Sissejuhatus

Kogu oma ajaloo jooksul pole inimkond lakanud püüdmast mõista universumit. Universum on kõige olemasoleva tervik, kõik materiaalsed ruumiosakesed nende osakeste vahel. Kaasaegsete ideede kohaselt on Universumi vanus umbes 14 miljardit aastat.

Universumi nähtava osa suurus on ligikaudu 14 miljardit valgusaastat (üks valgusaasta on vahemaa, mille valgus läbib vaakumis ühe aasta jooksul). Mõned teadlased hindavad universumi ulatuseks 90 miljardit valgusaastat. Selliste suurte vahemaade läbimise mugavamaks muutmiseks kasutatakse väärtust nimega Parsec. Parsek on kaugus, millest alates on ühe kaaresekundilise nurga all nähtav Maa orbiidi keskmine raadius, mis on risti vaatejoonega. 1 parsek = 3,2616 valgusaastat.

Universumis on tohutult palju erinevaid objekte, mille nimed on paljudele tuttavad, näiteks planeedid ja satelliidid, tähed, mustad augud jne.Tähed on oma heleduse, suuruse, temperatuuri ja muude parameetrite poolest väga mitmekesised. Tähtede hulka kuuluvad sellised objektid nagu valged kääbused, neutrontähed, hiiglased ja superhiiglased, kvasarid ja pulsarid. Erilist huvi pakuvad galaktikate keskused. Kaasaegsete ideede kohaselt sobib must auk galaktika keskmes asuva objekti rolli. Mustad augud on tähtede evolutsiooni saadused, mis on ainulaadsed oma omaduste poolest. Mustade aukude olemasolu eksperimentaalne usaldusväärsus sõltub üldise relatiivsusteooria kehtivusest.

Lisaks galaktikatele täidavad universumit udukogud (tolmust, gaasist ja plasmast koosnevad tähtedevahelised pilved), kogu universumit läbiva kosmilise mikrolaine taustkiirguse ja muude väheuuritud objektidega.

Neutronitähed

Neutronitäht on astronoomiline objekt, mis on tähtede evolutsiooni üks lõppsaadus, mis koosneb peamiselt neutronite tuumast, mis on kaetud suhteliselt õhukese (? 1 km) ainekoorikuga raskete aatomituumade ja elektronide kujul. Neutrontähtede massid on võrreldavad Päikese massiga, kuid tüüpiline raadius on vaid 10-20 kilomeetrit. Seetõttu on sellise tähe aine keskmine tihedus mitu korda suurem kui aatomituuma tihedus (mis raskete tuumade puhul on keskmiselt 2,8 * 1017 kg/m?). Neutrontähe edasist gravitatsioonilist kokkusurumist takistab neutronite vastasmõjust tekkiv tuumaaine rõhk.

Paljudel neutrontähtedel on äärmiselt kõrge pöörlemiskiirus, kuni tuhandeid pööreid sekundis. Arvatakse, et neutrontähed sünnivad supernoova plahvatuste käigus.

Neutrontähtede gravitatsioonijõude tasakaalustab degenereerunud neutrongaasi rõhk, neutrontähe massi maksimumväärtuse määrab Oppenheimeri-Volkoffi piir, mille arvväärtus sõltub (veel vähetuntud) võrrandist. aine olek tähe tuumas. On teoreetilised eeldused, et veelgi suurema tiheduse suurenemisega on võimalik neutrontähtede degenereerumine kvarkideks.

Neutronitähtede pinnal ulatub magnetväli väärtuseni 1012-1013 G (Gauss on magnetinduktsiooni mõõtühik) ja just neutrontähtede magnetosfäärides toimuvad protsessid vastutavad pulsarite raadiokiirguse eest. Alates 1990. aastatest on mõningaid neutrontähti identifitseeritud magnetaridena – tähtedena, mille magnetväli on suurusjärgus 1014 Gaussi või rohkem. Sellised väljad (ületavad "kriitilist" väärtust 4,414 1013 G, mille juures elektroni interaktsiooni energia magnetväljaga ületab selle puhkeenergia) tutvustavad kvalitatiivselt uut füüsikat, kuna spetsiifilised relativistlikud efektid, füüsikalise vaakumi polarisatsioon jne. muutuda oluliseks.

