Kevinas Gillas / flickr.com
Vokiečių astrofizikai išaiškino didžiausią galimą neutroninės žvaigždės masę, remdamiesi gravitacinių bangų ir elektromagnetinės spinduliuotės iš matavimų rezultatais. Paaiškėjo, kad nesisukančios neutroninės žvaigždės masė negali būti didesnė nei 2,16 Saulės masės, rašoma straipsnyje, paskelbtame m. Astrofizikos žurnalo laiškai.
Neutroninės žvaigždės yra itin tankios kompaktiškos žvaigždės, susidarančios supernovos sprogimo metu. Neutroninių žvaigždžių spindulys neviršija kelių dešimčių kilometrų, o jų masę galima prilyginti Saulės masei, o tai lemia didžiulį žvaigždžių medžiagos tankį (apie 10 17 kilogramų kubiniame metre). Tuo pačiu metu neutroninės žvaigždės masė negali viršyti tam tikros ribos - didelės masės objektai, veikiami savo gravitacijos, subyra į juodąsias skyles.
Įvairiais vertinimais, viršutinė neutroninės žvaigždės masės riba yra nuo dviejų iki trijų Saulės masių ir priklauso nuo materijos būsenos lygties, taip pat nuo žvaigždės sukimosi greičio. Priklausomai nuo žvaigždės tankio ir masės, mokslininkai išskiria keletą skirtingų žvaigždžių tipų, diagrama parodyta paveiksle. Pirma, nesisukančių žvaigždžių masė negali būti didesnė nei M TOV (balta sritis). Antra, kai žvaigždė sukasi pastoviu greičiu, jos masė gali būti mažesnė nei M TOV (šviesiai žalia sritis) arba didesnė (šviesiai žalia), bet vis tiek neturi viršyti kitos ribos, M max. Galiausiai, neutroninė žvaigždė su kintamu sukimosi greičiu teoriškai gali turėti savavališką masę (skirtingo ryškumo raudonus regionus). Tačiau visada reikia atsiminti, kad besisukančių žvaigždžių tankis negali būti didesnis už tam tikrą reikšmę, antraip žvaigždė vis tiek subyrės į juodąją skylę (vertikali linija diagramoje atskiria stabilius sprendimus nuo nestabilių).
Įvairių tipų neutroninių žvaigždžių diagrama pagal jų masę ir tankį. Kryžius žymi objekto, susidariusio po dvinarės sistemos žvaigždžių susiliejimo, parametrus, punktyrinės linijos nurodo vieną iš dviejų objekto evoliucijos variantų.
L. Rezzolla ir kt. / The Astrophysical Journal
Luciano Rezzolla vadovaujama astrofizikų komanda nustatė naujas, tikslesnes nesisukančios neutroninės žvaigždės M TOV didžiausios galimos masės ribas. Savo darbe mokslininkai naudojo ankstesnių tyrimų duomenis apie procesus, kurie įvyko dviejų susiliejančių neutroninių žvaigždžių sistemoje ir paskatino gravitacinių (įvykis GW170817) ir elektromagnetinių (GRB 170817A) bangų išskyrimą. Šių bangų registravimas vienu metu pasirodė esąs labai svarbus įvykis mokslui.
Iš ankstesnių astrofizikų darbų matyti, kad susijungus neutroninėms žvaigždėms susidarė hipermasyvi neutroninė žvaigždė (ty jos masė M > M max), kuri vėliau išsivystė pagal vieną iš dviejų galimų scenarijų ir po trumpo laikotarpio laikas virto juodąja skyle (schemoje punktyrinės linijos). Žvaigždės spinduliuotės elektromagnetinio komponento stebėjimas rodo pirmąjį scenarijų, kai žvaigždės barioninė masė išlieka iš esmės pastovi, o gravitacinė masė mažėja palyginti lėtai dėl gravitacinių bangų emisijos. Kita vertus, gama spindulių pliūpsnis iš sistemos atkeliavo beveik kartu su gravitacinėmis bangomis (tik po 1,7 sekundės), o tai reiškia, kad transformacijos į juodąją skylę taškas turėtų būti arti M max.
Todėl jei hipermasyvios neutroninės žvaigždės evoliuciją atseksime iki pradinės būsenos, kurios parametrai ankstesniuose darbuose buvo skaičiuojami labai tiksliai, galime rasti mus dominančią M max reikšmę. Žinant M max, nesunku rasti M TOV, nes šios dvi masės yra susijusios su ryšiu M max ≈ 1,2 M TOV. Šiame straipsnyje astrofizikai atliko tokius skaičiavimus naudodami vadinamuosius „universaliuosius ryšius“, kurie susieja skirtingos masės neutroninių žvaigždžių parametrus ir nepriklauso nuo jų materijos būsenos lygties. Autoriai pabrėžia, kad jų skaičiavimuose naudojamos tik paprastos prielaidos ir nesiremiama skaitiniais modeliavimais. Galutinis didžiausios galimos masės rezultatas buvo nuo 2,01 iki 2,16 saulės masės. Apatinė jo riba anksčiau buvo gauta stebint masyvius pulsarus dvejetainėse sistemose – paprasčiausiai tariant, maksimali masė negali būti mažesnė nei 2,01 Saulės masės, nes astronomai iš tikrųjų stebėjo tokios didelės masės neutronines žvaigždes.
Anksčiau rašėme apie tai, kaip astrofizikai naudojo kompiuterinį modeliavimą, kad įvertintų neutroninių žvaigždžių masę ir spindulį, kurių susijungimas lėmė įvykius GW170817 ir GRB 170817A.
