Tamerlane ja Bereke Mir Seyid Bereke. Kes ta on? Kust see tuli? Ja miks seda nii vähe on ametlik ajalugu säilitanud olulisi fakte šeiki elust? Miks läksid Timuri sõdalased lahingusse hüüdega: Allayar! Mida tähendab mõiste Allayar? .. Vastused neile ja paljudele teistele küsimustele on talletatud Mir Seyid Bereke enda kirjutatud traktaadis “Kõikvõimsus”, mis on tänapäeval kahjuks Vatikani raamatukogus avalikkuse eest varjatud. Niisiis, natuke traktaadist "Kõikvõimsus", mis algab sõnadega: "Pärast seda, kui Atlantis hävitati kogu selle kurja pärast, mida ta oli teinud, oli Maa peal vähe inimesi... Ja õdede Allatite vaimsel juhtimisel loodi Kuldne Millennium ja eksisteeris 1000 aastat... Oli matriarhaat või kutsuti seda ka pühaks ajaks... Oli ühendatud inimesed, oli ühine keel ja üksainus märk... Aeg läks ja peale õdede Allati lahkumist jäi AllatKhyara - need on need, kes olid Allati õdede kõrval... Nad aitasid neid ja õppisid neilt. Ja nemad jäid Teadmiste hoidjateks... Mõnda aega üritasid nad aidata inimestel omavahel kokkuleppele jõuda... Kuid lõpuks inimeste arv kasvas, see viis selleni, et hakkasid kujunema klannid ja asulad, inimesed hakkasid võistlema. üksteisega. AllatKhyaRa ordu muutus kõigepealt segaseks, st mehed hakkasid sellega liituma ja lõpuks asendasid nad täielikult naised. Tuli patriarhaat, mis samuti lõhenes. Moodustusid ühelt poolt arhonid, teiselt poolt Arhatid ja selle Teadmise hoidjad jäid alles... Neid hoidjaid kutsuti AllatKhyaRa... Nad andsid Teadmist edasi reeglina isalt pojale või vanaisalt pojapojale... AllatKhyaRa (Elluminek) muutus järk-järgult AllayaRaks (lemmikjumal või Jumala järgija)…” Tamerlanei sõdalased läksid Allayari sõnadega lahingusse. Miks? Kuna nad läksid lahingusse Bereke pärast, tundsid nad tema jõudu, jõudu, toetust. Tegelikult läksid nad lahingusse mitte Timuri, vaid Seyid Mir Bereke pärast... Mekast pärit šeik... Prohvet Muhamedi (rahu olgu temaga) otsene järeltulija... Teadmiste valvur... Tegelikult , Timurist sai Tamerlane tänu toele, mida tema vaimne mentor talle pakkus... Maetud Tamerlane Bereke haua jalamile... Vatikan andis omal ajal mõningaid teadmisi Bereke traktaadist “Kõikvõimsus”, mis muuhulgas ka rääkis, kuidas juhtida masse ja kuidas kontrollida mateeriat – Hitlerile ja natsieliidile. Kuidas selge näide- seda tegi Hitler kõnede ajal rahvahulgaga. (See pole tema oraatoritalent, nagu ajalugu meile tänapäeval räägib, vaid teadmised Seyyid Mir Bereke traktaadist, mille kasutamise tõttu kogesid mõned naised Hitleri kõnede ajal isegi orgasmi). See on veel üks tõestus kuritegelik tegevus Vatikan, selle inimvaenulik tegevus. 200 aasta pärast püüdis Sufi Allayar neid teadmisi oma traktaadis “Igavikust” edasi anda, olles seda märkimisväärselt moonutanud. Foto on tehtud Samarkandis, Amir Timuri hauakambris. Gur Emiri.
29. august 2013, kell 22:33
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 sundis astrofüüsikuid 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 järel (umbes üks sekund). See oli täiesti erinev tavapärasest kaootilisest pildist raadiokiirguse juhuslikest ebaregulaarsetest kõikumistest. Pärast kogu varustuse põhjalikku kontrolli olime kindlad, et impulssidel on maaväline päritolu. Astronoomidel on raske üllatada muutuva intensiivsusega kiirgavaid objekte, kuid sisse sel juhul periood oli nii lühike ja signaalid nii korrapärased, 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 taipasid, et pulsarid on kiiresti pöörlevad neutrontähed, mida nad olid nii kaua otsinud.
