljard tonni. See tähendab, et midagi nii rasket kui Everest mahub teie kätte! Tõsi, seal on veelgi tihedam objekt – must auk. Kõige massiivsem ulatub 2,04 päikese massini.
Pulsaridel on tugev magnetväli, mis on 100 miljonit kuni 1 kvadriljon korda tugevam kui Maa oma. Et neutrontäht hakkaks kiirgama valgust nagu pulsar, peab sellel olema õige magnetvälja tugevuse ja pöörlemiskiiruse suhe. Juhtub, et raadiolainete kiir ei pruugi maapealse teleskoobi vaatevälja läbida ja jääb nähtamatuks.
Raadiopulsarid
Astrofüüsik Anton Biryukov neutrontähtede füüsikast, pöörlemise aeglustusest ja avastamisest gravitatsioonilained:
Miks pulsarid pöörlevad?
Pulsari aeglus on üks pööre sekundis. Kiireimad kiirendavad sadade pööreteni sekundis ja neid nimetatakse millisekunditeks. Pöörlemisprotsess toimub seetõttu, et pöörlesid ka tähed, millest need tekkisid. Kuid selle kiiruse saavutamiseks vajate täiendavat allikat.
Teadlased usuvad, et millisekundite pulsarid tekkisid naabrilt energia varastamise teel. Võite märgata võõrkeha olemasolu, mis suurendab pöörlemiskiirust. Ja see ei ole hea viga saanud kaaslasele, mille pulsar võib ühel päeval täielikult ära süüa. Selliseid süsteeme nimetatakse mustadeks leskedeks (ohtliku tüüpi ämbliku järgi).
Pulsarid on võimelised kiirgama valgust mitmel lainepikkusel (raadiost gammakiirguseni). Aga kuidas nad seda teevad? Teadlased ei suuda veel täpset vastust leida. Arvatakse, et iga lainepikkuse eest vastutab eraldi mehhanism. Majakalaadsed talad on valmistatud raadiolainetest. Need on heledad ja kitsad ning sarnanevad koherentne valgus, kus osakesed moodustavad fokuseeritud kiire.
Mida kiirem on pöörlemine, seda nõrgem on magnetväli. Kuid pöörlemiskiirus on piisav, et nad kiirgaksid sama eredaid kiiri kui aeglaseid.
Pöörlemisel tekitab magnetväli elektrilise, mis võib viia laetud osakesed liikuvasse olekusse ( elektrit). Pinna kohal asuvat ala, kus domineerib magnetväli, nimetatakse magnetosfääriks. Siin kiirendatakse laetud osakesed tänu tugevale uskumatult suurele kiirusele elektriväli. Iga kord, kui nad kiirendavad, kiirgavad nad valgust. Seda kuvatakse optilistes ja röntgenikiirgustes.
Aga gammakiirgus? Uuringud näitavad, et nende allikat tuleks otsida mujalt pulsari lähedalt. Ja nad meenutavad fänni.
Otsige pulsareid
Raadioteleskoobid jäävad kosmoses pulsarite otsimise peamiseks meetodiks. Need on teiste objektidega võrreldes väikesed ja nõrgad, nii et peate skannima kogu taevast ja järk-järgult satuvad need objektid objektiivi. Enamik neist leiti Austraalias asuva Parkesi vaatluskeskuse abil. Alates 2018. aastast on ruutkilomeetrite massiiviantenni (SKA) kaudu saadaval palju uusi andmeid.
2008. aastal käivitati teleskoop GLAST, mis leidis 2050 gammakiirgust kiirgavat pulsari, millest 93 olid millisekundid. See teleskoop on uskumatult kasulik, kuna see skaneerib kogu taevast, samas kui teised tõstavad esile ainult väikseid piirkondi piki lennukit.
Erinevate lainepikkuste leidmine võib olla keeruline. Fakt on see, et raadiolained on uskumatult võimsad, kuid need ei pruugi lihtsalt teleskoobi objektiivi sattuda. Kuid gammakiirgus levib suuremas osas taevast, kuid on halvema heledusega.
Teadlased teavad nüüd 2300 pulsari olemasolust, mis on leitud raadiolainete ja 160 gammakiirguse kaudu. Samuti on olemas 240 millisekundilised pulsarid, millest 60 toodavad gammakiirgust.