Neutrontähtede klassifikatsioon

Kaks peamist parameetrit, mis iseloomustavad neutrontähtede vastasmõju ümbritseva ainega ja sellest tulenevalt ka nende vaatlusilminguid, on pöörlemisperiood ja magnetvälja suurus. Aja jooksul kulutab täht oma pöörlemisenergiat ja selle pöörlemisperiood pikeneb. Samuti nõrgeneb magnetväli. Sel põhjusel võib neutrontäht elu jooksul oma tüüpi muuta.

Ejector (raadiopulsar) - tugevad magnetväljad ja lühike pöörlemisperiood. Magnetosfääri kõige lihtsamas mudelis pöörleb magnetväli ühtlaselt, st sama nurkkiirusega kui neutrontäht ise. Teatud raadiuses läheneb välja lineaarne pöörlemiskiirus valguse kiirusele. Seda raadiust nimetatakse valgussilindri raadiuseks. Sellest raadiusest kaugemal ei saa tavalist dipoolvälja eksisteerida, nii et väljatugevuse jooned katkevad selles punktis. Mööda magnetvälja jooni liikuvad laetud osakesed võivad selliste kaljude kaudu lahkuda neutrontähest ja lennata lõpmatusse. Seda tüüpi neutrontäht paiskab välja (pritsib välja) relativistlikke laetud osakesi, mis kiirgavad raadioulatuses. Vaatlejale näevad ejektorid välja nagu raadiopulsarid.

Propeller - osakeste väljutamiseks ei piisa enam pöörlemiskiirusest, seega ei saa selline täht olla raadiopulsar. Kuid see on endiselt suur ja magnetvälja poolt püütud neutrontähte ümbritsev aine ei saa kukkuda, see tähendab, et ainet ei kogune. Seda tüüpi neutrontähtedel pole praktiliselt mingeid jälgitavaid ilminguid ja neid on vähe uuritud.

Accretor (röntgenipulsar) - pöörlemiskiirust vähendatakse sedavõrd, et nüüd ei takista miski ainel sellisele neutrontähele langemast. Plasma, langedes, liigub mööda magnetvälja jõujooni ja põrkab vastu tahket pinda neutrontähe pooluste piirkonnas, soojenedes kuni kümnete miljonite kraadideni. Nii kõrge temperatuurini kuumutatud aine helendab röntgenikiirguse vahemikus. Piirkond, kus langev aine tähe pinnaga kokku põrkub, on väga väike – vaid umbes 100 meetrit. Tähe pöörlemise tõttu kaob see kuum koht perioodiliselt vaateväljast, mida vaatleja tajub pulsatsioonidena. Selliseid objekte nimetatakse röntgenpulsariteks.

Georotaator – selliste neutrontähtede pöörlemiskiirus on väike ega takista akretsiooni. Kuid magnetosfääri suurus on selline, et magnetväli peatab plasma enne, kui gravitatsioon selle kinni püüab. Sarnane mehhanism toimib ka Maa magnetosfääris, mistõttu sai see tüüp oma nime.

Neutrontäht

Arvutused näitavad, et supernoova plahvatuse ajal, mille M ~ 25M, jääb alles tihe neutronite tuum (neutrontäht), mille mass on ~ 1,6 M. Tähtedes jääkmassiga M > 1,4M, mis ei ole jõudnud supernoova staadiumisse, ei suuda ka degenereerunud elektrongaasi rõhk gravitatsioonijõude tasakaalustada ja täht surutakse tuumatiheduse olekusse. Selle gravitatsioonilise kollapsi mehhanism on sama, mis supernoova plahvatuse ajal. Rõhk ja temperatuur tähe sees saavutavad sellised väärtused, mille juures elektronid ja prootonid näivad olevat üksteise sisse pressitud ja reaktsiooni tulemusena