Dmitrijus Truninas
2004 m. gruodžio 27 d. į mūsų saulės sistemą atkeliavo gama spindulių pliūpsnis iš SGR 1806-20 (pavaizduotas menininko įspūdyje). Sprogimas buvo toks galingas, kad paveikė Žemės atmosferą daugiau nei 50 000 šviesmečių atstumu
Neutroninė žvaigždė yra kosminis kūnas, kuris yra vienas iš galimų evoliucijos rezultatų, daugiausia sudarytas iš neutronų šerdies, padengtos gana plona (∼1 km) medžiagos pluta sunkiųjų atomų branduolių ir elektronų pavidalu. Neutroninių žvaigždžių masės yra panašios į , tačiau tipinis neutroninės žvaigždės spindulys yra tik 10-20 kilometrų. Todėl vidutinis tokio objekto medžiagos tankis kelis kartus didesnis už atomo branduolio tankį (kuris sunkiųjų branduolių atveju yra vidutiniškai 2,8·10 17 kg/m³). Tolimesniam neutroninės žvaigždės gravitaciniam suspaudimui užkerta kelią branduolinės medžiagos slėgis, atsirandantis dėl neutronų sąveikos.
Daugelis neutroninių žvaigždžių turi itin didelį sukimosi greitį – iki tūkstančio apsisukimų per sekundę. Neutroninės žvaigždės atsiranda dėl žvaigždžių sprogimų.
Daugumos neutroninių žvaigždžių, kurių masė yra patikimai išmatuota, masė yra 1,3–1,5 Saulės masės, o tai yra artima Chandrasekhar ribai. Teoriškai priimtinos neutroninės žvaigždės, kurių masė yra nuo 0,1 iki maždaug 2,5 Saulės masės, tačiau viršutinės ribos masės reikšmė šiuo metu žinoma labai netiksliai. Masyviausios žinomos neutroninės žvaigždės yra Vela X-1 (kurios masė ne mažesnė kaip 1,88±0,13 saulės masės 1σ lygyje, o tai atitinka α≈34%), PSR J1614-2230ruen (su apskaičiuota masė 1,97 ± 0,04 saulės energijos), ir PSR J0348+0432ruen (su apskaičiuota masė 2,01 ± 0,04 saulės). Gravitaciją neutroninėse žvaigždėse subalansuoja išsigimusių neutroninių dujų slėgis, didžiausia neutroninės žvaigždės masės vertė nustatoma pagal Oppenheimerio-Volkoffo ribą, kurios skaitinė reikšmė priklauso nuo (dar menkai žinomos) būsenos lygties. materijos žvaigždės šerdyje. Yra teorinių prielaidų, kad dar labiau padidėjus tankiui galimas neutroninių žvaigždžių išsigimimas į kvarkus.
Neutroninės žvaigždės struktūra.
Magnetinis laukas neutroninių žvaigždžių paviršiuje pasiekia 10 12 -10 13 G vertę (palyginimui Žemė turi apie 1 G), būtent neutroninių žvaigždžių magnetosferose vykstantys procesai yra atsakingi už pulsarų radijo spinduliavimą. . Nuo 1990-ųjų kai kurios neutroninės žvaigždės buvo identifikuojamos kaip magnetarai – žvaigždės, kurių magnetiniai laukai yra 10 14 G ir didesni. Tokie magnetiniai laukai (viršijantys „kritinę“ reikšmę 4,414 10 13 G, kai elektrono sąveikos su magnetiniu lauku energija viršija ramybės energiją mec²) įveda kokybiškai naują fiziką, nes specifiniai reliatyvistiniai efektai, fizikinio vakuumo poliarizacija. ir tt tampa reikšmingi.
Iki 2012 m. buvo atrasta apie 2000 neutroninių žvaigždžių. Apie 90% jų yra vieniši. Iš viso pas mus gali egzistuoti 10 8–10 9 neutroninių žvaigždžių, tai yra, maždaug viena tūkstančiui paprastų žvaigždžių. Neutroninėms žvaigždėms būdingas didelis greitis (dažniausiai šimtai km/s). Dėl debesų medžiagos susikaupimo neutroninė žvaigždė šioje situacijoje gali būti matoma įvairiuose spektro diapazonuose, įskaitant optinį, kuris sudaro apie 0,003% skleidžiamos energijos (atitinka 10 dydį).
Gravitacinis šviesos nukreipimas (dėl reliatyvistinio šviesos nukreipimo matoma daugiau nei pusė paviršiaus)
Neutroninės žvaigždės yra viena iš nedaugelio kosminių objektų klasių, kurias stebėtojai teoriškai nuspėdavo prieš jų atradimą.
1933 m. astronomai Walteris Baade'as ir Fritzas Zwicky pasiūlė, kad dėl supernovos sprogimo gali susidaryti neutroninė žvaigždė. Tuo metu atlikti teoriniai skaičiavimai parodė, kad neutroninės žvaigždės spinduliuotė buvo per silpna, kad ją būtų galima aptikti. Susidomėjimas neutroninėmis žvaigždėmis sustiprėjo septintajame dešimtmetyje, kai pradėjo vystytis rentgeno astronomija, nes teorija numatė, kad didžiausia jų šiluminė spinduliuotė pasireikš minkštųjų rentgeno spindulių srityje. Tačiau netikėtai jie buvo aptikti radijo stebėjimuose. 1967 metais Jocelyn Bell, E. Huish magistrantė, atrado objektus, skleidžiančius reguliarius radijo bangų impulsus. Šis reiškinys buvo paaiškintas siauru radijo pluošto kryptingumu iš greitai besisukančio objekto - savotiško „kosminio radijo švyturio“. Bet kuri eilinė žvaigždė subyrėtų esant tokiam dideliam sukimosi greičiui. Tokių švyturių vaidmeniui tiko tik neutroninės žvaigždės. Manoma, kad pulsaras PSR B1919+21 yra pirmoji atrasta neutroninė žvaigždė.