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 intensiivsusega elektrivälja, mis on võimeline kiirendama prootoneid ja elektrone peaaegu valguse kiiruseni. Pealegi on kõik need pulsari ümber tormavad laetud osakesed selle kolossaalses magnetväljas lõksus. Ja ainult väikese ruuminurga piires ümber magnettelje 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 tema pöörlemisteljega, siis tähe pöörlemisel levib raadiolainete voog läbi kosmose nagu sähvatusmajakas – ainult hetkeks lõikades 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 neutrontähest ja valgest kääbusest koosnev kaksiksüsteem, mille tiirlemisperiood on 5,5 päeva. Pehme röntgenikiirgus ROSAT-i satelliidi poolt vastu võetud polaarkorgid 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, millel on õhuke atmosfäär (vesinikust ja raskematest ioonidest) ja gravitatsiooniväli, mis on 100 miljardit korda suurem kui Maa oma. 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.
Neutrontäht koosneb neutronvedelikust koos prootonite ja elektronide seguga. "Tuumavedelik", väga sarnane ainega aatomi tuumad, 1014 korda tihedam kui tavaline vesi. See tohutu erinevus on mõistetav – aatomid koosnevad ju peamiselt tühjast ruumist, milles kerged elektronid lendavad ümber tillukese 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 sähvatas siis nagu 10 supernoova, mis on rohkem kui 10 korda suurem kui meie galaktika kõigi tähtede heledus. Hele täpp joonise ülemises osas on pikk ja tuntud SGR-pulsar ning ebakorrapärane piirjoon on 5. märtsil 1979 süttinud objekti kõige tõenäolisem asukoht.
Neutrontähe päritolu
Välklamp supernoova- see on lihtsalt osa gravitatsioonienergia üleminek soojusenergiaks. Kui vana tähe kütus saab otsa ja termotuumareaktsioon ei suuda enam oma sügavusi vajaliku temperatuurini soojendada, toimub kollaps – gaasipilve kokkuvarisemine selle raskuskeskmele. 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 plahvatuseni ja tekib tavaline neutrontäht. Kui väga suure, 20-40 päikeselise massiga tähe asemele purskab supernoova ja tekib neutrontäht massiga üle kolme päikese, siis muutub gravitatsiooniline kokkusurumine pöördumatuks ja tekib must auk. moodustatud.
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 teadmata kindlalt. Pealegi pole kindlat kindlust, et need koosnevad tõesti peamiselt neutronitest. Kui liigute tähte sügavamale, rõhk ja tihedus suurenevad 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 juures on see, et tähe massi vähenedes suureneb selle raadius – selle tulemusena väikseim suurus neil on kõige massiivsemad neutrontähed.
Must lesk
Supernoova plahvatus annab vastsündinud pulsarile üsna sageli märkimisväärse kiiruse. Selline omaette korraliku magnetväljaga lendtäht häirib tugevalt ioniseeritud gaasi täitumist tähtedevaheline ruum. Tekib omamoodi lööklaine, mis jookseb tähe ees ja lahkneb pärast seda laiaks koonuseks. Kombineeritud optiline (sini-roheline osa) ja röntgeni (punased varjundid) pilt näitab, et siin pole tegemist mitte ainult helendava gaasipilvega, vaid tohutu vooluga elementaarosakesed, mille 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 neutrontähest lähtub. Punane piirjoon musta ruumi piiril neutrontähe ja punaste helendavate plasmapilvede ümber on koht, kus peaaegu valguse kiirusel lendavate relativistlike osakeste voog kohtub tihedaga. lööklaine tähtedevaheline gaas. 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 kõrgem kui Maa aatomkelladel. 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 võimalus pulsari vanuse hindamiseks. 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.
Magnetid
Mõned neutrontähed, mida nimetatakse 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. Need uskumatud energiapursked võivad olla põhjustatud tähevärinatest – maavärinate võimsatest versioonidest, mis lõhuvad neutrontähtede tahke pinna ja vabastavad nende tuumadest võimsaid prootonite voogusid, 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 aktiivseima neutrontähe kohta näivad praegu toetavat teooriat, mille kohaselt põhjustavad tähevärinad ebakorrapäraseid võimsaid gamma- ja röntgenikiirguse purskeid.