pärast neutriinode emissiooni tekivad neutronid, mis hõivavad elektronidest palju väiksema faasimahu. Ilmub nn neutrontäht, mille tihedus ulatub 10 14 - 10 15 g/cm 3 . Neutrontähe iseloomulik suurus on 10–15 km. Mõnes mõttes on neutrontäht hiiglaslik aatomituum. Edasist gravitatsioonilist kokkusurumist hoiab ära neutronite vastasmõjust tekkiv tuumaaine rõhk. See on ka degeneratsioonirõhk, nagu varem valge kääbuse puhul, kuid see on palju tihedama neutrongaasi degeneratsioonirõhk. See rõhk suudab hoida kuni 3,2 M masse.
Kokkuvarisemise hetkel tekkivad neutriinod jahutavad neutrontähte üsna kiiresti. Teoreetiliste hinnangute kohaselt langeb selle temperatuur ~ 100 s jooksul 10 11 K-lt 10 9 K-ni. Lisaks väheneb jahutuskiirus veidi. Siiski on see astronoomilises mastaabis üsna kõrge. Temperatuuri langus 10 9 K-lt 10 8 K-ni toimub 100 aastaga ja 10 6 K-ni miljoni aastaga. Neutrontähtede tuvastamine optiliste meetodite abil on nende väiksuse ja madala temperatuuri tõttu üsna keeruline.
1967. aastal avastasid Hewish ja Bell Cambridge’i ülikoolis perioodilise elektromagnetilise kiirguse kosmilised allikad – pulsarid. Enamiku pulsarite impulsside kordusperioodid jäävad vahemikku 3,3·10-2 kuni 4,3 sekundit. Kaasaegsete kontseptsioonide kohaselt on pulsarid pöörlevad neutrontähed massiga 1–3M ja läbimõõduga 10–20 km. Ainult kompaktsed objektid, millel on neutrontähtede omadused, suudavad säilitada oma kuju ilma kokku kukkumata selliste pöörlemiskiiruste juures. Nurkmomendi ja magnetvälja säilimine neutrontähe moodustumisel põhjustab kiiresti pöörlevate pulsarite sündi, millel on tugev magnetväli B ~ 10 12 G.
Arvatakse, et neutrontähel on magnetväli, mille telg ei lange kokku tähe pöörlemisteljega. Sel juhul libiseb tähe kiirgus (raadiolained ja nähtav valgus) üle Maa nagu tuletorni kiired. Kui kiir Maad ületab, registreeritakse impulss. Neutrontähe enda kiirgus tekib tänu sellele, et tähe pinnalt laetud osakesed liiguvad mööda magnetvälja jooni väljapoole, kiirgades elektromagnetlaineid. See pulsarraadiokiirguse mehhanism, mille Gold esmakordselt välja pakkus, on näidatud joonisel fig. 39.

Kui kiirguskiir tabab maapealset vaatlejat, tuvastab raadioteleskoop lühikesed raadiokiirguse impulsid perioodiga, mis on võrdne neutrontähe pöörlemisperioodiga. Impulsi kuju võib olla väga keeruline, mille määrab neutrontähe magnetosfääri geomeetria ja mis on iseloomulik igale pulsarile. Pulsarite pöörlemisperioodid on rangelt konstantsed ja nende perioodide mõõtmise täpsus ulatub 14-kohalise numbrini.
Praegu on avastatud pulsarid, mis on osa binaarsüsteemidest. Kui pulsar tiirleb ümber teise komponendi, tuleks Doppleri efekti tõttu jälgida pulsari perioodi variatsioone. Kui pulsar läheneb vaatlejale, siis raadioimpulsside salvestatud periood Doppleri efekti tõttu väheneb ja pulsari meist eemaldumisel selle periood pikeneb. Selle nähtuse põhjal avastati pulsarid, mis on osa kaksiktähtedest. Esimese avastatud pulsari PSR 1913 + 16 puhul, mis on osa binaarsüsteemist, oli tiirlemisperiood 7 tundi 45 minutit. Pulsar PSR 1913 + 16 loomulik tiirlemisperiood on 59 ms.
Pulsari kiirgus peaks kaasa tooma neutrontähe pöörlemiskiiruse vähenemise. See efekt avastati ka. Neutrontäht, mis on osa kaksiksüsteemist, võib olla ka intensiivse röntgenikiirguse allikas.
1,4 M massi ja 16 km raadiusega neutrontähe struktuur on näidatud joonisel fig. 40.