Neutroninės žvaigždės sąveiką su supančia medžiaga lemia du pagrindiniai parametrai ir dėl to jų stebimos apraiškos: sukimosi periodas (greitis) ir magnetinio lauko dydis. Laikui bėgant žvaigždė išnaudoja savo sukimosi energiją ir jos sukimasis sulėtėja. Taip pat susilpnėja magnetinis laukas. Dėl šios priežasties neutroninė žvaigždė per savo gyvenimą gali pakeisti savo tipą. Žemiau pateikiama neutroninių žvaigždžių nomenklatūra sukimosi greičio mažėjimo tvarka pagal V.M. monografiją. Lipunova. Kadangi pulsarinių magnetosferų teorija vis dar vystosi, egzistuoja alternatyvūs teoriniai modeliai.
Stiprūs magnetiniai laukai ir trumpas sukimosi periodas. Paprasčiausiame magnetosferos modelyje magnetinis laukas sukasi tvirtai, tai yra tokiu pat kampiniu greičiu kaip ir neutroninės žvaigždės kūnas. Tam tikru spinduliu lauko linijinis sukimosi greitis artėja prie šviesos greičio. Šis spindulys vadinamas „šviesos cilindro spinduliu“. Už šio spindulio įprastas dipolio laukas negali egzistuoti, todėl lauko stiprumo linijos šioje vietoje nutrūksta. Įkrautos dalelės, judančios išilgai magnetinio lauko linijų, per tokias uolas gali palikti neutroninę žvaigždę ir skristi į tarpžvaigždinę erdvę. Šio tipo neutroninė žvaigždė „išstumia“ (iš prancūzų kalbos éjejeter - išstumti, išstumti) reliatyvistines įkrautas daleles, kurios skleidžia radijo diapazone. Ežektoriai stebimi kaip radijo pulsarai.
Propeleris
Sukimosi greičio nebepakanka dalelėms išmesti, todėl tokia žvaigždė negali būti radijo pulsaras. Tačiau sukimosi greitis vis dar yra didelis, o magnetinio lauko užfiksuota neutroninę žvaigždę supanti medžiaga negali kristi, tai yra, materijos akrecija nevyksta. Šio tipo neutroninės žvaigždės praktiškai neturi jokių pastebimų apraiškų ir yra menkai ištirtos.
Akrektorius (rentgeno pulsaras)
Sukimosi greitis sumažintas iki tokio lygio, kad dabar niekas netrukdo medžiagai nukristi ant tokios neutroninės žvaigždės. Krintanti medžiaga, jau būdama plazmos būsenoje, juda išilgai magnetinio lauko linijų ir atsitrenkia į kietą neutroninės žvaigždės kūno paviršių jos polių srityje, įkaitindama iki dešimčių milijonų laipsnių. Iki tokios aukštos temperatūros įkaitinta medžiaga ryškiai šviečia rentgeno spindulių diapazone. Regionas, kuriame įvyksta krintančios medžiagos susidūrimas su neutroninės žvaigždės kūno paviršiumi, yra labai maža – tik apie 100 metrų. Dėl žvaigždės sukimosi ši karštoji vieta periodiškai dingsta iš akių, stebimi reguliarūs rentgeno spindulių pulsacijos. Tokie objektai vadinami rentgeno pulsarais.
Georotatorius
Tokių neutroninių žvaigždžių sukimosi greitis yra mažas ir netrukdo akrecijai. Tačiau magnetosferos dydis yra toks, kad plazmą sustabdo magnetinis laukas, kol ją užfiksuoja gravitacija. Panašus mechanizmas veikia ir Žemės magnetosferoje, todėl šio tipo neutroninės žvaigždės gavo savo pavadinimą.
Magnetas
Neutroninė žvaigždė, turinti išskirtinai stiprų magnetinį lauką (iki 10 11 T). Teorinis magnetarų egzistavimas buvo numatytas 1992 m., o pirmieji jų tikrojo egzistavimo įrodymai gauti 1998 m., stebint galingą gama ir rentgeno spinduliuotės pliūpsnį iš šaltinio SGR 1900+14 Akvilo žvaigždyne. Magnetarų tarnavimo laikas yra apie 1 000 000 metų. Magnetai turi stipriausią magnetinį lauką .
Magnetarai yra mažai ištirtas neutroninių žvaigždžių tipas dėl to, kad nedaugelis yra pakankamai arti Žemės. Magnetarų skersmuo yra apie 20-30 km, tačiau daugumos jų masė didesnė už Saulės masę. Magnetaras yra taip suspaustas, kad jo medžiagos žirnis svertų daugiau nei 100 milijonų tonų. Dauguma žinomų magnetarų sukasi labai greitai, mažiausiai kelis kartus per sekundę aplink savo ašį. Stebimas gama spinduliuote arti rentgeno spindulių, jis neskleidžia radijo spinduliuotės. Magneto gyvavimo ciklas yra gana trumpas. Jų stiprūs magnetiniai laukai išnyksta maždaug po 10 000 metų, o vėliau jų veikla ir rentgeno spinduliuotė nutrūksta. Remiantis viena prielaida, mūsų galaktikoje per visą jos egzistavimą galėjo susidaryti iki 30 milijonų magnetarų. Magnetai susidaro iš masyvių žvaigždžių, kurių pradinė masė yra apie 40 M☉.