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 magnetari mudel - ülitugeva magnetväljaga neutrontäht. 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 perioodiliste plahvatuste ajal võimsat röntgenkiirgust kiirgab, on nn anomaalsed röntgenpulsarid – AXP-d. 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 juba põhjalikult uurinud Linnutee, et selle külgvaate kujutamine ei maksa neile midagi, mis näitab sellel kõige tähelepanuväärsemate neutrontähtede asukohta.
Teadlased usuvad, et AXP ja SGR on lihtsalt kaks etappi sama hiiglasliku magneti – neutrontähe – elus. Esimesed 10 000 aastat on magnetar SGR - pulsar, mis on tavalises valguses nähtav ja tekitab korduvaid pehme röntgenkiirguse purskeid ning järgmisteks miljoniteks aastateks kaob see juba nagu anomaalne AXP pulsar nähtavalt. ulatus ja pahvid 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, võttes arvesse asjaolu, et selle mass on ligikaudu võrdne Päikese massiga, poleks sellel enam tähtsust, sest isegi kui Maa poleks sellele neutrontähele langenud, oleks see pööraselt selle ümber pöörlenud, tekitades täispööre vaid 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 voolud võivad samuti kineetiline energia muutuda millekski ebatavaliseks, näiteks magnetväljaks. Liikumine suured massid pöörleval tähel väikese algmagnetvälja juuresolekul võib põhjustada elektrivoolud, luues välja algse väljaga samas suunas. Selle tulemusena algab pöörleva voolu juhtiva objekti enda magnetvälja laviinilaadne suurenemine. Mida suurem väli, seda suuremad on hoovused, mida suuremad on hoovused, seda suurem on väli – ja see kõik on tingitud banaalsetest konvektiivsetest vooludest, kuna kuum aine on külmast kergem 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 aastal kahekordsed süsteemid kes elas üle supernoova plahvatuse, mis tekitas neutronitähe. Ja mõnikord juhtub, et üksikud neutrontähed tihedates tähepiirkondades, nagu kerasparved, hõivavad kaaslase. Sel juhul "varastab" neutrontäht aine oma naabrilt. Ja sõltuvalt sellest, kuidas massiivne täht hoiab talle seltsi, 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 maha 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. muud huvitav nähtus seotud neutrontähtedega, millel on väikese massiga kaaslane – röntgenikiirguse pursked (pursked). 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 kuumades punktides poolustel ja kui tähe magnettelg ja pöörlemistelg ei lange kokku, siis tähe heledus osutub muutuvaks – tegu on ka pulsariga. , vaid 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, samas kui pulsarid on suhteliselt noored ja 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 kahendsüsteemi komponent ja ei pulseeri röntgeni- ega 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 kahendsüsteem varises kokku ja endised naabrid alustas iseseisvat rännakut läbi universumi.
Väike 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 ümber ei keerleks üldkeskus gravitatsiooni, siis võiks gaasivoog lihtsalt voolata nagu veejuga kruusist väikesele neutrontähele. Kuid kuna tähed keerlevad ümmarguses tantsus, peab langev aine enne pinnale jõudmist kaotama enamus selle nurkimment. 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 uusim uurimus kosmoseobservatoorium"Chandra" lubas lahendada salapärane käitumine see objekt. Selgus, et tegemist polnud mitte ühe, vaid kahe neutrontähega. Pealegi on neil mõlemal kaaslased – üks täht sarnaneb meie Päikesele, teine on nagu väike sinine naaber. Ruumiliselt on need tähepaarid piisavalt eraldatud pikamaa ja elada 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 40 aastat tagasi sinna suundunud kosmoselaevadega Pioneer-10 ja -11 ka oma vendadele mõeldes sõnumeid. Maavälisele mõistusele arusaadava asja joonistamine pole lihtne ülesanne, pealegi oli vaja ära märkida ka tagastusaadress ja kirja saatmise kuupäev... Kui selgelt kunstnikud seda kõike teha suutsid, on keeruline inimene mõistab, 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 keskpunkti – Linnuteed. 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 esimest lendu kosmoselaev, kes lahkus päikesesüsteemist.