I on õhuke väliskiht tihedalt pakitud aatomitest. II ja III piirkonnas paiknevad tuumad kehakeskse kuupvõre kujul. IV piirkond koosneb peamiselt neutronitest. Piirkonnas V võib aine koosneda pionitest ja hüperonitest, mis moodustavad neutrontähe hadroonilise tuuma. Praegu on selgitamisel neutrontähe ehituse teatud üksikasjad.
Neutrontähtede teke ei ole alati supernoova plahvatuse tagajärg. Teine võimalik mehhanism neutrontähtede tekkeks valgete kääbuste evolutsiooni käigus lähedastes kaksiktähesüsteemides. Ainevool kaastähest valgele kääbusele suurendab järk-järgult valge kääbuse massi ja saavutades kriitilise massi (Chandrasekhari piir), muutub valge kääbus neutrontäheks. Juhul, kui ainevool jätkub pärast neutrontähe teket, võib selle mass oluliselt suureneda ja gravitatsioonilise kollapsi tagajärjel muutuda mustaks auguks. See vastab niinimetatud "vaikivale" kollapsile.
Röntgenkiirguse allikatena võivad esineda ka kompaktsed kaksiktähed. See tekib ka aine kogunemise tõttu, mis langeb "tavalisest" tähest kompaktsemale tähele. Kui aine akreteerub neutrontähele, mille B > 10 10 G, langeb aine magnetpooluste piirkonda. Röntgenikiirgust moduleerib selle pöörlemine ümber oma telje. Selliseid allikaid nimetatakse röntgenpulsariteks.
On olemas röntgenikiirgusallikad (nimetatakse pursketeks), milles kiirguspursked tekivad perioodiliselt mitme tunni kuni ühepäevaste intervallidega. Purske iseloomulik tõusuaeg on 1 sekund. Sarivõtte kestus on 3 kuni 10 sekundit. Valguse hetke intensiivsus võib olla 2–3 suurusjärku suurem kui vaikses olekus. Praegu on selliseid allikaid teada mitusada. Arvatakse, et kiirguspursked tekivad akretsiooni tulemusena neutrontähe pinnale kogunenud aine termotuumaplahvatuste tagajärjel.
On hästi teada, et väikeste vahemaade korral nukleonide vahel< 0.3·10 -13 см) ядерные силы притяжения сменяются силами оттал-кивания, т. е. противодействие ядерного вещества на малых расстояниях сжимающей силе тяготения увеличивается. Если плотность вещества в центре нейтронной звезды превышает ядерную плотность ρ яд и достигает 10 15 г/см 3 , то в центре звезды наряду с нуклонами и электронами образуются также мезоны, гипероны и другие более массивные частицы. Исследования поведения вещества при плотностях, превышающих ядерную плотность, в настоящее время находятся в начальной стадии и имеется много нерешенных проблем. Расчеты показывают, что при плотностях вещества ρ >ρ mürgitada on võimalikud sellised protsessid nagu pioonkondensaadi ilmumine, neutroniseeritud aine üleminek tahkesse kristallilisse olekusse ning hüperooni ja kvarkgluoonplasma moodustumine. Võimalik on neutronaine ülivedeliku ja ülijuhtivate olekute teke.
Vastavalt kaasaegsetele arusaamadele aine käitumisest tuuma omast 10 2–10 3 korda suurema tiheduse juures (nimelt räägitakse sellistest tihedustest, kui räägitakse neutrontähe sisestruktuurist), tekivad tähe sees stabiilsuse lähedal aatomituumad. piiri. Sügavama arusaamise saab saavutada, uurides tuumaaine tihedusest, temperatuurist ja stabiilsusest sõltuvat aine olekut prootonite arvu ja neutronite arvu eksootiliste suhete korral tuumas n p / n n , võttes arvesse neutriinodega seotud nõrku protsesse. . Praegu on praktiliselt ainus võimalus tuumamaterjalist suurema tiheduse juures ainet uurida raskete ioonide vahelised tuumareaktsioonid. Kuid eksperimentaalsed andmed raskete ioonide kokkupõrgete kohta pakuvad endiselt ebapiisavat teavet, kuna nii sihttuuma kui ka langeva kiirendatud tuuma saavutatavad n p / n n väärtused on väikesed (~ 1 - 0,7).
Raadiopulsarite perioodide täpsed mõõtmised on näidanud, et neutrontähe pöörlemiskiirus aeglustub järk-järgult. See on tingitud tähe pöörlemise kineetilise energia üleminekust pulsari kiirgusenergiaks ja neutriinode emissioonist. Väikesed järsud muutused raadiopulsarite perioodides on seletatavad pinge kuhjumisega neutrontähe pinnakihis, millega kaasnevad “pragunemine” ja “murrud”, mis viib tähe pöörlemiskiiruse muutumiseni. Raadiopulsarite vaadeldud ajakarakteristikud sisaldavad teavet neutrontähe “kooriku” omaduste, selle sees olevate füüsikaliste tingimuste ja neutronaine ülivoolavusest. Viimasel ajal on avastatud märkimisväärne hulk raadiopulsareid, mille periood on alla 10 ms. See nõuab neutrontähtedes toimuvate protsesside ideede selgitamist.
Teiseks probleemiks on neutrontähtedes toimuvate neutriinoprotsesside uurimine. Neutriinoemissioon on üks mehhanisme, mille abil neutrontäht kaotab energiat 10 5 - 10 6 aasta jooksul pärast selle tekkimist.