Pulsarite kasutamine
Pulsarid pole lihtsalt hämmastavad kosmoseobjektid, aga ka kasulikke tööriistu. Kiirgav valgus võib öelda palju sisemiste protsesside kohta. See tähendab, et teadlased suudavad mõista neutrontähtede füüsikat. Need objektid on nii kõrgsurve et mateeria käitumine erineb tavapärasest. Neutrontähtede kummalist sisu nimetatakse "tuumapastaks".
Pulsarid toovad oma impulsside täpsuse tõttu palju eeliseid. Teadlased teavad konkreetsed objektid ja tajuge neid kosmilise kellana. Nii hakkasid tekkima spekulatsioonid teiste planeetide kohaloleku üle. Tegelikult tiirles esimene leitud eksoplaneet ümber pulsari.
Ärge unustage, et pulsarid jätkavad liikumist, kui nad "vilguvad", mis tähendab, et neid saab kasutada kosmiliste kauguste mõõtmiseks. Nad osalesid ka Einsteini relatiivsusteooria testimises, nagu gravitatsioonimomendid. Kuid pulsatsiooni regulaarsust võivad häirida gravitatsioonilained. Seda märgati 2016. aasta veebruaris.
Pulsari kalmistud
Järk-järgult aeglustuvad kõik pulsarid. Kiirgust toidab pöörlemisel tekkiv magnetväli. Selle tulemusena kaotab see ka oma võimsuse ja lõpetab kiirte saatmise. Teadlased on tõmmanud spetsiaalse joone, kus gammakiirgust saab raadiolainete ees veel tuvastada. Niipea kui pulsar alla kukub, kantakse see pulsari surnuaias maha.
Kui pulsar moodustati supernoova jäänustest, siis on sellel tohutu energiavaru ja kiire kiirus pöörlemine. Näideteks on noor objekt PSR B0531+21. Selles faasis võib see püsida mitusada tuhat aastat, pärast mida hakkab kiirust kaotama. Keskealised pulsarid moodustavad suurema osa elanikkonnast ja toodavad ainult raadiolaineid.
Pulsar võib aga oma eluiga pikendada, kui läheduses on satelliit. Seejärel tõmbab see oma materjali välja ja suurendab pöörlemiskiirust. Sellised muutused võivad ilmneda igal ajal, mistõttu on pulsar võimeline uuesti sündima. Sellist kontakti nimetatakse väikese massiga röntgeni kahendsüsteemiks. Vanimad pulsarid on millisekundid. Mõned jõuavad miljardite aastate vanuseni.
Neutronitähed
Neutronitähed- üsna salapärased objektid, mis ületavad päikese massi 1,4 korda. Nad sünnivad pärast suuremate tähtede plahvatust. Õpime neid moodustisi lähemalt tundma.
Kui Päikesest 4–8 korda massiivsem täht plahvatab, jääb alles südamik kõrge tihedusega, mis jätkab kokkuvarisemist. Gravitatsioon surub materjalile nii tugevalt peale, et see põhjustab prootonite ja elektronide kokkusulamise, et saada neutroniteks. Nii sünnib suure tihedusega neutrontäht.
Nende massiivsete objektide läbimõõt võib ulatuda vaid 20 km-ni. Et anda teile aimu tihedusest, kaaluks vaid üks lusikas neutrontähe materjali miljard tonni. Sellise objekti gravitatsioon on Maa omast 2 miljardit korda tugevam ja selle võimsusest piisab gravitatsiooniläätsede tegemiseks, võimaldades teadlastel vaadata tähe tagakülge.
Plahvatusest saadud löök jätab impulsi, mis paneb neutrontähe pöörlema, saavutades mitu pööret sekundis. Kuigi nad võivad kiirendada kuni 43 000 korda minutis.
Piirikihid kompaktsete objektide läheduses
Astrofüüsik Valeri Suleymanov akretsiooniketaste, tähetuule ja mateeria tekkest neutrontähtede ümber:
Neutrontähtede sisemus
Astrofüüsik Sergei Popov aine äärmuslikest olekutest, neutrontähtede koostisest ja interjööri uurimismeetoditest:
Kui neutrontäht on osa kaksiksüsteemist, kus supernoova on plahvatanud, on pilt veelgi muljetavaldavam. Kui teine täht on Päikesest väiksema massiga, tõmbab see kaaslase massi "Roche lobe'i". See on kerakujuline materjalipilv, mis tiirleb ümber neutrontähe. Kui satelliit oli 10 korda suurem kui päikese mass, siis on ka massiülekanne reguleeritud, kuid mitte nii stabiilne. Materjal voolab mööda magnetpooluseid, kuumeneb ja tekitab röntgenpulsatsioone.