Astronoomias on palju tähti, mille heledus muutub pidevalt, kord suureneb, kord kahaneb. Saadaval tähed, nimetatakse neid tsefeidideks (neist esimese järgi, avastati Cepheuse tähtkujust), mille heleduse varieeruvus on rangelt perioodiline. Heleduse suurenemine ja nõrgenemine toimub kell erinevad tähed selle klassi perioodidega mitmest päevast aastani. Kuid me pole kunagi varem pulsareid kohanud tähed sama lühikese perioodiga kui esimesel "Cambridge'i" pulsaril.
Jälgides teda väga lühikest aega Avastatud on mitukümmend pulsari ja mõnel neist olid perioodid veelgi lühemad. Seega oli 1968. aastal Krabi udukogu keskel avastatud pulsari periood 0,033 s. Nüüd on teada umbes nelisada pulsari. Valdav enamus neist- kuni 90% - on perioodid vahemikus 0,3 kuni 3 s, nii et tüüpiliseks pulsaride perioodiks võib pidada 1 sekundi pikkust perioodi. Eriti huvitavad on aga rekordilised pulsarid, mille periood on tavapärasest lühem. Krabi udukogu pulsari rekord püsis ligi poolteist aastakümmet. 1982. aasta lõpus avastati kukeseene tähtkujust pulsar, mille periood oli 0,00155 s, s.o 1,55 ms. Pöörlemine nii hämmastavalt lühikese perioodiga tähendab 642 p/s. Pulsaride väga lühikesed perioodid andsid esimese ja tugevaima argumendi nende objektide tõlgendamiseks pöörlevate neutrontähtedena. Nii kiiresti pöörlev täht peab olema äärmiselt tihe. Tõepoolest, selle olemasolu on võimalik ainult tingimusel, et pöörlemisega kaasnevad tsentrifugaaljõud vähem jõudu gravitatsioon, mis ainet seob tähed. Tsentrifugaaljõud ei saa tähte murda, kui tsentrifugaalkiirendus ekvaatoril Q2R on väiksem kui gravitatsioonikiirendus GM/R2.
Siin on M, R mass ja raadius tähed, Q on selle pöörlemise nurksagedus, G on gravitatsioonikonstant. Kiirenduste ebavõrdsusest järgneb keskmise tiheduse ebavõrdsus tähed
Q 2 R
M/R3 = p > Q2/G
Kui võtta Krabi udukogu pulsari periood P=0,033 s, siis on vastav pöörlemissagedus Q=2p/P ligikaudu 200 rad/s. Selle põhjal leiame selle tiheduse alumise piiri
P > 6*10 14 kg/m 3
See on väga märkimisväärne tihedus, miljoneid kordi. ületab seni vaadeldud kõige tihedamate tähtede valgete kääbuste tiheduse. Tiheduse hindamine "millisekundilise" pulsari perioodi põhjal, P = 0,00155 s, Q = 4000 rad/s, annab veelgi suurema väärtuse:
P > 2*10 17 kg/m 3
See tihedus läheneb aine tihedusele aatomituumades: = 10 18.
Nii kompaktne, selliseks kokkusurutud kõrge aste saab olla ainult neutron tähed: nende tihedus on tõesti tuumalähedane. Seda järeldust kinnitab kogu pulsarite uurimise viieteistaastane ajalugu. Millest aga tuleneb pulsar-neutrontähtede kiire pöörlemine? Seda põhjustab kahtlemata tugev kokkusurumine tähed kui see muudetakse "tavalisest" tähed neutronile. Tähed pöörlema alati ühe kiirusega või teise perioodiga: näiteks Päike pöörleb ümber oma telje perioodiga umbes kuu. Kui täht kokku tõmbub, kiireneb selle pöörlemine. Temaga juhtub sama, mis jäätantsijaga: käed enda poole surudes kiirendab tantsija oma pöörlemist. Siin kehtib üks mehaanika põhiseadusi – nurkimpulsi (või nurkimpulsi) jäävuse seadus. Sellest järeldub, et kui pöörleva keha suurus muutub, muutub ka selle pöörlemise kiirus; kuid korrutis MQR2 jääb muutumatuks (mis on kuni ebaolulise arvulise tegurini nurkimpulss). Selles korrutises on Q keha pöörlemissagedus, M on selle mass, R on keha suurus selles suunas, teljega risti pöörlemine, mis sfäärilise puhul tähed tikud. oma raadiusega. Püsiva massi korral jääb toode konstantseks ja seetõttu suureneb keha suuruse vähenemisega selle pöörlemise sagedus vastavalt QR 2 seadusele: QR -2.