MOSKVA, 28. august – RIA Novosti. Teadlased on avastanud rekordiliselt raske neutrontähe, mille mass on kaks korda suurem kui Päike, sundides neid ümber vaatama mitmeid teooriaid, eriti teooriat, mille kohaselt võib neutrontähtede ülitihedas aines leiduda "vabu" kvarke. neljapäeval ajakirjas Nature avaldatud artikkel.

Neutronitäht on pärast supernoova plahvatust maha jäänud tähe "laip". Selle suurus ei ületa väikelinna suurust, kuid aine tihedus on 10–15 korda suurem kui aatomituuma tihedus - neutrontähe aine “näputäis” kaalub üle 500 miljoni tonni.

Gravitatsioon "pressib" elektronid prootoniteks, muutes need neutroniteks, mistõttu on neutronitähed oma nime saanud. Kuni viimase ajani uskusid teadlased, et neutrontähe mass ei tohi ületada kahte Päikese massi, kuna vastasel juhul "variseb gravitatsioon" tähe mustaks auguks. Neutrontähtede sisemuse seisund on suuresti mõistatus. Näiteks käsitletakse "vabade" kvarkide ja selliste elementaarosakeste nagu K-mesonid ja hüperonid olemasolu neutrontähe keskpiirkondades.

Uuringu autorid, Ameerika teadlaste rühm Paul Demoresti juhtimisel riiklikust raadiovaatluskeskusest, uurisid Maast kolme tuhande valgusaasta kaugusel asuvat kaksiktähte J1614-2230, mille üks komponent on neutrontäht ja teine ​​valge kääbus. .

Sel juhul on neutrontäht pulsar, st täht, mis kiirgab tähe pöörlemise tulemusena kitsalt suunatud raadiokiirgusvooge, kiirgusvoogu saab tuvastada Maa pinnalt raadioteleskoopide abil; erinevatel ajavahemikel.

Valge kääbus ja neutrontäht pöörlevad üksteise suhtes. Raadiosignaali läbimise kiirust neutrontähe keskpunktist mõjutab aga valge kääbuse gravitatsioon, see “aeglustab” seda. Teadlased saavad raadiosignaalide Maale saabumise aega mõõtes täpselt määrata signaali viivituse eest "vastutava" objekti massi.

"Meil on selle süsteemiga väga vedanud. Kiiresti pöörlev pulsar annab meile signaali, mis tuleb orbiidilt, mis on ideaalselt paigutatud. Pealegi on meie valge kääbus seda tüüpi tähtede jaoks üsna suur. See ainulaadne kombinatsioon võimaldab meil täielikult ära kasutada Shapiro efekti (signaali gravitatsiooniline viivitus) ja lihtsustab mõõtmist, ”ütleb üks töö autoritest Scott Ransom.

Binaarsüsteem J1614-2230 paikneb nii, et seda saab jälgida peaaegu servapidi, st orbitaaltasandil. See muudab selle moodustavate tähtede masside täpse mõõtmise lihtsamaks.

Selle tulemusel osutus pulsari mass võrdseks 1,97 päikese massiga, millest sai neutrontähtede rekord.

"Need massimõõtmised näitavad meile, et kui neutrontähe tuumas üldse on kvarke, ei saa nad olla "vabad", vaid tõenäoliselt peavad nad üksteisega palju tugevamalt suhtlema kui "tavalistes" aatomituumades," selgitab selle probleemiga tegeleva astrofüüsikute rühma juht Feryal Ozel Arizona osariigi ülikoolist.