Magnetaro paviršiuje generuojami smūgiai sukelia milžiniškus žvaigždės virpesius; juos lydintys magnetinio lauko svyravimai dažnai sukelia didžiulius gama spindulių pliūpsnius, kurie Žemėje buvo užfiksuoti 1979, 1998 ir 2004 m.
2007 m. gegužės mėn. buvo žinoma dvylika magnetarų, o dar trys kandidatai laukia patvirtinimo. Žinomų magnetarų pavyzdžiai:
SGR 1806-20, esantis 50 000 šviesmečių nuo Žemės, priešingoje mūsų Paukščių Tako galaktikos pusėje, Šaulio žvaigždyne.
SGR 1900+14, 20 000 šviesmečių atstumu, yra Akvilo žvaigždyne. Po ilgo mažos emisijos laikotarpio (reikšmingi sprogimai tik 1979 ir 1993 m.), jis suaktyvėjo 1998 m. gegužės-rugpjūčio mėn., o 1998 m. rugpjūčio 27 d. aptiktas sprogimas buvo pakankamai stiprus, kad priverstų išjungti erdvėlaivį NEAR Shoemaker. kad būtų išvengta žalos. 2008 m. gegužės 29 d. NASA Spitzer teleskopas aplink šį magnetarą aptiko materijos žiedus. Manoma, kad šis žiedas susiformavo po 1998 metais pastebėto sprogimo.
1E 1048.1-5937 yra nenormalus rentgeno pulsaras, esantis už 9000 šviesmečių Karinos žvaigždyne. Žvaigždė, iš kurios susidarė magnetaras, turėjo 30–40 kartų didesnę masę nei Saulės.
Visas sąrašas pateikiamas magnetarų kataloge.
2008 m. rugsėjo mėn. ESO praneša apie objekto, kuris iš pradžių buvo laikomas magnetaru, identifikavimą – SWIFT J195509+261406; iš pradžių jis buvo identifikuotas pagal gama spindulių pliūpsnius (GRB 070610)
Žvaigždės, kurių masė 1,5–3 kartus didesnė už Saulės masę, savo gyvenimo pabaigoje negalės sustabdyti susitraukimo baltosios nykštukės stadijoje. Galingos gravitacinės jėgos suspaus juos iki tokio tankio, kad materija bus „neutralizuota“: elektronų sąveika su protonais lems tai, kad beveik visa žvaigždės masė bus neutronuose. Susiformavo neutroninė žvaigždė. Masyviausios žvaigždės gali tapti neutroninėmis žvaigždėmis po to, kai jos sprogsta kaip supernovos.Neutroninių žvaigždžių koncepcija
Neutroninių žvaigždžių samprata nėra nauja: pirmąjį pasiūlymą apie jų egzistavimo galimybę pateikė talentingi astronomai Fritzas Zwicky ir Walteris Baarde iš Kalifornijos 1934 m. (Kiek anksčiau, 1932 m., neutroninių žvaigždžių egzistavimo galimybę numatė garsus sovietų mokslininkas L. D. Landau.) 30-ųjų pabaigoje tai tapo kitų amerikiečių mokslininkų Oppenheimerio ir Volkovo tyrimų objektu. Šių fizikų susidomėjimą šia problema sukėlė noras nustatyti galutinį masyvios susitraukiančios žvaigždės evoliucijos etapą. Kadangi supernovų vaidmuo ir reikšmė buvo atrasti maždaug tuo pačiu metu, buvo pasiūlyta, kad neutroninė žvaigždė gali būti supernovos sprogimo liekana. Deja, prasidėjus Antrajam pasauliniam karui, mokslininkų dėmesys nukrypo į karinius poreikius ir detalūs šių naujų ir labai paslaptingų objektų tyrimai buvo sustabdyti. Tada, šeštajame dešimtmetyje, neutroninių žvaigždžių tyrimas buvo atnaujintas grynai teoriškai, siekiant nustatyti, ar jos yra susijusios su cheminių elementų gimimo centriniuose žvaigždžių regionuose problema.išlieka vieninteliu astrofiziniu objektu, kurio egzistavimas ir savybės buvo nuspėti dar gerokai prieš jų atradimą.
Septintojo dešimtmečio pradžioje kosminių rentgeno spindulių šaltinių atradimas labai padrąsino tuos, kurie svarstė neutronines žvaigždes kaip galimus dangaus rentgeno spindulių šaltinius. Iki 1967 metų pabaigos Buvo atrasta nauja dangaus objektų klasė – pulsarai, dėl kurių mokslininkai buvo sumišę. Šis atradimas buvo svarbiausias neutroninių žvaigždžių tyrimo pokytis, nes jis vėl iškėlė klausimą apie kosminės rentgeno spinduliuotės kilmę. Kalbant apie neutronines žvaigždes, reikia atsižvelgti į tai, kad jų fizinės savybės yra nustatytos teoriškai ir yra labai hipotetinės, nes šiuose kūnuose esančios fizinės sąlygos negali būti atkurtos laboratoriniais eksperimentais.