Neutronitäht tekib keskpiirkonna ehk tuuma kokkusurumisel tähed, mis on ammendanud oma tuumakütuse varud. R=10 7 tuum suudab siiski kahaneda valge kääbuse suuruseks.
Edasine kokkusurumine neutroni suuruseni tähed, tähendab raadiuse vähenemist tuhandekordselt. R = 10 4 m.
Sellest lähtuvalt peaks pöörlemissagedus suurenema miljon korda ja selle periood peaks sama palju vähenema. Näiteks kuu aja asemel teeb täht nüüd ühe pöörde ümber oma telje vaid kolme sekundiga. Kiirem esialgne pöörlemine annab veelgi lühemad perioodid. Tänapäeval ei teata mitte ainult raadiosagedusalas kiirgavaid pulsareid – neid nimetatakse raadiopulsariteks, vaid ka regulaarseid impulsse kiirgavaid röntgenpulsareid. röntgenikiirgus. Need osutusid ka neutrontähtedeks; Nende füüsikas on palju sellist, mis muudab need pursketega sarnaseks. Kuid nii raadiopulsarid kui ka röntgenpulsarid erinevad pursketest ühe põhimõttelise aspekti poolest: neil on väga tugev magnetväli. Just magnetväljad – koos kiire pöörlemisega – tekitavad pulsatsiooniefekti, kuigi need väljad toimivad raadiopulsarites ja röntgenpulsarites erinevalt.
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. Sealne aine on erilises olekus, 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 järel (üks sekund). . See oli täiesti erinev tavapärasest kaootilisest pildist raadiokiirguse juhuslikest ebaregulaarsetest kõikumistest. Pärast kogu varustuse põhjalikku kontrolli saime kindlad, et impulsid on maavälist päritolu. Astronoomidel on raske üllatada muutuva intensiivsusega kiirgavaid objekte, kuid antud juhul oli periood nii lühike ja signaalid nii regulaarsed, et teadlased pakkusid tõsiselt, et need võivad olla uudised maavälistest tsivilisatsioonidest.
Seetõttu sai esimene pulsar nimeks LGM-1 (inglise keelest Little Green Men "Little Green Men"), kuigi katsed saadud impulsside 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 taipasid, et pulsarid on kiiresti pöörlevad neutrontähed, mida nad olid nii kaua otsinud.
Krabi udukogu
Selle Veenusest heledamalt maa taevas sädeleva ja isegi päeval nähtava supernoova (foto ülal) puhang toimus maakellade järgi aastal 1054. 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 teleskoobi abil (punased toonid), teine Röntgeni teleskoop"Chandra" (sinine). On selgelt näha, et suure energiaga elektronid, mis kiirgavad röntgenkiirguse vahemikus, kaotavad väga kiiresti oma energia sinised värvid valitsevad 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. Kuid tõsiasi on see, et sellel tipul on kolossaalne mass ja kõrge pinnatemperatuur ning 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 magnetväljas lõksus. 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 neutrontähest ja valgest kääbusest koosnev kaksiksüsteem, mille tiirlemisperiood on 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
Kaasaegse evolutsiooniteooria kohaselt 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, millel on õhuke atmosfäär (vesinikust ja raskematest ioonidest) ja gravitatsiooniväli, mis on 100 miljardit korda suurem kui Maa oma. 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 Maale toomisel nagu 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 sähvatas siis nagu 10 supernoova, mis on rohkem kui 10 korda suurem kui meie galaktika kõigi tähtede heledus. Hele täpp joonise ülaosas on ammu-tuntud SGR-pulsar ning ebakorrapärane piirjoon on 5. märtsil 1979 süttinud objekti kõige tõenäolisem asukoht.
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 plahvatuseni ja tekib tavaline neutrontäht. Kui väga suure, 20 x 40 Päikese massiga tähe asemele purskab supernoova ja tekib neutrontäht massiga üle kolme päikese, siis muutub gravitatsiooniline kokkusurumine pöördumatuks ja tekib must auk. moodustatud.