"Minu jaoks on hämmastav, et nii lihtne asi nagu neutrontähe mass võib füüsika ja astronoomia erinevates valdkondades nii palju öelda, " ütleb Ransom.

Astrofüüsik Sergei Popov Sternbergi riiklikust astronoomiainstituudist märgib, et neutrontähtede uurimine võib anda olulist teavet aine struktuuri kohta.

"Maapealsetes laborites on võimatu uurida ainet, mille tihedus on palju suurem kui tuumal, ja see on väga oluline, et mõista, kuidas maailm töötab , on väga oluline välja selgitada, milline võib olla maksimaalne mass, et omada neutrontähte ja mitte muutuda mustaks auguks,” ütles Popov RIA Novostile.

Tähtede evolutsiooni lõpp-produkti nimetatakse neutrontähtedeks. Nende suurus ja kaal on lihtsalt hämmastavad! Läbimõõduga kuni 20 km, kuid kaaluga sama palju kui . Neutrontähe aine tihedus on mitu korda suurem kui aatomituuma tihedus. Supernoova plahvatuste ajal ilmuvad neutrontähed.

Enamik teadaolevaid neutrontähti kaalub umbes 1,44 päikesemassi ja on võrdne Chandrasekhari massipiiranguga. Kuid teoreetiliselt on võimalik, et nende mass võib olla kuni 2,5. Praeguseks avastatud raskeim kaalub 1,88 päikesemassi ja kannab nime Vele X-1 ning teine, mille mass on 1,97 päikesemassi, on PSR J1614-2230. Tiheduse edasise suurenemisega muutub täht kvargiks.

Neutrontähtede magnetväli on väga tugev ja ulatub 10,12 kraadini G, Maa väli on 1G. Alates 1990. aastast on mõningaid neutrontähti identifitseeritud magnetaridena – need on tähed, mille magnetväljad ulatuvad palju kaugemale kui 10–14 Gaussi kraadi. Selliste kriitiliste magnetväljade juures ilmnevad füüsika muutused, relativistlikud efektid (valguse paindumine magnetvälja toimel) ja füüsikalise vaakumi polariseerumine. Neutrontähti ennustati ja seejärel avastati.

Esimesed oletused tegid Walter Baade ja Fritz Zwicky 1933. aastal, tegid nad oletuse, et neutrontähed sünnivad supernoova plahvatuse tagajärjel. Arvutuste kohaselt on nende tähtede kiirgus väga väike, seda on lihtsalt võimatu tuvastada. Kuid 1967. aastal avastas Huishi kraadiõppur Jocelyn Bell , mis kiirgas regulaarseid raadioimpulsse.

Sellised impulsid saadi objekti kiire pöörlemise tulemusena, kuid tavalised tähed lendaksid nii tugeva pöörlemise korral lihtsalt laiali ja seetõttu otsustasid nad, et nad on neutrontähed.

Pulsarid pöörlemiskiiruse kahanevas järjekorras:

Ejektor on raadiopulsar. Madal pöörlemiskiirus ja tugev magnetväli. Sellisel pulsaril on magnetväli ja täht pöörleb koos sama nurkkiirusega. Teatud hetkel saavutab välja joonkiirus valguse kiiruse ja hakkab seda ületama. Lisaks ei saa dipoolvälja eksisteerida ja väljatugevuse jooned katkevad. Neid jooni mööda liikudes jõuavad laetud osakesed kaljuni ja murduvad sealt maha, lahkudes seega neutrontähest ja võivad lennata ükskõik millisele kaugusele kuni lõpmatuseni. Seetõttu nimetatakse neid pulsareid ejektoriteks (ära andma, väljutama) - raadiopulsarid.

Propeller, ei ole sellel enam sama pöörlemiskiirus kui ejektoril, et kiirendada osakesi valgusejärgse kiiruseni, seega ei saa see olla raadiopulsar. Kuid selle pöörlemiskiirus on endiselt väga suur, magnetvälja poolt püütud aine ei saa veel tähele langeda, see tähendab, et akretsiooni ei toimu. Selliseid tähti on väga halvasti uuritud, sest neid on peaaegu võimatu jälgida.