Neutroninių žvaigždžių savybės
Gravitacinės jėgos turi lemiamą įtaką neutroninių žvaigždžių savybėms. Įvairiais skaičiavimais, neutroninių žvaigždžių skersmenys yra 10-200 km. Ir šis kosminiu požiūriu nereikšmingas tūris yra „užpildytas“ tokiu kiekiu medžiagos, kuri gali sudaryti tokį dangaus kūną kaip Saulė, kurio skersmuo yra apie 1,5 milijono km, o masė yra beveik trečdaliu milijono kartų sunkesnė. nei Žemė! Natūrali šios medžiagos koncentracijos pasekmė yra neįtikėtinai didelis neutroninės žvaigždės tankis. Tiesą sakant, jis yra toks tankus, kad gali būti net kietas. Neutroninės žvaigždės gravitacija tokia didelė, kad žmogus ten svertų apie milijoną tonų. Skaičiavimai rodo, kad neutroninės žvaigždės yra labai įmagnetintos. Skaičiuojama, kad neutroninės žvaigždės magnetinis laukas gali siekti 1 mln. milijonas gausų, o Žemėje jis yra 1 gauss. Neutroninės žvaigždės spindulys Manoma, kad jis yra apie 15 km, o masė yra apie 0,6–0,7 saulės masės. Išorinis sluoksnis yra magnetosfera, susidedanti iš išretėjusių elektronų ir branduolinės plazmos, kurią prasiskverbia galingas žvaigždės magnetinis laukas. Iš čia atsiranda radijo signalai, kurie yra būdingi pulsarų bruožai. Itin greitai įkrautos dalelės, judančios spiralėmis išilgai magnetinio lauko linijų, sukelia įvairių tipų spinduliuotę. Vienais atvejais spinduliuotė atsiranda elektromagnetinio spektro radijo diapazone, kitais – aukštų dažnių spinduliavimas.Neutronų žvaigždžių tankis
Beveik iš karto po magnetosfera medžiagos tankis siekia 1 t/cm3, o tai 100 000 kartų didesnis už geležies tankį. Kitas sluoksnis po išorinio sluoksnio turi metalo savybes. Šis „superkietos“ medžiagos sluoksnis yra kristalinės formos. Kristalai susideda iš atomų branduolių, kurių atominė masė yra 26 - 39 ir 58 - 133. Šie kristalai yra itin maži: norint įveikti 1 cm atstumą, vienoje linijoje reikia išrikiuoti apie 10 milijardų kristalų. Tankis šiame sluoksnyje yra daugiau nei 1 milijoną kartų didesnis nei išoriniame sluoksnyje arba 400 milijardų kartų didesnis už geležies tankį.Judėdami toliau link žvaigždės centro, kertame trečiąjį sluoksnį. Jame yra sunkiųjų branduolių, tokių kaip kadmis, regionas, bet taip pat gausu neutronų ir elektronų. Trečiojo sluoksnio tankis yra 1000 kartų didesnis nei ankstesnio. Įsiskverbę giliau į neutroninę žvaigždę, pasiekiame ketvirtąjį sluoksnį, o tankis šiek tiek padidėja – maždaug penkis kartus. Tačiau esant tokiam tankiui, branduoliai nebegali išlaikyti savo fizinio vientisumo: jie skyla į neutronus, protonus ir elektronus. Dauguma medžiagos yra neutronų pavidalu. Kiekvienam elektronui ir protonui yra 8 neutronai. Šis sluoksnis iš esmės gali būti laikomas neutroniniu skysčiu, „užterštu“ elektronais ir protonais. Po šiuo sluoksniu yra neutroninės žvaigždės šerdis. Čia tankis yra maždaug 1,5 karto didesnis nei viršutiniame sluoksnyje. Ir vis dėlto net toks nedidelis tankio padidėjimas lemia tai, kad dalelės šerdyje juda daug greičiau nei bet kuriame kitame sluoksnyje. Neutronų, susimaišiusių su nedideliu skaičiumi protonų ir elektronų, judėjimo kinetinė energija yra tokia didelė, kad nuolat vyksta neelastingi dalelių susidūrimai. Susidūrimo procesuose gimsta visos branduolio fizikoje žinomos dalelės ir rezonansai, kurių yra daugiau nei tūkstantis. Tikėtina, kad yra daugybė mums dar nežinomų dalelių.
Neutroninės žvaigždės temperatūra
Neutroninių žvaigždžių temperatūra yra gana aukšta. To reikia tikėtis, atsižvelgiant į tai, kaip jie atsiranda. Per pirmuosius 10 - 100 tūkstančių žvaigždės egzistavimo metų šerdies temperatūra sumažėja iki kelių šimtų milijonų laipsnių. Tada prasideda nauja fazė, kai dėl elektromagnetinės spinduliuotės spinduliavimo žvaigždės šerdies temperatūra pamažu mažėja.Supernovos Corma-A likutis, kurio centre yra neutroninė žvaigždė
Neutroninės žvaigždės yra masyvių žvaigždžių, pasiekusių savo evoliucijos kelio laike ir erdvėje pabaigą, liekanos.
Šie įdomūs objektai gimsta iš kadaise masyvių milžinų, kurie yra nuo keturių iki aštuonių kartų didesni už mūsų Saulę. Tai atsitinka supernovos sprogimo metu.
Po tokio sprogimo išoriniai sluoksniai išmetami į kosmosą, šerdis lieka, bet ji nebepajėgi palaikyti branduolių sintezės. Be išorinio spaudimo iš viršutinių sluoksnių jis griūva ir katastrofiškai susitraukia.
Nepaisant mažo skersmens – apie 20 km, neutroninės žvaigždės gali pasigirti 1,5 karto didesne mase nei mūsų Saulė. Taigi jie yra neįtikėtinai tankūs.
Mažas šaukštelis žvaigždžių medžiagos Žemėje svertų apie šimtą milijonų tonų. Jame protonai ir elektronai susijungia ir sudaro neutronus – procesas vadinamas neutronizacija.