2010. aastaks oli raadiotuvastuse ja 70 gammakiirguse abil leitud 1800 pulsari. Mõnel isendil olid isegi planeedid.
Neutrontähtede tüübid
Mõnel neutrontähtede esindajal on materjalijoad, mis voolavad peaaegu valguse kiirusel. Kui nad meist mööda lendavad, vilguvad nad nagu majaka valgus. Seetõttu nimetatakse neid pulsariteks.
Astrofüüsikud on filminud pulsarite väga kiiresti vaibuvat kiirgust pärast võimsaid rakette – üleminekut nn propelleri režiimile. Teoreetiliselt enam kui nelikümmend aastat tagasi ennustatud nähtus registreeriti esimest korda usaldusväärselt.
Rahvusvaheline astrofüüsikute meeskond, kuhu kuulusid Venemaa teadlased Venemaa Teaduste Akadeemia Kosmoseuuringute Instituudist MIPT ja Pulkovo observatoorium RAS, filmis pulsarite väga kiiresti hääbuvat kiirgust pärast võimsaid rakette – üleminekut nn propelleri režiimile. Selle efekti teoreetilised ennustused tehti rohkem kui nelikümmend aastat tagasi, kuid alles nüüd registreeriti see nähtus esimest korda usaldusväärselt röntgenpulsarite 4U 0115+63 ja V 0332+53 puhul. Mõõtmistulemused, arvutused ja järeldused avaldati ajakirjas Astronomy & Astrophysics.
Pulsarid 4U 0115+63 ja V 0332+53 kuuluvad eritüüp allikad - põlevad (või mööduvad) röntgenpulsarid. Need kas helendavad röntgenikiirguse vahemikus nõrgalt või vilguvad eredalt või isegi kaovad täielikult. Muide, pulsarite üleminekul ühest olekust teise saab hinnata nende magnetvälju ja ümbritseva aine temperatuure. Nende parameetrite väärtused on nii kõrged, et neid ei saa maistes laborites otse hankida ega mõõta.
Pulsari nimi algab tähega, mis tähistab esimest observatooriumi, mis selle leidis, ja seejärel on numbrid - pulsari koordinaadid. "V" on sõjaväe satelliit Vela 5B Ameerika satelliit, mis on mõeldud NSV Liidu territooriumi jälgimiseks. "4U" tähistab omakorda "UHURU 4. kataloogi", mis on esimene pühendatud röntgenobservatoorium orbiidil. Ja kui esimene pulsar avastati, nimetati seda algselt "väikeste roheliste mehikeste" nimeks LGM-1: see saatis regulaarsete ajavahemike järel raadioimpulsse ja teadlased otsustasid, et see võib olla intelligentsete tsivilisatsioonide signaal.
Röntgenipulsar on kiiresti pöörlev tugeva magnetväljaga neutrontäht. Neutronitäht võib moodustada paari tavalise tähega ja tõmmata oma gaasi enda peale – astrofüüsikud nimetavad seda akretsiooniks. Gaas keerleb ümber neutrontähe, moodustades akretsiooniketta ja aeglustub neutrontähe magnetosfääri piiril. Sel juhul tungib aine veidi magnetosfääri sisse, "külmub" sellesse ja voolab alla. magnetilised jooned poolustele. Kukkumine magnetpoolused, see kuumeneb sadade miljonite kraadideni ja kiirgab röntgenikiirguse vahemikus. Kuna neutrontähe magnettelg on pöörlemistelje suhtes nurga all, röntgenikiirgus pöörlevad nagu tuletorni kiired ja “kaldalt” näevad välja nagu korduvad signaalid perioodiga sekundituhandikest kuni mitme minutini.
Neutrontäht on üks supernoova plahvatuse võimalikest jäänustest. Mõne tähe evolutsiooni lõpus surutakse nende aine gravitatsiooni toimel nii palju kokku, et elektronid ühinevad tegelikult prootonitega ja moodustavad neutroneid. Neutrontähe magnetväli võib ületada Maal saavutatava maksimumi kümneid miljardeid kordi.