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, pole nende sisemine struktuur kindlalt teada. Pealegi pole kindlat kindlust, et need koosnevad tõesti peamiselt neutronitest. Sügavamale tähe sisse liikudes rõhk ja tihedus suurenevad ning aine võib nii kokku suruda, et laguneb kvarkideks – prootonite ja neutronite ehitusplokkideks. Kaasaegse kvantkromodünaamika kohaselt ei saa kvargid eksisteerida vabas olekus, vaid on ühendatud lahutamatuteks "kolmeteks" ja "kaheteks". Kuid võib-olla muutub olukord neutrontähe sisemise tuuma piiril ja kvargid murduvad oma kinnisusest välja. Neutrontähe ja eksootilise kvarkaine olemuse paremaks mõistmiseks peavad astronoomid määrama seose tähe massi ja selle raadiuse (keskmise tiheduse) vahel. 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. Veel üks ebatavaline asi neutrontähtede puhul on see, et tähe massi vähenedes selle raadius suureneb; selle tulemusena on kõige massiivsemad neutrontähed väikseima suurusega.
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 selle võimas kiirgus lihtsalt põletab 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.
Arvutimodelleerimise tulemus võimaldab väga selgelt, ristlõikes esitada kiiresti lendava pulsari läheduses toimuvaid protsesse. 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 said teadlased teada magnetväljadest, pöörlemiskiirusest ja neutrontähtede edasisest saatusest. 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. Raadiopulsari impulsside perioodilisust hoitakse hämmastava täpsusega ja algul oli nende signaalide stabiilsus kõrgem kui maa aatomkelladel. 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. Kuid igal juhul pole täpne mehhanism veel teada.
Seega läbib Vela pulsar umbes iga 3 aasta tagant suuri "häireid" ja see teeb sellest väga huvitava objekti selliste nähtuste uurimiseks.
Magnetid
Mõned neutrontähed, mida nimetatakse korduvateks pehmete gammakiirguse purskeallikateks (SGR), kiirgavad ebaregulaarsete ajavahemike järel võimsaid "pehmete" gammakiirguse purskeid. Energiahulka, mida SGR kiirgab tüüpilises mõne kümnendiku sekundis kestvas sähvatuses, suudab Päike kiirata vaid terve aasta jooksul. 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 aktiivseima neutrontähe kohta näivad praegu toetavat teooriat, mille kohaselt põhjustavad tähevärinad ebakorrapäraseid võimsaid gamma- ja röntgenikiirguse purskeid.
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 neutrontäht sünnib keerledes väga kiiresti, võib pöörlemise ja konvektsiooni koosmõju, mis mängib olulist rolli neutrontähe eluea esimestel sekunditel, tekitada tohutu magnetvälja läbi keerulise protsessi, mida nimetatakse "aktiivseks". 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 plahvatusohtlike sündmuste korral, mida nimetatakse "päikesepõletusteks". 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, võttes arvesse asjaolu, et selle mass on ligikaudu võrdne Päikese massiga, poleks sellel enam tähtsust, sest isegi kui Maa poleks sellele neutrontähele langenud, oleks see pööraselt selle ümber pöörlenud, tekitades täispööre vaid 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 konvektiivvoolud võivad muuta ka oma kineetilise energia 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 maha 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. Tasapisi muutub see kiht nii tihedaks ja kuumaks, et algab termotuumasünteesi reaktsioon ja vabaneb tohutul hulgal energiat. Võimsuse poolest võrdub see kogu maalaste tuumaarsenali plahvatusega neutrontähe pinna igal ruutsentimeetril minuti jooksul. 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 sisse, pannes langeva aine voolama mööda jõujooni magnetpooluste suunas.
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. , vaid 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 vana, kuna esimesed tarbivad tuumakütust palju kiiremini kui teised. 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. Hiljuti avastasid astronoomid aga väga ebatavalise süsteemi, kus millisekundilise pulsari kaaslaseks pole mitte valge kääbus, vaid hiiglaslik punnis punane täht. Teadlased usuvad, et nad jälgivad seda kahendsüsteemi just punase tähe "vabastamise" ülekaalust ja valgeks kääbuseks muutumise etapis. 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 nähtavas valguses neutrontähte, mis ei ole kahendsüsteemi komponent ega pulseeri röntgeni- ega raadioulatuses. See annab ainulaadse võimaluse täpselt määrata selle suurus ja kohandada ideid selle veidra läbipõlenud, gravitatsiooniliselt kokkusurutud tähtede 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 langevad maapinnale, liigub suur täht, vabastades oma massist tükke, 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 selle objekti salapärase käitumise lahti harutada. 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. Kuid tähesfääril projitseeritakse need peaaegu samasse punkti, mistõttu peeti neid nii kaua üheks objektiks. Need neli tähte asuvad kerasparves 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
Päikesesüsteemist väljapoole on midagi väga raske saata, nii et koos 30 aastat tagasi sinna suundunud kosmoselaevadega Pioneer 10 ja 11 saatsid maalased oma vendadele mõeldes sõnumeid ka. Maavälisele mõistusele arusaadava asja joonistamine pole lihtne ülesanne, pealegi oli vaja ära märkida ka tagastusaadress ja kirja saatmise kuupäev... Kui selgelt kunstnikud seda kõike teha suutsid, on raske 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
Ennustavad teoreetikud, eriti akadeemik L. A. Landau aastal 1932.
Tähtede teisendused
Tähed ei kesta igavesti. Olenevalt sellest, mis täht oli ja kuidas ta eksisteeris, täht pöördub või sisse valge kääbus, või sisse neutrontäht.
Kui täht kokku variseb, tekib see must auk kosmoses.
Need on ideed tähtede "surma" kohta, mille on välja töötanud akadeemik Jah, B. Zeldovitš ja tema õpilased. Valged kääbused on tuntud väga pikka aega.
Kolm aastakümmet oli selle ennustuse ümber vaidlusi. Vaidlused, aga mitte otsingud. Maapealsete observatooriumite abil neutrontähti otsida oli mõttetu: ilmselt ei kiirga need nähtavaid kiiri ning teistest elektromagnetspektri osadest pärit kiired on Maa atmosfääri soomuskilbist ülesaamiseks jõuetud.
Universum kosmosest
Otsingut alustati alles siis, kui avanes võimalus vaadata Universum kosmosest.
1967. aasta lõpus tegid astronoomid sensatsioonilise avastuse. Teatud punktis taevas süttis see ootamatult ja kustus sekundisajandiku pärast. raadiopunktallikas. Umbes sekundi pärast välk kordus. Need kordused järgnesid üksteisele laevakronomeetri täpsusega. Paistis, nagu pilgutaks vaatlejatele läbi universumi musta öö kauge tuletorn.
Siis sai selliseid tuletorne päris palju tuntuks. Selgus, et need erinevad üksteisest kiire impulsside perioodilisus, kiirguse koostis. Enamus pulsarid- nagu neid äsja avastatud tähti nimetati - oli kogu perioodi kestus veerand sekundist kuni nelja sekundini.
Tänapäeval on teadusele teadaolevate pulsarite arv umbes 2000. Ja võimalused uuteks avastusteks pole kaugeltki ammendatud.
Pulsarid on neutrontähed. Raske on ette kujutada ühtki teist mehhanismi, mis süütaks ja kustutaks pulsari sähvatuse raudse täpsusega kui tähe enda pöörlemine. Tähe ühele küljele on "paigaldatud" kiirgusallikas ja iga pöördega ümber oma telje langeb kiirgav kiir hetkeks meie Maale.
Kuid millised tähed on võimelised pöörlema kiirusega mitu pööret sekundis? Neutron – ja mitte teisi.
Meie oma teeb näiteks ühe pöörde peaaegu 25 päevaga; suurendage kiirust - ja tsentrifugaaljõud rebivad selle lihtsalt laiali, puhuvad tükkideks.
Siiski edasi neutrontähed , surutakse aine kokku sellise tiheduseni, mis on kujuteldamatu normaalsetes tingimustes. iga kuupsentimeetrit Maapealsetes tingimustes kaaluks neutrontähe aine 100 tuhandest 10 miljardi tonnini!
Saatuslik kokkutõmbumine vähendab järsult tähe läbimõõtu. Kui oma säravas elus on tähtede läbimõõt sadu tuhandeid ja miljoneid kilomeetreid, siis neutrontähtede raadiused on harva
ületada 20-30 kilomeetrit. Sellist väikest “hooratast” ja pealegi universaalsete gravitatsioonijõudude poolt kindlalt neetitud, saab keerutada kiirusega mitu pööret sekundis - see ei lagune.
Neutrontäht peab pöörlema väga kiiresti. Kas olete näinud, kuidas baleriin keerleb, tõuseb ühel varbal ja surub käed tugevalt keha külge? Kuid kui ta käed laiali ajas, aeglustus tema pöörlemine kohe.
Füüsik ütleb: inertsimoment on suurenenud. Kui selle raadius väheneb, siis neutrontähe inertsmoment, vastupidi, väheneb, näib, et ta "vajutab oma käsi" kehale üha lähemale. Selle pöörlemiskiirus suureneb kiiresti. Ja kui tähe läbimõõt väheneb ülaltoodud väärtuseni, peaks selle telje ümber pöörete arv olema täpselt sama, mis annab "pulsari efekt".
Füüsikud tahaksid väga olla neutrontähe pinnal ja teha mõned katsed. Lõppude lõpuks peavad seal eksisteerima tingimused, mille sarnaseid pole kusagil mujal: fantastiline suurusjärk gravitatsiooniväli ja fantastiline magnetvälja tugevus.
Teadlaste arvutuste kohaselt, kui kahaneval tähel oli väga tagasihoidlik magnetväli - üks oersted (Maa magnetväli, pöörates sinist kompassi nõela kuulekalt põhja poole, võrdub magnetväljaga umbes pool oersted). neutrontähe tugevus võib ulatuda 100 miljoni ja triljoni oerstedini!
Kahekümnenda sajandi 20. aastatel E. Rutherfordi laboris töötamise ajal kuulus Nõukogude füüsik akadeemik P. L. Kapitsa Läbiviidud kogemus ülitugevate magnetväljade saamiseks. Tal õnnestus saada enneolematu intensiivsusega magnetväli mahuga kaks kuupsentimeetrit - kuni 320 tuhat oerstedi. Muidugi on see rekord nüüdseks ületatud.
Kasutades kõige keerukamaid nippe, viies ühele solenoidi pöördele alla terve elektrilise Niagara – võimsusega miljon kilovatti – ja plahvatades abipulberlaengu, õnnestub neil saavutada kuni 25 miljoni oerstedi suurune magnetvälja tugevus.
See väli eksisteerib mitu miljonit sekundit. Ja neutrontähel on tuhandeid kordi suurem konstantne väli võimalik!
Neutrontähe struktuur
Nõukogude teadlane akadeemik V. L. Ginzburg maalis päris detailse pildi neutrontähtede struktuur. Selle pinnakihid peaksid olema tahkes olekus ja juba kilomeetri sügavusel, temperatuuri tõustes, tuleks tahke maakoor asendada neutronvedelikuga, mis sisaldab oma koostises teatud prootonite ja elektronide segu, hämmastavate omadustega vedelikku. , ülivedelik ja ülijuhtiv.
Neutrontähe pulsari struktuur Maapealsetes tingimustes ainus näide superfluid on nn heelium-2, vedel heelium käitumine absoluutse nulli lähedasel temperatuuril. Heelium-2 võib koheselt anumast välja voolata pisike auk, suudab raskusjõudu eirates tõusta mööda katseklaasi seina üles.
Ülijuhtivust tuntakse ka maapealsetes tingimustes vaid väga madalatel temperatuuridel. Nagu ülivoolavus, on see meie tingimustes elementaarosakeste maailma seaduste ilming.
Akadeemik V. L. Ginzburgi sõnul võib neutrontähe keskmes olla mitteülivedelik ja mitteülijuhtiv tuum.
Kaks hiiglaslikku välja – gravitatsiooni- ja magnetvälja – loovad neutrontähe ümber omamoodi krooni. Tähe pöörlemistelg ei lange kokku magnetteljega, see põhjustab "pulsari efekti".
Kui te seda ette kujutate magnetpoolus Maa, (täpsemalt:) asub Baikali järve kohas ja sellesse kohta on paigaldatud raadiosaatja antenn, mis on suunatud seniidile, üsna kitsa kiirega, siis mis tahes ruumiosa, mis jääb sellesse. Selle kiire nähtavuse tsoon võtab perioodiliselt vastu saatja signaale.
Seega kiirgab neutrontähe pulsar kitsalt suunatud raadiokiirguse voogusid, mis neutrontähe pöörlemise tulemusena korrapäraste ajavahemike järel vaatleja vaatevälja langevad.