Junginys
Jų sudėtis nežinoma, manoma, kad juos gali sudaryti superskystis neutroninis skystis. Jie turi itin stiprią gravitacinę trauką, daug didesnę nei Žemės ar net Saulės. Ši gravitacinė jėga yra ypač įspūdinga, nes ji yra mažo dydžio.
Visi jie sukasi aplink ašį. Suspaudimo metu išlaikomas kampinis sukimosi momentas, o dėl dydžio sumažėjimo sukimosi greitis didėja.
Dėl didžiulio sukimosi greičio išoriniame paviršiuje, kuris yra vientisa „pluta“, periodiškai atsiranda įtrūkimų ir „žvaigždžių drebėjimų“, kurie sulėtina sukimosi greitį ir išmeta „perteklinę“ energiją į erdvę.
Stulbinantis slėgis, esantis šerdyje, gali būti panašus į tuos, kurie egzistavo Didžiojo sprogimo metu, bet, deja, jų neįmanoma imituoti Žemėje. Todėl šie objektai yra idealios natūralios laboratorijos, kuriose galime stebėti Žemėje nepasiekiamas energijas.
Radijo pulsarai
Radijo ulsarus 1967 m. pabaigoje atrado magistrantė Jocelyn Bell Burnell kaip radijo šaltinius, pulsuojančius pastoviu dažniu.
Žvaigždės skleidžiama spinduliuotė matoma kaip pulsuojantis spinduliuotės šaltinis arba pulsaras.
Scheminis neutroninės žvaigždės sukimosi vaizdas
Radijo pulsarai (arba tiesiog pulsarai) yra besisukančios neutroninės žvaigždės, kurių dalelių čiurkšlės juda beveik šviesos greičiu, kaip besisukantis švyturio spindulys.
Nepertraukiamai sukdamiesi kelis milijonus metų pulsarai praranda energiją ir tampa įprastomis neutroninėmis žvaigždėmis. Šiandien žinoma tik apie 1000 pulsarų, nors galaktikoje jų gali būti šimtai.
Radijo pulsaras Krabo ūke
Kai kurios neutroninės žvaigždės skleidžia rentgeno spindulius. Garsusis Krabo ūkas yra geras tokio objekto pavyzdys, susiformavęs supernovos sprogimo metu. Šis supernovos sprogimas buvo pastebėtas 1054 m.
Vėjas iš Pulsar, Chandra teleskopo vaizdo įrašas
Radijo pulsaras Krabo ūke, nufotografuotas Hablo kosminiu teleskopu per 547 nm filtrą (žalia šviesa) nuo 2000 m. rugpjūčio 7 d. iki 2001 m. balandžio 17 d.
Magnetai
Neutroninių žvaigždžių magnetinis laukas yra milijonus kartų stipresnis nei stipriausias Žemėje sukurtas magnetinis laukas. Jie taip pat žinomi kaip magnetarai.
Planetos aplink neutronines žvaigždes
Šiandien žinome, kad keturios turi planetas. Kai jis yra dvejetainėje sistemoje, galima išmatuoti jo masę. Iš šių radijo ar rentgeno spindulių dvejetainių elementų išmatuotos neutroninių žvaigždžių masės buvo maždaug 1,4 karto didesnės už Saulės masę.
Dvigubos sistemos
Visiškai kitokio tipo pulsaras matomas kai kuriuose rentgeno dvejetuose. Tokiais atvejais neutroninė ir paprastoji žvaigždė sudaro dvejetainę sistemą. Stiprus gravitacinis laukas traukia medžiagą iš paprastos žvaigždės. Akrecijos proceso metu ant jo krintanti medžiaga įkaista tiek, kad gamina rentgeno spindulius. Impulsiniai rentgeno spinduliai matomi, kai besisukančio pulsaro karštieji taškai eina per regėjimo liniją iš Žemės.
Dvejetainėse sistemose, kuriose yra nežinomas objektas, ši informacija padeda atskirti, ar tai neutroninė žvaigždė, ar, pavyzdžiui, juodoji skylė, nes juodosios skylės yra daug masyvesnės.
>
M82 galaktikos centre galima pamatyti pulsarą (rožinį).
Naršyti pulsarai ir neutroninės žvaigždės Visata: aprašymas ir charakteristikos su nuotraukomis ir vaizdo įrašais, struktūra, sukimasis, tankis, sudėtis, masė, temperatūra, paieška.
Pulsarai
Pulsarai Tai sferiniai kompaktiški objektai, kurių matmenys neperžengia didelio miesto ribų. Stebina tai, kad su tokiu tūriu jie pagal masę viršija saulės masę. Jie naudojami tirti ekstremalias materijos būsenas, aptikti planetas už mūsų sistemos ribų ir matuoti kosminius atstumus. Be to, jie padėjo rasti gravitacines bangas, kurios rodo energetinius įvykius, pavyzdžiui, supermasyvius susidūrimus. Pirmą kartą aptiktas 1967 m.
Kas yra pulsaras?
Jei danguje ieškote pulsaro, atrodo, kad tai eilinė mirksi žvaigždė, besilaikanti tam tikru ritmu. Tiesą sakant, jų šviesa nemirga ir nepulsuoja, ir jie neatrodo kaip žvaigždės.
Pulsaras skleidžia du nuolatinius siaurus šviesos pluoštus priešingomis kryptimis. Mirgėjimo efektas sukuriamas, nes jie sukasi (švyturio principas). Šiuo metu spindulys atsitrenkia į Žemę ir vėl pasisuka. Kodėl tai vyksta? Faktas yra tas, kad pulsaro šviesos spindulys paprastai nėra suderintas su jo sukimosi ašimi.