Röntgenipulsari vaatlemiseks kahest tähest koosnevas süsteemis peab aine voolama tavalisest tähest neutrontähele. Tavaline täht võib olla hiiglane või ülihiiglane ja sellel võib olla võimas tähetuul, see tähendab, et see paiskab kosmosesse palju ainet. Või võib see olla väike täht nagu Päike, mis on täitnud oma Roche'i sagara – piirkonna, millest kaugemale tähe gravitatsioonijõud enam ainet ei hoia ja mida tõmbab neutrontähe gravitatsioon.
Röntgenpulsarid 4U 0115+63 ja V 0332+53 kiirgavad nii ebaühtlaselt (st avaldavad kiirguspurskeid), sest igaühel neist on üsna ebatavaline kaastäht – Be-klassi täht. Be-täht pöörleb ümber oma telje nii kiiresti, et aeg-ajalt selle seelik “tõuseb” – piki ekvaatorit tekib ja kasvab gaasiketas – ning täht täidab Roche’i sagara. Gaas hakkab neutrontähele kiiresti kogunema, selle kiirguse intensiivsus suureneb järsult ja tekib põletus. Tasapisi “seelik” kulub, akretsiooniketas tühjeneb ning aine ei saa enam magnetvälja ja tsentrifugaaljõudude mõjul neutrontähele langeda. Tekib nn propelleri efekt. Selles režiimis akretsiooni ei toimu ja röntgenikiirguse allikas kaob.
Astronoomias kasutatakse terminit "heledus", see tähendab kogu energiat, mida taevakeha kiirgab ajaühikus. Allika 4U 0115+63 heleduslävi on näidatud punaselt. Teise allika (V 0332+53) puhul on täheldatav sarnane pilt. Siniste joonte joonestamise kohas on pulsari ja optilise tähe vaheline kaugus minimaalne. Selles asendis saab akretsioonirežiimi ajutiselt jätkata, kui ainet on piisavalt, mis on joonisel selgelt näha.
KOOS Röntgeni teleskoop Swifti kosmoseobservatooriumi abil suutsid Venemaa teadlased mõõta kiirguse intensiivsuse lävi, st heledust, millest madalamal pulsar läheb propelleri režiimi. See väärtus sõltub magnetväljast ja pulsari pöörlemisperioodist. Uuritavate allikate pöörlemisperiood on teada nende kiiratavate impulsside saabumisaega mõõtes - 4U 0115+63 puhul 3,6 sek ja V 0332+53 puhul 4,3 sek, mis võimaldas arvutada magnetvälja tugevust. Tulemused langesid kokku muude meetoditega saadud väärtustega. Pulsarite heledus ei langenud aga ootuspäraselt 400 korda, vaid ainult 200 korda. Autorid tegid ettepaneku, et neutrontähe pind, mida peegeldus soojendab, jahtub ja teenib seeläbi lisaallikas kiirgus või propelleri efekt ei suuda tavalisest tähest lähtuvat ainevoolu täielikult blokeerida ja on ka teisi "lekke" kanaleid.
Propellerirežiimile üleminekut on väga raske tuvastada, kuna selles režiimis pulsar peaaegu ei kiirga kiirgust. Varasemate allikate 4U 0115+63 ja V 0332+53 põletuste ajal üritati seda üleminekut juba tabada, kuid tol hetkel saadaolevate instrumentide madala tundlikkuse tõttu ei õnnestunud “väljalülitatud olekut” tuvastada. Usaldusväärne kinnitus selle kohta, et need pulsarid tegelikult "lülituvad välja", saadi alles nüüd. Lisaks on näidatud, et teavet "propelleri režiimile" ülemineku kohta saab kasutada neutrontähtede magnetvälja tugevuse ja struktuuri määramiseks.
Aleksander Lutovinov, Venemaa Teaduste Akadeemia professor, füüsika- ja matemaatikateaduste doktor, Venemaa Teaduste Akadeemia Kosmoseuuringute Instituudi labori juhataja ja MIPT õppejõud selgitab:
"Üks põhiküsimusi neutrontähtede tekke ja evolutsiooni kohta on nende magnetväljade struktuur. Uurimistöö käigus määrasime kahe neutrontähe jaoks magnetvälja dipoolkomponendi, mis täpselt vastutab propelleri efekti eest. Näitasime, et seda sõltumatult saadud väärtust saab võrrelda tsüklotronijoonte mõõtmisel juba teadaoleva magnetvälja väärtusega ja seega hinnata teiste kõrgema järgu komponentide panust välja struktuuri.