Akretor on röntgenpulsar. Täht ei pöörle enam nii kiiresti ja aine hakkab tähe peale langema, langedes mööda magnetvälja joont. Kukkudes pooluse lähedale tahkele pinnale, kuumeneb aine kümnete miljonite kraadideni, mille tulemusena tekib röntgenikiirgus. Pulsatsioonid tekivad tänu sellele, et täht ikka veel pöörleb ja kuna aine langemisala on vaid umbes 100 meetrit, kaob see koht perioodiliselt vaateväljast.

Neutrontäht
Neutrontäht

Neutrontäht - supertihe täht, mis tekkis supernoova plahvatuse tagajärjel. Neutrontähe aine koosneb peamiselt neutronitest.
Neutrontähe tuumatihedus (10 14 -10 15 g/cm 3) ja tüüpiline raadius on 10-20 km. Neutrontähe edasist gravitatsioonilist kokkusurumist takistab neutronite vastasmõjust tekkiv tuumaaine rõhk. See degenereerunud oluliselt tihedama neutrongaasi rõhk suudab hoida kuni 3M masse gravitatsioonilise kokkuvarisemise eest. Seega varieerub neutrontähe mass vahemikus (1,4-3)M.

Riis. 1. Neutrontähe ristlõige massiga 1,5M ja raadiusega R = 16 km. Tihedus ρ on näidatud tähe erinevates osades ühikutes g/cm 3.

Supernoova kokkuvarisemise käigus tekkinud neutriinod jahutavad neutrontähte kiiresti. Selle temperatuur langeb hinnanguliselt 10 11 K-lt 10 9 K-ni umbes 100 sekundi jooksul. Seejärel jahutuskiirus väheneb. Siiski on see kosmilises mastaabis kõrge. Temperatuuri langus 10 9 K-lt 10 8 K-ni toimub 100 aastaga ja 10 6 K-ni miljoni aastaga.
On teada umbes 1200 objekti, mis on klassifitseeritud neutrontähtedeks. Umbes 1000 neist asuvad meie galaktikas. 1,5 M massi ja 16 km raadiusega neutrontähe struktuur on näidatud joonisel fig. 1: I – õhuke väliskiht tihedalt pakitud aatomitest. II piirkond on aatomituumade ja degenereerunud elektronide kristallvõre. III piirkond on neutronitega üleküllastatud aatomituumade tahke kiht. IV – vedel tuum, mis koosneb peamiselt degenereerunud neutronitest. Piirkond V moodustab neutrontähe hadronilise tuuma. Lisaks nukleonidele võib see sisaldada pione ja hüperone. Selles neutrontähe osas on võimalik neutronvedeliku üleminek tahkesse kristallisse olekusse, pioonkondensaadi ilmumine ning kvarkgluooni ja hüperonplasma moodustumine. Praegu on selgitamisel neutrontähe ehituse teatud üksikasjad.
Neutrontähti on nende väiksuse ja vähese heleduse tõttu raske optiliste meetoditega tuvastada. 1967. aastal avastasid E. Hewish ja J. Bell (Cambridge'i ülikool) perioodilise raadiokiirguse kosmilised allikad – pulsarid. Pulsari raadioimpulsside kordusperioodid on rangelt konstantsed ja enamiku pulsaride puhul jäävad vahemikku 10–2 kuni mitu sekundit. Pulsarid on pöörlevad neutrontähed. Ainult kompaktsed objektid, millel on neutrontähtede omadused, suudavad säilitada oma kuju ilma kokku kukkumata selliste pöörlemiskiiruste juures. Nurkmomendi ja magnetvälja säilimine supernoova kokkuvarisemise ja neutrontähe tekkimise ajal toob kaasa kiiresti pöörlevate pulsaride sünni väga tugeva magnetväljaga 10 10 –10 14 G. Magnetväli pöörleb koos neutrontähega, kuid selle välja telg ei lange kokku tähe pöörlemisteljega. Selle pöörlemise korral libiseb tähe raadiokiirgus üle Maa nagu tuletornikiir. Iga kord, kui kiir ületab Maad ja tabab Maa peal olevat vaatlejat, tuvastab raadioteleskoop lühikese raadiokiirguse impulsi. Selle kordussagedus vastab neutrontähe pöörlemisperioodile. Neutrontähe kiirgus tekib siis, kui tähe pinnalt laetud osakesed (elektronid) liiguvad väljapoole mööda magnetvälja jõujooni, kiirgades elektromagnetlaineid. See on esmakordselt välja pakutud pulsari raadiokiirguse mehhanism