Jei mirksėjimą sukelia sukimasis, tada impulsų greitis atspindi pulsaro sukimosi greitį. Iš viso rasta 2000 pulsarų, kurių dauguma sukasi kartą per sekundę. Tačiau yra maždaug 200 objektų, kurie per tą patį laiką sugeba padaryti šimtą apsisukimų. Patys greičiausi vadinami milisekundėmis, nes jų apsisukimų skaičius per sekundę lygus 700.
Pulsarai negali būti laikomi žvaigždėmis, bent jau „gyvomis“. Greičiau tai yra neutroninės žvaigždės, susidarančios po to, kai masyvi žvaigždė baigia kurą ir subyrėjo. Dėl to susidaro stiprus sprogimas – supernova, o likusi tanki medžiaga virsta neutronine žvaigžde.
Pulsarų skersmuo Visatoje siekia 20-24 km, o jų masė dvigubai didesnė nei Saulės. Kad galėtumėte įsivaizduoti, tokio objekto gabalas, kurio dydis yra cukraus kubelis, svers 1 milijardą tonų. Tai yra, kažkas tokio sunkaus kaip Everestas telpa tavo rankoje! Tiesa, yra dar tankesnis objektas – juodoji skylė. Masyviausias pasiekia 2,04 saulės masės.
Pulsarai turi stiprų magnetinį lauką, kuris yra 100–1 kvadrilijoną kartų stipresnis nei Žemės. Kad neutroninė žvaigždė pradėtų skleisti šviesą kaip pulsaras, ji turi turėti tinkamą magnetinio lauko stiprumo ir sukimosi greičio santykį. Pasitaiko, kad radijo bangų spindulys gali nepraeiti pro antžeminio teleskopo matymo lauką ir likti nematomas.
Radijo pulsarai
Astrofizikas Antonas Biryukovas apie neutroninių žvaigždžių fiziką, sulėtėjusį sukimąsi ir gravitacinių bangų atradimą:
Kodėl pulsarai sukasi?
Pulsaro lėtumas yra vienas apsisukimas per sekundę. Patys greičiausi įsibėgėja iki šimtų apsisukimų per sekundę ir vadinami milisekundėmis. Sukimosi procesas vyksta todėl, kad sukasi ir žvaigždės, iš kurių jos susidarė. Tačiau norint pasiekti tokį greitį, reikia papildomo šaltinio.
Mokslininkai mano, kad milisekundžių pulsarai susidarė vogiant energiją iš kaimyno. Galite pastebėti, kad yra pašalinių medžiagų, kurios padidina sukimosi greitį. Ir tai nėra gerai sužeistam kompanionui, kurį vieną dieną pulsaras gali visiškai sunaudoti. Tokios sistemos vadinamos juodosiomis našlėmis (pagal pavojingą vorų tipą).
Pulsarai gali skleisti šviesą kelių bangų ilgiais (nuo radijo iki gama spindulių). Bet kaip jie tai daro? Mokslininkai dar negali rasti tikslaus atsakymo. Manoma, kad už kiekvieną bangos ilgį atsakingas atskiras mechanizmas. Į švyturį panašūs spinduliai gaminami iš radijo bangų. Jie yra ryškūs ir siauri ir primena nuoseklią šviesą, kur dalelės sudaro fokusuotą spindulį.
Kuo greitesnis sukimasis, tuo silpnesnis magnetinis laukas. Tačiau sukimosi greičio pakanka, kad jie skleistų spindulius, tokius pat ryškius kaip ir lėtieji.
Sukimosi metu magnetinis laukas sukuria elektrinį lauką, kuris įkrautas daleles gali perkelti į judrią būseną (elektros srovę). Virš paviršiaus esanti sritis, kurioje dominuoja magnetinis laukas, vadinama magnetosfera. Čia įkrautos dalelės dėl stipraus elektrinio lauko pagreitinamos iki neįtikėtinai didelio greičio. Kiekvieną kartą, kai jie įsibėgėja, jie skleidžia šviesą. Jis rodomas optiniuose ir rentgeno spinduliuose.
O kaip su gama spinduliais? Tyrimai rodo, kad jų šaltinio reikėtų ieškoti kitur netoli pulsaro. Ir jie bus panašūs į gerbėją.
Ieškoti pulsarų
Radijo teleskopai išlieka pagrindiniu pulsarų paieškos kosmose metodu. Jie yra maži ir neryškūs, palyginti su kitais objektais, todėl jūs turite nuskaityti visą dangų ir palaipsniui šie objektai patenka į objektyvą. Dauguma jų buvo rasti naudojant Parkes observatoriją Australijoje. Nuo 2018 m. bus galima gauti daug naujų duomenų iš „Square Kilometer Array Antenna“ (SKA).
2008 metais buvo paleistas teleskopas GLAST, kuris aptiko 2050 gama spindulius skleidžiančių pulsarų, iš kurių 93 milisekundės. Šis teleskopas yra neįtikėtinai naudingas, nes nuskenuoja visą dangų, o kiti išryškina tik nedidelius plotus išilgai plokštumos.
Rasti skirtingus bangos ilgius gali būti sudėtinga. Faktas yra tas, kad radijo bangos yra neįtikėtinai galingos, tačiau jos gali tiesiog nepakliūti į teleskopo objektyvą. Tačiau gama spinduliuotė pasklinda didžiojoje dangaus dalyje, tačiau yra prastesnio ryškumo.
Dabar mokslininkai žino apie 2300 pulsarų, randamų per radijo bangas ir 160 per gama spindulius, egzistavimą. Taip pat yra 240 milisekundžių pulsarų, iš kurių 60 sukuria gama spindulius.
Pulsarų naudojimas
Pulsarai yra ne tik nuostabūs kosminiai objektai, bet ir naudingi įrankiai. Skleidžiama šviesa gali daug pasakyti apie vidinius procesus. Tai reiškia, kad mokslininkai gali suprasti neutroninių žvaigždžių fiziką. Šie objektai turi tokį didelį slėgį, kad materijos elgsena skiriasi nuo įprastos. Keistas neutroninių žvaigždžių turinys vadinamas „branduoline pasta“.
Pulsarai duoda daug naudos dėl savo impulsų tikslumo. Mokslininkai žino konkrečius objektus ir suvokia juos kaip kosminius laikrodžius. Taip pradėjo pasirodyti spėlionės apie kitų planetų buvimą. Tiesą sakant, pirmoji rasta egzoplaneta skriejo aplink pulsarą.
Nepamirškite, kad pulsarai ir toliau juda „mirksėdami“, o tai reiškia, kad jais galima matuoti kosminius atstumus. Jie taip pat dalyvavo tikrinant Einšteino reliatyvumo teoriją, pavyzdžiui, momentus su gravitacija. Bet pulsacijos reguliarumą gali sutrikdyti gravitacinės bangos. Tai pastebėta 2016 metų vasario mėnesį.
Pulsaro kapinės
Palaipsniui visi pulsarai lėtėja. Spinduliuotė yra maitinama sukimosi sukuriamo magnetinio lauko. Dėl to jis taip pat praranda galią ir nustoja siųsti spindulius. Mokslininkai nubrėžė specialią liniją, kurioje gama spinduliai vis dar gali būti aptikti prieš radijo bangas. Kai tik pulsaras nukrenta žemiau, jis nurašomas pulsarų kapinėse.
Jei pulsaras buvo suformuotas iš supernovos liekanų, tai jis turi didžiulį energijos rezervą ir greitą sukimosi greitį. Pavyzdžiui, jaunas objektas PSR B0531+21. Šioje fazėje jis gali išlikti kelis šimtus tūkstančių metų, o po to pradės prarasti greitį. Vidutinio amžiaus pulsarai sudaro didžiąją dalį gyventojų ir skleidžia tik radijo bangas.
Tačiau pulsaras gali pratęsti savo gyvenimą, jei šalia yra palydovas. Tada jis ištrauks medžiagą ir padidins sukimosi greitį. Tokie pokyčiai gali įvykti bet kuriuo metu, todėl pulsaras gali atgimti. Toks kontaktas vadinamas mažos masės rentgeno dvejetaine sistema. Seniausi pulsarai yra milisekundžių. Kai kurie sulaukia milijardų metų amžiaus.
Neutroninės žvaigždės
Neutroninės žvaigždės- gana paslaptingi objektai, saulės masę viršijantys 1,4 karto. Jie gimsta po didesnių žvaigždžių sprogimo. Susipažinkime su šiais dariniais geriau.
Kai 4-8 kartus masyvesnė už Saulę žvaigždė sprogsta, išlieka didelio tankio šerdis ir toliau griūva. Gravitacija taip stipriai spaudžia medžiagą, kad protonai ir elektronai susilieja ir tampa neutronais. Taip gimsta didelio tankio neutroninė žvaigždė.
Šių masyvių objektų skersmuo gali siekti vos 20 km. Norint susidaryti supratimą apie tankį, tik vienas kaušelis neutroninės žvaigždės medžiagos svertų milijardą tonų. Gravitacija ant tokio objekto yra 2 milijardus kartų stipresnė nei Žemės, o galios pakanka gravitaciniam lęšiui, leidžiančiam mokslininkams apžiūrėti žvaigždės nugarą.
Sprogimo smūgis palieka impulsą, dėl kurio neutroninė žvaigždė sukasi ir pasiekia keletą apsisukimų per sekundę. Nors jie gali įsibėgėti iki 43 000 kartų per minutę.
Ribiniai sluoksniai šalia kompaktiškų objektų
Astrofizikas Valerijus Suleymanovas apie akrecinių diskų, žvaigždžių vėjo ir materijos atsiradimą aplink neutronines žvaigždes:
Neutroninių žvaigždžių vidus
Astrofizikas Sergejus Popovas apie ekstremalias materijos būsenas, neutroninių žvaigždžių sudėtį ir interjero tyrimo metodus:
Kai neutroninė žvaigždė yra dvejetainės sistemos dalis, kurioje sprogo supernova, vaizdas yra dar įspūdingesnis. Jei antroji žvaigždė savo mase yra mažesnė už Saulę, ji traukia kompanionės masę į „Roche skiltį“. Tai sferinis medžiagos debesis, besisukantis aplink neutroninę žvaigždę. Jei palydovas buvo 10 kartų didesnis už saulės masę, tada masės perdavimas taip pat yra pakoreguotas, bet ne toks stabilus. Medžiaga teka išilgai magnetinių polių, įkaista ir sukuria rentgeno spindulių pulsacijas.
Iki 2010 m. buvo rasta 1800 pulsarų naudojant radijo aptikimą ir 70 naudojant gama spindulius. Kai kurie egzemplioriai netgi turėjo planetas.
Neutroninių žvaigždžių tipai
Kai kurie neutroninių žvaigždžių atstovai turi medžiagos čiurkšles, tekančias beveik šviesos greičiu. Kai jie praskrieja pro mus, jie mirksi kaip švyturio šviesa. Dėl šios priežasties jie vadinami pulsarais.