Illustratsiooni autoriõigus Getty Images Pildi pealkiri Nähtust täheldati kasutades kosmoseobservatooriumid ja maapealsed teleskoobid
Teadlased on esimest korda suutnud tuvastada gravitatsioonilaineid kahe neutrontähe ühinemisel.
Lained registreeriti LIGO detektorid USA-s ja Itaalia Neitsi Observatooriumis.
Teadlaste sõnul ilmuvad selliste ühinemiste tulemusena Universumisse sellised elemendid nagu plaatina ja kuld.
Avastus tehti 17. augustil. Kaks USA detektorit tuvastasid gravitatsioonisignaali GW170817.
Itaalias asuva kolmanda detektori andmed võimaldasid selgitada kosmilise sündmuse lokaliseerimist.
"Seda oleme kõik oodanud," ütles LIGO labori tegevdirektor David Reitze avastust kommenteerides.
Ühinemine leidis aset galaktikas NGC4993, mis asub Maast umbes 130 miljoni valgusaasta kaugusel Hydra tähtkujus.
Tähtede mass jäi vahemikku 1,1–1,6 Päikese massi, mis jääb neutrontähtede massipiirkonda. Nende raadius on 10-20 km.
Tähti nimetatakse neutrontähtedeks, kuna gravitatsioonilise kokkusurumise käigus ühinevad tähe sees olevad prootonid ja elektronid, mille tulemusena tekib objekt, mis koosneb peaaegu eranditult neutronitest.
Sellistel objektidel on uskumatu tihedus – teelusikatäis ainet kaaluks umbes miljard tonni.
Illustratsiooni autoriõigus NSF/LIGO/SONOMA RIIKLIK ÜLIKOOL Pildi pealkiri Neutronitähtede ühinemine teadlaste meelest näeb välja umbes selline (pildil arvutimudel)Louisiana osariigis Livingstonis asuv LIGO laboratoorium on väike hoone, millest ulatuvad täisnurga all välja kaks toru – interferomeetri harud. Igaühe nende sees on laserkiir, mis salvestab muutusi pikkuses, mille gravitatsioonilaineid saab tuvastada.
Suurte metsade keskel asuv LIGO detektor oli mõeldud gravitatsioonilainete tuvastamiseks, mis tekitavad suuremahulisi kosmilisi kataklüsme, nagu neutrontähtede ühinemine.
Detektorit uuendati neli aastat tagasi ja pärast seda on see mustade aukude kokkupõrkeid tuvastanud neli korda.
Gravitatsioonilained, mis tekivad ruumis toimuvate ulatuslike sündmuste tagajärjel, toovad kaasa aja-ruumi moonutusi, mis on mõnevõrra sarnased vee lainetele.
Teie seade ei toeta meediumi taasesitust
Aasta avastus: kuidas kõlab neutrontähtede kokkupõrge?Nad venitavad ja suruvad kokku kogu aine, mida nad läbivad, peaaegu ebaolulisel määral – vähem kui ühe aatomi laiuselt.
"Mul on meie tehtu üle hea meel. Hakkasin Glasgows esimest korda gravitatsioonilainetega tegelema, kui olin veel tudeng. Sellest ajast on möödunud palju aastaid, on olnud tõuse ja mõõnasid, kuid nüüd on kõik kokku saanud," ütleb LIGO töötaja, professor Norna Robertson.
"Viimaste aastate jooksul oleme esmalt tuvastanud mustade aukude ja seejärel neutrontähtede ühinemise ning mulle tundub, et avame uue uurimisvaldkonna," lisab ta.
- Raami raames ennustati gravitatsioonilainete olemasolu üldine teooria Einsteini relatiivsus
- Lainete salvestamist võimaldava tehnoloogia väljatöötamine võttis aastakümneid.
- Gravitatsioonilained on aja ja ruumi moonutused, mis tekivad ruumis toimuvate ulatuslike sündmuste tagajärjel
- Kiiresti kiirenev aine tekitab gravitatsioonilaineid, mis liiguvad valguse kiirusel
- Nähtavate lainete allikate hulgas on neutrontähtede ja "mustade aukude" ühinemine.
- Laineuuringud avavad täiesti uue uurimisvaldkonna
Teadlased uskusid, et sellises ulatuses energia vabanemine tõi kaasa haruldaste elementide, nagu kuld ja plaatina, loomise.
Dr Kate Maguire'i sõnul Belfasti Queeni ülikoolist, kes analüüsis esimesi ühinemisest tekkinud puhanguid, on see teooria nüüdseks tõestatud.
"Kasutades maailma võimsamaid teleskoope, avastasime, et selle neutrontähtede ühinemise tulemuseks oli raskete ainete suure kiirusega paiskumine. keemilised elemendid, nagu kuld ja plaatina, kosmosesse," ütleb Maguire.
"Need uued tulemused aitavad teha olulisi edusamme pikaajalise arutelu lahendamisel selle kohta, kus perioodilisustabel võeti rauast raskemaid elemente,” lisab ta.
Uued piirid
Neutronitähtede kokkupõrke vaatlused kinnitasid ka teooriat, et sellega kaasnevad lühikesed gammakiirte pursked.
Võrreldes kogutud teavet kokkupõrke tagajärjel tekkivate gravitatsioonilainete kohta andmetega valguskiirgus teleskoopide abil kogutud, kasutasid teadlased Universumi paisumiskiiruse mõõtmiseks seni kasutamata meetodit.
Üks planeedi mõjukamaid teoreetilisi füüsikuid, professor Stephen Hawking, nimetas seda BBC-ga rääkides "redeli esimeseks astmeks" universumis kauguste mõõtmise uuel viisil.
"Uued viisid universumi vaatlemiseks toovad kaasa üllatusi, millest paljusid ei saa ette näha. Me hõõrume endiselt silmi, õigemini puhastame kõrvu, olles kuulnud esimest korda gravitatsioonilainete heli," rääkis Hawking.
Illustratsiooni autoriõigus N.S.F. Pildi pealkiri LIGO observatooriumi kompleks Livingstonis. Hoonest ulatuvad välja “õlad” – torud, mille seest läbivad vaakumis laserkiired.Nüüd kaasajastatakse LIGO kompleksi seadmeid. Aasta pärast muutub see kaks korda tundlikumaks ja suudab skannida ruumiosa, mis on praegusest kaheksa korda suurem.
Teadlased usuvad, et tulevikus muutuvad mustade aukude ja neutrontähtede kokkupõrgete vaatlused igapäevaseks. Samuti loodavad nad õppida vaatlema objekte, mida nad täna isegi ette ei kujuta, ja alustada uus ajastu astronoomias.
Neid ennustati 30ndate alguses. XX sajand Nõukogude füüsik L. D. Landau, astronoomid W. Baade ja F. Zwicky. 1967. aastal avastati pulsarid, mis 1977. aastaks tuvastati lõpuks neutrontähtedega.
Neutrontähed tekivad supernoova plahvatuse tulemusena suure massiga tähe evolutsiooni viimases etapis.
Kui supernoova jäägi mass (st selle, mis jääb pärast kesta väljaviskamist alles) on suurem kui 1,4 M☉ , kuid vähem kui 2,5 M☉, siis selle kokkusurumine jätkub pärast plahvatust, kuni tihedus jõuab tuumaväärtusteni. See toob kaasa asjaolu, et elektronid "pressitakse" tuumadesse ja moodustub aine, mis koosneb ainult neutronitest. Ilmub neutrontäht.
Neutrontähtede raadiused, nagu valgete kääbuste raadiused, vähenevad massi suurenedes. Niisiis, neutrontäht massiga 1,4 M☉ (neutrontähe minimaalne mass) on raadiusega 100-200 km ja massiga 2,5 M☉ (maksimaalne mass) - ainult 10-12 km. Materjal saidilt
Neutrontähe skemaatiline lõige on näidatud joonisel 86. Tähe välimised kihid (joonis 86, III) koosnevad rauast, moodustades kõva kooriku. Umbes 1 km sügavuselt algab neutronite seguga tahke rauakoor (joon. 86), mis muutub vedelaks ülivedelikuks ja ülijuhtivaks tuumaks (joon. 86, I). Piirilähedaste masside korral (2,5-2,7 M☉), ilmuvad neutrontähe keskpiirkondadesse raskemad elementaarosakesed (hüperonid).
Neutrontähtede tihedus
Neutrontähe aine tihedus on võrreldav aine tihedusega selles aatomituum: see ulatub 10 15 -10 18 kg/m 3. Sellise tiheduse juures iseseisev olemasolu elektronid ja prootonid on võimatud ning tähe aine koosneb peaaegu täielikult neutronitest.
Pildid (fotod, joonised)
Sellel lehel on materjale järgmistel teemadel: