MASKVA, rugpjūčio 28 d. – RIA Novosti. Mokslininkai atrado rekordiškai sunkią neutroninę žvaigždę, kurios masė yra dvigubai didesnė už Saulę, todėl jie buvo priversti persvarstyti daugybę teorijų, ypač teoriją, kad itin tankioje neutroninių žvaigždžių medžiagoje gali būti „laisvųjų“ kvarkų. ketvirtadienį žurnale Nature paskelbtas straipsnis.
Neutroninė žvaigždė yra žvaigždės, likusios po supernovos sprogimo, „lavonas“. Jo dydis neviršija mažo miesto dydžio, tačiau medžiagos tankis yra 10–15 kartų didesnis nei atomo branduolio tankis - neutroninės žvaigždės materijos „žiupsnelis“ sveria daugiau nei 500 milijonų tonų.
Gravitacija „paspaudžia“ elektronus į protonus, paversdama juos neutronais, todėl neutroninės žvaigždės gavo savo pavadinimą. Dar visai neseniai mokslininkai manė, kad neutroninės žvaigždės masė negali viršyti dviejų Saulės masių, nes priešingu atveju gravitacija žvaigždę „sugrius“ į juodąją skylę. Neutroninių žvaigždžių vidaus būklė iš esmės yra paslaptis. Pavyzdžiui, aptariamas „laisvųjų“ kvarkų ir tokių elementariųjų dalelių, kaip K-mezonai ir hiperonai, buvimas centriniuose neutroninės žvaigždės regionuose.
Tyrimo autoriai – amerikiečių mokslininkų grupė, vadovaujama Paulo Demoresto iš Nacionalinės radijo observatorijos, tyrė už trijų tūkstančių šviesmečių nuo Žemės esančią dvigubą žvaigždę J1614-2230, kurios viena sudedamoji dalis yra neutroninė žvaigždė, o kita – baltoji nykštukė. .
Šiuo atveju neutroninė žvaigždė yra pulsaras, tai yra žvaigždė, skleidžianti siaurai nukreiptus radijo spinduliuotės srautus dėl žvaigždės sukimosi, radiacijos srautą galima aptikti nuo Žemės paviršiaus naudojant radijo teleskopus skirtingais laiko intervalais.
Baltoji nykštukė ir neutroninė žvaigždė sukasi viena kitos atžvilgiu. Tačiau radijo signalo sklidimo iš neutroninės žvaigždės centro greitį veikia baltosios nykštukės gravitacija, ji ją „sulėtina“. Mokslininkai, išmatuodami radijo signalų atvykimo į Žemę laiką, gali tiksliai nustatyti objekto, „atsakingo“ už signalo vėlavimą, masę.
"Mums labai pasisekė su šia sistema. Greitai besisukantis pulsaras duoda mums signalą iš orbitos, kurios padėtis yra ideali. Be to, mūsų baltoji nykštukė yra gana didelė tokio tipo žvaigždėms. Šis unikalus derinys leidžia išnaudoti visas galimybes Shapiro efektą (signalo gravitacinį delsą) ir supaprastina matavimus“, – sako vienas iš straipsnio autorių Scottas Ransomas.
Dvejetainė sistema J1614-2230 yra išdėstyta taip, kad ją būtų galima stebėti beveik kraštinėje, tai yra, orbitos plokštumoje. Tai leidžia lengviau tiksliai išmatuoti jį sudarančių žvaigždžių masę.
Dėl to pulsaro masė pasirodė lygi 1,97 saulės masės, o tai tapo neutroninių žvaigždžių rekordu.
„Šie masės matavimai rodo, kad jei neutroninės žvaigždės šerdyje išvis yra kvarkų, jie negali būti „laisvi“, bet greičiausiai turi sąveikauti vienas su kitu daug stipriau nei „įprastuose“ atomų branduoliuose“, – aiškina. vadovas Feryalas Ozelis iš Arizonos valstijos universiteto astrofizikų, dirbančių šiuo klausimu.
„Man nuostabu, kad toks paprastas dalykas, kaip neutroninės žvaigždės masė, gali tiek daug pasakyti įvairiose fizikos ir astronomijos srityse“, – sako Ransomas.
Astrofizikas Sergejus Popovas iš Sternbergo valstybinio astronomijos instituto pažymi, kad neutroninių žvaigždžių tyrimas gali suteikti gyvybiškai svarbios informacijos apie materijos struktūrą.
„Antžeminėse laboratorijose neįmanoma ištirti medžiagos, kurios tankis yra daug didesnis nei branduolinės. Laimei, tokia tanki medžiaga egzistuoja neutroninių žvaigždžių gelmėse , labai svarbu išsiaiškinti, kokia gali būti maksimali masė, kad būtų neutroninė žvaigždė ir nepavirstų juodąja skyle“, – RIA Novosti sakė Popovas.
Neutroninės žvaigždės, dažnai vadinamos „negyvomis“ žvaigždėmis, yra nuostabūs objektai. Jų tyrimai pastaraisiais dešimtmečiais tapo viena patraukliausių ir atradimų turtingiausių astrofizikos sričių. Susidomėjimą neutroninėmis žvaigždėmis lemia ne tik jų sandaros paslaptis, bet ir didžiulis tankis bei stiprūs magnetiniai ir gravitaciniai laukai. Ten materija yra ypatingos būsenos, primenančios didžiulį atominį branduolį, ir šios sąlygos negali būti atkurtos žemiškose laboratorijose.
Gimimas ant rašiklio galo
Naujos elementariosios dalelės – neutrono – atradimas 1932 m. paskatino astrofizikus susimąstyti, kokį vaidmenį ji galėtų atlikti žvaigždžių evoliucijoje. Po dvejų metų buvo pasiūlyta, kad supernovų sprogimai yra susiję su paprastų žvaigždžių pavertimu neutroninėmis žvaigždėmis. Tada buvo atlikti pastarųjų sandaros ir parametrų skaičiavimai ir paaiškėjo, kad jei mažos žvaigždės (kaip mūsų Saulė) savo evoliucijos pabaigoje virsta baltosiomis nykštukėmis, tai sunkesnės tampa neutroninėmis. 1967 metų rugpjūtį radijo astronomai, tyrinėdami kosminių radijo šaltinių mirgėjimą, aptiko keistų signalų: labai trumpi, apie 50 milisekundžių trukmės, buvo užfiksuoti radijo spinduliuotės impulsai, kartojami griežtai apibrėžtu laiko intervalu (apie vieną sekundę). Tai visiškai skyrėsi nuo įprasto chaotiško atsitiktinių netaisyklingų radijo spinduliuotės svyravimų paveikslo. Nuodugniai patikrinę visą įrangą, įsitikinome, kad impulsai yra nežemiškos kilmės. Astronomus sunku nustebinti kintamo intensyvumo spinduliuojančiais objektais, tačiau šiuo atveju laikotarpis buvo toks trumpas, o signalai tokie reguliarūs, kad mokslininkai rimtai užsiminė, jog tai gali būti naujiena iš nežemiškų civilizacijų.
Todėl pirmasis pulsaras buvo pavadintas LGM-1 (iš anglų Little Green Men "Little Green Men"), nors bandymai rasti bet kokią prasmę gautuose impulsuose baigėsi veltui. Netrukus buvo aptikti dar 3 pulsuojantys radijo šaltiniai. Jų laikotarpis vėl pasirodė daug trumpesnis nei būdingas visų žinomų astronominių objektų vibracijos ir sukimosi laikas. Dėl impulsinio spinduliavimo pobūdžio nauji objektai pradėti vadinti pulsarais. Šis atradimas tiesiogine prasme sukrėtė astronomiją, o pranešimai apie pulsarų aptikimą pradėjo gauti iš daugelio radijo observatorijų. Krabo ūke atradus pulsarą, kilusį dėl supernovos sprogimo 1054 m. (ši žvaigždė buvo matoma dieną, kaip savo metraščiuose mini kinai, arabai ir šiaurės amerikiečiai), tapo aišku, kad pulsarai kažkodėl yra susiję su supernovos sprogimais .
Labiausiai tikėtina, kad signalai kilo iš objekto, likusio po sprogimo. Prireikė daug laiko, kol astrofizikai suprato, kad pulsarai yra greitai besisukančios neutroninės žvaigždės, kurių jie taip ilgai ieškojo.
Krabo ūkas
Šios supernovos (nuotrauka aukščiau), žėrinčios žemės danguje ryškiau nei Venera ir matomos net dieną, protrūkis Žemės laikrodžių duomenimis įvyko 1054 m. Beveik 1000 metų kosminiais standartais yra labai trumpas laiko tarpas, tačiau per tą laiką iš sprogusios žvaigždės liekanų pavyko susiformuoti gražusis Krabo ūkas. Šis vaizdas yra dviejų nuotraukų kompozicija: viena iš jų buvo gauta Hablo kosminiu optiniu teleskopu (raudonos spalvos atspalviai), kita - Chandra rentgeno teleskopu (mėlyna). Aiškiai matyti, kad rentgeno spindulių diapazone spinduliuojantys didelės energijos elektronai labai greitai praranda energiją, todėl mėlynos spalvos vyrauja tik centrinėje ūko dalyje.
Dviejų vaizdų sujungimas padeda tiksliau suprasti šio nuostabaus kosminio generatoriaus, skleidžiančio plačiausio dažnių diapazono elektromagnetinius virpesius – nuo gama spindulių iki radijo bangų, veikimo mechanizmą. Nors dauguma neutroninių žvaigždžių buvo aptiktos radijo spinduliuotės būdu, didžiąją dalį energijos jos išskiria gama ir rentgeno spindulių diapazonuose. Neutroninės žvaigždės gimsta labai karštos, tačiau pakankamai greitai atvėsta, o jau sulaukusios tūkstančio metų jų paviršiaus temperatūra siekia apie 1 000 000 K. Todėl rentgeno spindulių diapazone dėl grynai šiluminės spinduliuotės šviečia tik jaunos neutroninės žvaigždės.
Pulsaro fizika
Pulsaras yra tiesiog didžiulis įmagnetintas viršus, besisukantis aplink ašį, kuri nesutampa su magneto ašimi. Jei ant jo niekas nekristų ir jis nieko nespinduliuotų, tada jo radijo spinduliuotė turėtų sukimosi dažnį ir mes niekada jo neišgirstume Žemėje. Tačiau faktas yra tas, kad ši viršūnė turi milžinišką masę ir aukštą paviršiaus temperatūrą, o besisukantis magnetinis laukas sukuria didžiulį elektrinį lauką, galintį pagreitinti protonus ir elektronus beveik iki šviesos greičio. Be to, visos šios įkrautos dalelės, besiveržiančios aplink pulsarą, yra įstrigusios jo milžiniškame magnetiniame lauke. Ir tik nedideliu kieto kampu aplink magnetinę ašį jos gali išsilaisvinti (neutroninės žvaigždės turi stipriausius magnetinius laukus Visatoje, siekia 10 10 10 14 gauss, palyginimui: žemės laukas yra 1 gauss, saulės - 10 50 gausų ). Būtent šie įkrautų dalelių srautai yra radijo spinduliuotės šaltinis, per kurį buvo atrasti pulsarai, kurie vėliau pasirodė esąs neutroninės žvaigždės. Kadangi neutroninės žvaigždės magnetinė ašis nebūtinai sutampa su jos sukimosi ašimi, žvaigždei sukant radijo bangų srautas sklinda erdvėje tarsi mirksinčio švyturio spindulys, tik akimirksniu perrėždamas supančią tamsą.
Krabo ūko pulsaro rentgeno nuotraukos aktyvioje (kairėje) ir normalioje (dešinėje) būsenose
artimiausias kaimynas
Šis pulsaras yra tik 450 šviesmečių nuo Žemės ir yra dvinarė neutroninės žvaigždės ir baltosios nykštukės sistema, kurios orbitos periodas yra 5,5 dienos. ROSAT palydovo gaunamą minkštą rentgeno spinduliuotę skleidžia iki dviejų milijonų laipsnių įkaitintos poliarinės ledo kepurės PSR J0437-4715. Greitai sukdamasis (šio pulsaro periodas 5,75 milisekundės) jis vienu ar kitu magnetiniu poliumi pasisuka į Žemę, todėl gama spindulių srauto intensyvumas pakinta 33%. Ryškus objektas šalia mažojo pulsaro yra tolima galaktika, kuri dėl tam tikrų priežasčių aktyviai šviečia rentgeno spindulių spektro srityje.
Visagalė Gravitacija
Remiantis šiuolaikine evoliucijos teorija, didžiulės žvaigždės baigia savo gyvenimą milžinišku sprogimu, daugumą jų paversdamos besiplečiančiu dujų ūku. Dėl to iš milžino, savo dydžiu ir mase daug kartų didesnio už mūsų Saulę, yra tankus karštas, maždaug 20 km dydžio objektas, turintis ploną atmosferą (vandenilio ir sunkesnių jonų) ir gravitacinį lauką, 100 milijardų kartų didesnį nei kad Žemės. Ji buvo vadinama neutronine žvaigžde, manydama, kad ją daugiausia sudaro neutronai. Neutroninių žvaigždžių medžiaga yra tankiausia materijos forma (šaukštelis tokio superbranduolių sveria apie milijardą tonų). Labai trumpas pulsarų skleidžiamų signalų laikotarpis buvo pirmasis ir svarbiausias argumentas, patvirtinantis, kad tai yra neutroninės žvaigždės, turinčios didžiulį magnetinį lauką ir besisukančios didžiuliu greičiu. Tokį sukimosi greitį gali atlaikyti tik tankūs ir kompaktiški objektai (tik kelių dešimčių kilometrų dydžio), turintys galingą gravitacinį lauką, nesuirdami į gabalus dėl išcentrinių inercinių jėgų.
Neutroninė žvaigždė susideda iš neutroninio skysčio, sumaišyto su protonais ir elektronais. „Branduolinis skystis“, labai panašus į atomų branduolių medžiagą, yra 1014 kartų tankesnis už paprastą vandenį. Šis didžiulis skirtumas suprantamas, nes atomai daugiausia susideda iš tuščios erdvės, kurioje lengvi elektronai skrieja aplink mažytį sunkų branduolį. Branduolys turi beveik visą masę, nes protonai ir neutronai yra 2000 kartų sunkesni už elektronus. Ekstremalios jėgos, susidarančios susidarius neutroninei žvaigždei, taip suspaudžia atomus, kad į branduolius suspausti elektronai susijungia su protonais ir sudaro neutronus. Tokiu būdu gimsta žvaigždė, susidedanti beveik vien iš neutronų. Itin tankus branduolinis skystis, atgabentas į Žemę, sprogtų kaip branduolinė bomba, tačiau neutroninėje žvaigždėje jis yra stabilus dėl milžiniško gravitacinio slėgio. Tačiau išoriniuose neutroninės žvaigždės sluoksniuose (kaip ir visų žvaigždžių) slėgis ir temperatūra krenta, todėl susidaro maždaug kilometro storio kieta pluta. Manoma, kad jį daugiausia sudaro geležies branduoliai.
Blykstė
Kolosalus 1979 m. kovo 5 d. rentgeno žybsnis, pasirodo, įvyko toli už mūsų Galaktikos, Didžiajame Magelano debesyje, mūsų Paukščių Tako palydove, esančiame 180 tūkstančių šviesmečių atstumu nuo Žemės. Bendras kovo 5 d. septynių erdvėlaivių užfiksuoto gama spindulių pliūpsnio apdorojimas leido gana tiksliai nustatyti šio objekto padėtį, o faktas, kad jis yra būtent Magelano debesyje, dabar praktiškai nekelia abejonių.
Sunku įsivaizduoti įvykį, įvykusį šioje tolimoje žvaigždėje prieš 180 tūkstančių metų, bet tada jis blykstelėjo kaip 10 supernovų, daugiau nei 10 kartų šviesiau nei visos mūsų galaktikos žvaigždės. Ryškus taškas figūros viršuje yra seniai žinomas ir gerai žinomas SGR pulsaras, o netaisyklingi kontūrai – labiausiai tikėtina 1979 metų kovo 5 dieną suliepsnusio objekto padėtis.
Neutroninės žvaigždės kilmė
Supernovos sprogimas yra tiesiog dalies gravitacinės energijos pavertimas šiluma. Kai senai žvaigždei baigiasi kuras ir termobranduolinė reakcija nebegali įkaitinti jos vidaus iki reikiamos temperatūros, jos svorio centre įvyksta dujų debesies griūtis. Šio proceso metu išsiskirianti energija išsklaido išorinius žvaigždės sluoksnius į visas puses, suformuodama besiplečiantį ūką. Jei žvaigždė yra maža, kaip mūsų Saulė, tada įvyksta protrūkis ir susidaro balta nykštukė. Jei žvaigždės masė yra daugiau nei 10 kartų didesnė už Saulės, tada toks griūtis sukelia supernovos sprogimą ir susidaro įprasta neutroninė žvaigždė. Jei labai didelės žvaigždės, kurios masė 20 x 40 Saulės, vietoje išsiveržia supernova ir susidaro neutroninė žvaigždė, kurios masė didesnė nei trys Saulės, tai gravitacinio suspaudimo procesas tampa negrįžtamas ir susidaro juodoji skylė. susiformavo.
Vidinė struktūra
Kietą neutroninės žvaigždės išorinių sluoksnių plutą sudaro sunkieji atomų branduoliai, išsidėstę kubinėje gardelėje, tarp kurių laisvai skraido elektronai, kurie primena antžeminius metalus, bet tik daug tankesni.
Atviras klausimas
Nors neutroninės žvaigždės buvo intensyviai tiriamos maždaug tris dešimtmečius, jų vidinė struktūra nėra tiksliai žinoma. Be to, nėra tvirto tikrumo, kad juos iš tikrųjų daugiausia sudaro neutronai. Judant gilyn į žvaigždę, didėja slėgis ir tankis, o medžiaga gali būti taip suspausta, kad suyra į kvarkus – protonų ir neutronų statybinius blokus. Remiantis šiuolaikine kvantine chromodinamika, kvarkai negali egzistuoti laisvoje būsenoje, bet yra sujungti į neatskiriamus „tris“ ir „du“. Tačiau galbūt ties neutroninės žvaigždės vidinės šerdies riba situacija pasikeičia ir kvarkai išsiveržia iš savo uždarumo. Norėdami geriau suprasti neutroninės žvaigždės ir egzotinės kvarko medžiagos prigimtį, astronomai turi nustatyti ryšį tarp žvaigždės masės ir jos spindulio (vidutinio tankio). Palydovais tiriant neutronines žvaigždes galima gana tiksliai išmatuoti jų masę, tačiau nustatyti jų skersmenį yra daug sunkiau. Visai neseniai XMM-Newton rentgeno palydovą naudojantys mokslininkai rado būdą, kaip įvertinti neutroninių žvaigždžių tankį pagal gravitacinį raudonąjį poslinkį. Kitas neįprastas dalykas, susijęs su neutroninėmis žvaigždėmis, yra tas, kad mažėjant žvaigždės masei, jos spindulys didėja, todėl masyviausios neutroninės žvaigždės turi mažiausią dydį.
Juodoji našlė
Supernovos sprogimas gana dažnai naujagimiui pulsarui suteikia didelį greitį. Tokia skraidanti žvaigždė, turinti neblogą savo magnetinį lauką, labai trikdo jonizuotas dujas, užpildančias tarpžvaigždinę erdvę. Susidaro savotiška smūginė banga, kuri bėga priešais žvaigždę ir po jos išsiskleidžia į platų kūgį. Kombinuotas optinis (mėlynai žalia dalis) ir rentgeno (raudonos spalvos atspalviai) vaizdas rodo, kad čia susiduriame ne tik su šviečiančiu dujų debesiu, bet ir su didžiuliu elementariųjų dalelių srautu, kurį skleidžia šis milisekundės pulsaras. Juodosios našlės linijinis greitis yra 1 mln. km/h, aplink savo ašį ji apsisuka per 1,6 ms, jai jau apie milijardą metų, o aplink Našlę sukasi žvaigždė kompanionė, kurios periodas – 9,2 val. Pulsaras B1957+20 gavo savo pavadinimą dėl paprastos priežasties – jo galinga spinduliuotė tiesiog sudegina kaimyną, todėl jį sudarančios dujos „užvirsta“ ir išgaruoja. Raudonojo cigaro formos kokonas už pulsaro yra ta erdvės dalis, kurioje neutroninės žvaigždės skleidžiami elektronai ir protonai skleidžia minkštuosius gama spindulius.
Kompiuterinio modeliavimo rezultatas leidžia labai aiškiai, skerspjūviu pateikti procesus, vykstančius šalia greitai skraidančio pulsaro. Spinduliai, besiskiriantys nuo šviesaus taško, yra įprastas spinduliuotės energijos srauto vaizdas, taip pat dalelių ir antidalelių srautas, sklindantis iš neutroninės žvaigždės. Raudonas kontūras ties juodos erdvės riba aplink neutroninę žvaigždę ir raudonai švytintys plazmos debesys yra vieta, kur beveik šviesos greičiu skraidantis reliatyvistinių dalelių srautas susitinka su smūginės bangos sutankintomis tarpžvaigždinėmis dujomis. Staigiai stabdant dalelės skleidžia rentgeno spindulius ir, praradusios didžiąją dalį energijos, nebe tiek įkaitina krentančių dujų.
Milžinų mėšlungis
Pulsarai laikomi vienu iš ankstyvųjų neutroninės žvaigždės gyvavimo etapų. Tyrimo dėka mokslininkai sužinojo apie magnetinius laukus, sukimosi greitį ir tolesnį neutroninių žvaigždžių likimą. Nuolat stebint pulsaro elgesį, galima tiksliai nustatyti, kiek energijos jis praranda, kiek sulėtėja ir net kada nustos egzistuoti, sulėtėjęs tiek, kad negali skleisti galingų radijo bangų. Šie tyrimai patvirtino daugybę teorinių prognozių apie neutronines žvaigždes.
Jau 1968 metais buvo atrasti pulsarai, kurių sukimosi periodas nuo 0,033 sekundės iki 2 sekundžių. Radijo pulsaro impulsų periodiškumas išlaikomas nuostabiai tiksliai, o iš pradžių šių signalų stabilumas buvo didesnis nei žemės atominių laikrodžių. Ir vis dėlto, progresuojant laiko matavimo srityje, daugeliui pulsarų buvo galima registruoti reguliarius jų periodų pokyčius. Žinoma, tai itin maži pokyčiai ir tik per milijonus metų galime tikėtis, kad laikotarpis padvigubės. Dabartinio sukimosi greičio ir sukimosi lėtėjimo santykis yra vienas iš būdų įvertinti pulsaro amžių. Nepaisant nepaprasto radijo signalo stabilumo, kai kurie pulsarai kartais patiria vadinamuosius „trikdžius“. Per labai trumpą laiko tarpą (mažiau nei 2 minutes) pulsaro sukimosi greitis žymiai padidėja, o po kurio laiko grįžta į vertę, buvusią prieš „sutrikimą“. Manoma, kad „sutrikimus“ gali sukelti neutroninės žvaigždės masės persitvarkymas. Tačiau bet kuriuo atveju tikslus mechanizmas vis dar nežinomas.
Taigi, Vela pulsaras patiria didelius „sutrikimus“ maždaug kas 3 metus, todėl jis yra labai įdomus tokių reiškinių tyrimo objektas.
Magnetai
Kai kurios neutroninės žvaigždės, vadinamos pasikartojančiais minkštųjų gama spindulių pliūpsnio šaltiniais (SGR), netaisyklingais intervalais skleidžia galingus „minkštųjų“ gama spindulių pliūpsnius. Energijos kiekį, kurį SGR išspinduliuoja tipiškas kelias dešimtąsias sekundės trunkantis pliūpsnis, Saulė gali išmesti tik ištisus metus. Keturi žinomi SGR yra mūsų galaktikoje ir tik vienas yra už jos ribų. Šiuos neįtikėtinus energijos pliūpsnius gali sukelti žvaigždžių drebėjimai, galingos žemės drebėjimų versijos, kai kietas neutroninių žvaigždžių paviršius yra suplėšytas ir iš jų gelmių trykšta galingi protonų srautai, kurie, įstrigę magnetiniame lauke, skleidžia gama ir rentgeno spindulius. radiacija. Neutroninės žvaigždės buvo identifikuotos kaip galingų gama spindulių pliūpsnių šaltiniai po to, kai 1979 m. kovo 5 d. įvykęs didžiulis gama spindulių pliūpsnis per pirmąją sekundę išskyręs tiek energijos, kiek Saulė išspinduliuoja per 1000 metų. Naujausi vienos iš aktyviausių neutroninių žvaigždžių stebėjimai šiuo metu, atrodo, patvirtina teoriją, kad netaisyklingus, galingus gama ir rentgeno spindulių pliūpsnius sukelia žvaigždžių drebėjimai.
1998 m. garsusis SGR staiga pabudo iš „snaudulio“, kuris 20 metų nerodė jokių aktyvumo ženklų ir išskleidė beveik tiek pat energijos, kiek 1979 m. kovo 5 d. gama spinduliuotė. Stebint šį įvykį tyrinėtojus labiausiai pribloškė staigus žvaigždės sukimosi greičio sulėtėjimas, rodantis jos sunaikinimą. Norint paaiškinti galingus gama ir rentgeno spindulių blyksnius, buvo pasiūlytas magnetinio-neutroninio žvaigždės modelis su itin stipriu magnetiniu lauku. Jei neutroninė žvaigždė gimsta besisukdama labai greitai, bendra sukimosi ir konvekcijos įtaka, kuri atlieka svarbų vaidmenį pirmosiomis neutroninės žvaigždės gyvavimo sekundėmis, gali sukurti didžiulį magnetinį lauką per sudėtingą procesą, vadinamą „aktyviu dinamu“. “ (taip pat laukas sukuriamas Žemės ir Saulės viduje). Teoretikai nustebo atradę, kad toks dinamas, veikiantis karštoje, naujai gimusioje neutroninėje žvaigždėje, gali sukurti magnetinį lauką, 10 000 kartų stipresnį nei įprastas pulsarų laukas. Žvaigždei atvėsus (po 10 ar 20 sekundžių) konvekcija ir dinamo veikimas sustoja, tačiau šio laiko pakanka, kad susidarytų reikalingas laukas.
Besisukančio elektrai laidžio rutulio magnetinis laukas gali būti nestabilus, o staigus jo struktūros pertvarkymas gali lydėti didžiulio energijos kiekio išsiskyrimą (aiškus tokio nestabilumo pavyzdys yra periodiškas Žemės magnetinių polių perkėlimas). Panašūs dalykai vyksta Saulėje, per sprogstamuosius įvykius, vadinamus „saulės blyksniais“. Magnetare turima magnetinė energija yra didžiulė, ir šios energijos visiškai pakanka, kad būtų galima maitinti tokius milžiniškus blyksnius kaip 1979 m. kovo 5 d. ir 1998 m. rugpjūčio 27 d. Tokie įvykiai neišvengiamai sukelia gilius ne tik neutroninės žvaigždės tūrio elektros srovių, bet ir jos kietos plutos struktūros sutrikimus ir pokyčius. Kitas paslaptingas objektų tipas, kuris periodinių sprogimų metu skleidžia galingą rentgeno spinduliuotę, yra vadinamieji anomalūs rentgeno pulsaraiAXP. Nuo įprastų rentgeno pulsarų jie skiriasi tuo, kad skleidžia tik rentgeno spindulių diapazone. Mokslininkai mano, kad SGR ir AXP yra tos pačios klasės objektų, būtent magnetarų arba neutroninių žvaigždžių, kurios skleidžia minkštuosius gama spindulius, gaudamos energiją iš magnetinio lauko, gyvavimo fazės. Ir nors magnetarai šiandien tebėra teoretikų idėja ir nėra pakankamai duomenų, patvirtinančių jų egzistavimą, astronomai atkakliai ieško reikalingų įrodymų.
Magneto kandidatai
Astronomai jau taip nuodugniai ištyrė mūsų gimtąją galaktiką, Paukščių Taką, kad jiems nieko nekainuoja pavaizduoti jos šoninį vaizdą, nurodantį įspūdingiausių neutroninių žvaigždžių padėtį.
Mokslininkai mano, kad AXP ir SGR yra tiesiog du tos pačios milžiniškos magnetinės neutroninės žvaigždės gyvavimo etapai. Pirmuosius 10 000 metų magnetaras yra SGR pulsaras, matomas įprastoje šviesoje ir kartojantis minkštos rentgeno spinduliuotės pliūpsnius, o ateinančius milijonus metų jis, kaip anomalus AXP pulsaras, dingsta iš matomo diapazono ir pūpso. tik rentgeno nuotraukoje.
Stipriausias magnetas
Duomenų, gautų RXTE palydovo („Rossi X-ray Timing Explorer“, NASA) stebint neįprastą pulsarą SGR 1806-20, analizė parodė, kad šis šaltinis yra galingiausias iki šiol žinomas magnetas Visatoje. Jo lauko dydis buvo nustatytas ne tik remiantis netiesioginiais duomenimis (iš pulsaro lėtėjimo), bet ir beveik tiesiogiai išmatavus protonų sukimosi dažnį neutroninės žvaigždės magnetiniame lauke. Magnetinis laukas šalia šio magnetaro paviršiaus siekia 10 15 gausų. Jei tai būtų, pavyzdžiui, Mėnulio orbitoje, visos magnetinės laikmenos mūsų Žemėje būtų išmagnetintos. Tiesa, atsižvelgiant į tai, kad jos masė yra apytiksliai lygi Saulės, tai nebebūtų svarbu, nes net jei Žemė nebūtų nukritusi ant šios neutroninės žvaigždės, ji būtų sukusi aplink ją kaip pašėlusi, sukeldama pilna revoliucija vos per valandą.
Aktyvus dinamas
Visi žinome, kad energija mėgsta keistis iš vienos formos į kitą. Elektra lengvai virsta šiluma, o kinetinė energija – potencialia. Pasirodo, didžiuliai konvekciniai elektrai laidžios magmos, plazmos ar branduolinės medžiagos srautai savo kinetinę energiją taip pat gali paversti kažkuo neįprastu, pavyzdžiui, magnetiniu lauku. Didelių masių judėjimas ant besisukančios žvaigždės esant nedideliam pradiniam magnetiniam laukui gali sukelti elektros sroves, kurios sukuria lauką ta pačia kryptimi kaip ir pradinis. Dėl to prasideda lavina panašus besisukančio srovei laidžio objekto nuosavo magnetinio lauko padidėjimas. Kuo didesnis laukas, tuo didesnės srovės, tuo didesnės srovės, tuo didesnis laukas ir visa tai dėl banalių konvekcinių srautų, dėl to, kad karšta medžiaga yra lengvesnė už šaltą, todėl plūduriuoja aukštyn.
Nerami kaimynystė
Garsioji Chandra kosminė observatorija atrado šimtus objektų (taip pat ir kitose galaktikose), o tai rodo, kad ne visoms neutroninėms žvaigždėms lemta gyventi atskirai. Tokie objektai gimsta dvejetainėse sistemose, kurios išgyveno po supernovos sprogimo, sukūrusio neutroninę žvaigždę. Ir kartais atsitinka, kad pavienės neutroninės žvaigždės tankiuose žvaigždžių regionuose, pavyzdžiui, rutuliniuose spiečių, užfiksuoja kompanioną. Tokiu atveju neutroninė žvaigždė „pavogs“ materiją iš savo kaimyno. Ir priklausomai nuo to, kokia didžiulė žvaigždė ją lydės, ši „vagystė“ sukels skirtingas pasekmes. Dujos, tekančios iš kompanionės, kurios masė mažesnė nei mūsų Saulės, ant tokios „trupinės“, kaip neutroninė žvaigždė, negali iš karto nukristi dėl per didelio jos pačios kampinio momento, todėl aplink save sukuria vadinamąjį akrecinį diską. „pavogtas“ reikalas. Trintis, kai ji apgaubia neutroninę žvaigždę, ir suspaudimas gravitaciniame lauke įkaitina dujas iki milijonų laipsnių ir jos pradeda skleisti rentgeno spindulius. Kitas įdomus reiškinys, susijęs su neutroninėmis žvaigždėmis, turinčiomis mažos masės kompanioną, yra rentgeno spindulių pliūpsniai. Paprastai jie trunka nuo kelių sekundžių iki kelių minučių ir maksimaliai suteikia žvaigždei šviesumą, beveik 100 tūkstančių kartų didesnį už Saulės šviesumą.
Šie blyksniai paaiškinami tuo, kad kai vandenilis ir helis patenka į neutroninę žvaigždę iš kompaniono, jie sudaro tankų sluoksnį. Palaipsniui šis sluoksnis tampa toks tankus ir įkaista, kad prasideda termobranduolinės sintezės reakcija ir išsiskiria didžiulis energijos kiekis. Pagal galią tai prilygsta viso žemiečių branduolinio arsenalo sprogimui kiekviename kvadratiniame neutroninės žvaigždės paviršiaus centimetre per minutę. Visiškai kitoks vaizdas stebimas, jei neutroninė žvaigždė turi masyvią kompanionę. Milžiniška žvaigždė praranda materiją žvaigždžių vėjo pavidalu (jonizuotų dujų srautas, sklindantis iš jos paviršiaus), o didžiulė neutroninės žvaigždės gravitacija užfiksuoja dalį šios materijos. Bet čia atsiranda magnetinis laukas, todėl krintanti medžiaga tekėja jėgos linijomis link magnetinių polių.
Tai reiškia, kad rentgeno spinduliuotė pirmiausia generuojama karštuosiuose taškuose ties ašigaliais, o jei žvaigždės magnetinė ašis ir sukimosi ašis nesutampa, tai žvaigždės šviesumas pasirodo kintamas – tai irgi pulsaras. , bet tik rentgeno. Rentgeno spindulių pulsarų neutroninės žvaigždės turi ryškias milžiniškas žvaigždes kaip palydovus. Spragsiuose neutroninių žvaigždžių palydovės yra silpnos, mažos masės žvaigždės. Ryškių milžinų amžius neviršija kelių dešimčių milijonų metų, o silpnų nykštukinių žvaigždžių amžius gali siekti milijardus metų, nes pirmosios sunaudoja branduolinį kurą daug greičiau nei antrieji. Iš to išplaukia, kad sprogdikliai yra senos sistemos, kuriose magnetinis laukas laikui bėgant susilpnėjo, o pulsarai yra palyginti jauni, todėl magnetiniai laukai juose yra stipresni. Galbūt sprogmenys pulsavo tam tikru momentu praeityje, bet pulsarai dar nesprogs ateityje.
Trumpiausio periodo (mažiau nei 30 milisekundžių) pulsarai – vadinamieji milisekundžių pulsarai – taip pat siejami su dvejetainėmis sistemomis. Nepaisant greito sukimosi, jie pasirodo ne patys jauniausi, kaip galima būtų tikėtis, o patys vyriausi.
Jie atsiranda iš dvejetainių sistemų, kur sena, lėtai besisukanti neutroninė žvaigždė pradeda sugerti medžiagą iš savo taip pat pasenusio palydovo (dažniausiai raudonojo milžino). Kai medžiaga nukrenta ant neutroninės žvaigždės paviršiaus, ji perduoda jai sukimosi energiją, todėl ji sukasi vis greičiau. Taip nutinka tol, kol neutroninės žvaigždės palydovė, beveik išsivadavusi iš masės pertekliaus, tampa balta nykštuke, o pulsaras atgyja ir pradeda suktis šimtų apsisukimų per sekundę greičiu. Tačiau neseniai astronomai atrado labai neįprastą sistemą, kur milisekundžių pulsaro palydovas yra ne baltoji nykštukė, o milžiniška išsipūtusi raudona žvaigždė. Mokslininkai mano, kad jie stebi šią dvejetainę sistemą kaip tik tada, kai raudonoji žvaigždė „išvaduoja“ iš perteklinio svorio ir virsta balta nykštuke. Jei ši hipotezė neteisinga, žvaigždė kompanionė gali būti paprasta rutulinio spiečių žvaigždė, kurią atsitiktinai užfiksavo pulsaras. Beveik visos šiuo metu žinomos neutroninės žvaigždės randamos arba rentgeno dvejetainiuose junginiuose, arba kaip pavieniai pulsarai.
O neseniai Hablas matomoje šviesoje pastebėjo neutroninę žvaigždę, kuri nėra dvinarės sistemos sudedamoji dalis ir nepulsuoja rentgeno bei radijo diapazone. Tai suteikia unikalią galimybę tiksliai nustatyti jo dydį ir pakoreguoti idėjas apie šios keistos perdegusių, gravitaciniu būdu suspaustų žvaigždžių klasės sudėtį ir struktūrą. Ši žvaigždė pirmą kartą buvo atrasta kaip rentgeno spindulių šaltinis ir spinduliuoja šiame diapazone ne todėl, kad judėdama erdvėje surenka vandenilio dujas, o todėl, kad ji dar jauna. Tai gali būti vienos iš dvejetainės sistemos žvaigždžių liekanos. Dėl supernovos sprogimo ši dvejetainė sistema žlugo ir buvę kaimynai pradėjo savarankišką kelionę per Visatą.
Kūdikių žvaigždžių valgytojas
Kaip akmenys krenta ant žemės, taip didelė žvaigždė, išleisdama savo masės daleles, pamažu persikelia į mažą ir tolimą kaimyną, kurio paviršiuje yra didžiulis gravitacinis laukas. Jei žvaigždės nesisuktų aplink bendrą svorio centrą, dujų srautas galėtų tiesiog tekėti, kaip vandens srovė iš puodelio, ant mažos neutroninės žvaigždės. Tačiau kadangi žvaigždės sukasi ratu, krintanti medžiaga turi prarasti didžiąją dalį savo kampinio impulso, kol ji pasiekia paviršių. O štai įvairiomis trajektorijomis judančių dalelių tarpusavio trintis ir akrecinį diską sudarančios jonizuotos plazmos sąveika su pulsaro magnetiniu lauku padeda medžiagos kritimo procesui sėkmingai baigtis smūgiu į neutroninės žvaigždės paviršių. jo magnetinių polių sritis.
Mįslė 4U2127 išspręsta
Ši žvaigždė jau daugiau nei 10 metų mulkina astronomus, rodydama keistą lėtą savo parametrų kintamumą ir kaskart vis kitaip įsiliepsnojo. Tik naujausi Chandra kosminės observatorijos tyrimai leido atskleisti paslaptingą šio objekto elgesį. Paaiškėjo, kad tai ne viena, o dvi neutroninės žvaigždės. Be to, jiedu turi palydovų: viena žvaigždė panaši į mūsų Saulę, kita – kaip mažas mėlynas kaimynas. Erdviniu požiūriu šias žvaigždžių poras skiria gana didelis atstumas ir gyvena savarankišką gyvenimą. Tačiau žvaigždžių sferoje jie projektuojami beveik į tą patį tašką, todėl jie taip ilgai buvo laikomi vienu objektu. Šios keturios žvaigždės yra rutuliniame spiečiuje M15 34 tūkstančių šviesmečių atstumu.
Atviras klausimas
Iš viso astronomai iki šiol yra atradę apie 1200 neutroninių žvaigždžių. Iš jų daugiau nei 1000 yra radijo pulsarai, o likusieji yra tiesiog rentgeno spindulių šaltiniai. Per ilgus tyrimų metus mokslininkai padarė išvadą, kad neutroninės žvaigždės yra tikri originalai. Kai kurie yra labai ryškūs ir ramūs, kiti periodiškai įsiliepsnoja ir keičiasi su žvaigždžių drebėjimais, o kiti egzistuoja dvejetainėse sistemose. Šios žvaigždės yra vieni paslaptingiausių ir nepagaunamų astronominių objektų, jungiančių stipriausius gravitacinius ir magnetinius laukus bei ekstremalų tankį ir energiją. Ir kiekvienas naujas atradimas iš jų audringo gyvenimo suteikia mokslininkams unikalios informacijos, reikalingos suprasti materijos prigimtį ir Visatos evoliuciją.
Universalus standartas
Pasiųsti ką nors už Saulės sistemos ribų yra labai sunku, todėl kartu su prieš 30 metų ten skridusiais erdvėlaiviais „Pioneer 10“ ir „11“ žemiečiai taip pat siuntė žinutes savo broliams mintyse. Nupiešti tai, kas būtų suprantama nežemiškam protui, nelengva užduotis, be to, reikėjo nurodyti ir grąžinimo adresą bei laiško išsiuntimo datą... Kaip aiškiai menininkams visa tai pavyko, sunku; kad žmogus suprastų, bet pati idėja radijo pulsarais nurodyti pranešimo išsiuntimo vietą ir laiką yra puiki. Nutrūkstantys įvairaus ilgio spinduliai, sklindantys iš taško, simbolizuojančio Saulę, rodo kryptį ir atstumą iki arčiausiai Žemės esančių pulsarų, o linijos nutrūkimas yra ne kas kita, kaip dvejetainis jų apsisukimo laikotarpio žymėjimas. Ilgiausias spindulys nukreiptas į mūsų galaktikos Paukščių Tako centrą. Laiko vienetu pranešime imamas vandenilio atomo skleidžiamo radijo signalo dažnis, kai pasikeičia santykinė protono ir elektrono sukinių orientacija (sukimosi kryptis).
Garsiąją 21 cm arba 1420 MHz dažnį turėtų žinoti visos protingos Visatos būtybės. Naudojant šiuos orientyrus, nurodant į Visatos „radijo švyturius“, bus galima rasti žemiečių net ir po daugelio milijonų metų, o palyginus užfiksuotą pulsarų dažnį su dabartiniu, bus galima įvertinti, kada šie vyras ir moteris palaimino pirmojo kosminio laivo, palikusio Saulės sistemą, skrydį.
Nikolajus Andrejevas
Jie buvo numatyti 30-ųjų pradžioje. XX amžiuje Sovietų fizikas L. D. Landau, astronomai V. Baade ir F. Zwicky. 1967 metais buvo atrasti pulsarai, kurie iki 1977 metų pagaliau buvo identifikuoti su neutroninėmis žvaigždėmis.
Neutroninės žvaigždės susidaro dėl supernovos sprogimo paskutiniame didelės masės žvaigždės evoliucijos etape.
Jei supernovos liekanos masė (t. y. to, kas lieka po apvalkalo išmetimo) yra didesnė nei 1,4 M☉ , bet mažiau nei 2,5 M☉, tada jo suspaudimas tęsiasi ir po sprogimo, kol tankis pasiekia branduolines vertes. Tai lems tai, kad elektronai bus „įspausti“ į branduolius ir susidarys medžiaga, susidedanti tik iš neutronų. Pasirodo neutroninė žvaigždė.
Neutroninių žvaigždžių, kaip ir baltųjų nykštukų, spinduliai mažėja didėjant masei. Taigi, neutroninė žvaigždė, kurios masė yra 1,4 M☉ (minimali neutroninės žvaigždės masė) spindulys yra 100–200 km, o masė 2,5 M☉ (maksimali masė) - tik 10-12 km. Medžiaga iš svetainės
Scheminė neutroninės žvaigždės pjūvis parodytas 86 paveiksle. Išoriniai žvaigždės sluoksniai (86 pav., III) susideda iš geležies, sudarančios kietą plutą. Maždaug 1 km gylyje prasideda kieta geležies pluta su neutronų priemaiša (86 pav.), kuri virsta skysta superskysčiu ir superlaidžia šerdimi (86 pav., I). Esant masėms, artimoms ribai (2,5–2,7 M☉), sunkesnės elementarios dalelės (hiperonai) atsiranda centriniuose neutroninės žvaigždės regionuose.
Neutronų žvaigždžių tankis
Medžiagos tankis neutroninėje žvaigždėje yra panašus į medžiagos tankį atomo branduolyje: jis siekia 10 15 -10 18 kg/m 3. Esant tokiam tankiui, nepriklausomas elektronų ir protonų egzistavimas yra neįmanomas, o žvaigždės materiją sudaro beveik vien neutronai.
Nuotraukos (nuotraukos, piešiniai)
Šiame puslapyje yra medžiagos šiomis temomis:
Pulsarai 4U 0115+63 ir V 0332+53 priklauso specialiam šaltinių tipui – besiliejantiems (arba trumpalaikiams) rentgeno spindulių pulsarams. Jie arba silpnai šviečia rentgeno spindulių diapazone, arba ryškiai mirksi, arba net visiškai išnyksta. Be to, pulsarai pereina iš vienos būsenos į kitą, galima spręsti apie jų magnetinius laukus ir supančios medžiagos temperatūrą. Šių parametrų reikšmės yra tokios didelės, kad jų negalima gauti ir išmatuoti tiesiogiai žemiškose laboratorijose.
Pulsaro pavadinimas prasideda raide, kuri nurodo pirmąją jį radusią observatoriją, o toliau yra skaičiai – pulsaro koordinatės. „V“ yra Vela 5B palydovas, amerikiečių karinis palydovas, skirtas stebėti SSRS teritoriją. „4U“ savo ruožtu reiškia „4-asis UHURU katalogas“, pirmoji speciali rentgeno observatorija orbitoje. Ir kai buvo atrastas pirmasis pulsaras, iš pradžių jis buvo pavadintas LGM-1, iš „mažų žaliųjų žmogeliukų“: jis reguliariais intervalais siųsdavo radijo impulsus, o mokslininkai nusprendė, kad tai gali būti signalas iš protingų civilizacijų.
Rentgeno spindulių pulsaras yra greitai besisukanti neutroninė žvaigždė, turinti stiprų magnetinį lauką. Neutroninė žvaigždė gali sudaryti porą su įprasta žvaigžde ir traukti savo dujas ant savęs – astrofizikai tai vadina akrecija. Dujos sukasi spirale aplink neutroninę žvaigždę, sudarydamos akrecinį diską ir lėtėja ties neutroninės žvaigždės magnetosferos riba. Tokiu atveju medžiaga šiek tiek prasiskverbia į magnetosferos vidų, „užšaldoma“ į ją ir magnetinėmis linijomis teka į polius. Kritęs ant magnetinių polių, jis įkaista iki šimtų milijonų laipsnių ir spinduliuoja rentgeno spindulių diapazone. Kadangi neutroninės žvaigždės magnetinė ašis yra kampu sukimosi ašies atžvilgiu, rentgeno spinduliai sukasi kaip švyturio spinduliai ir „iš kranto“ atrodo kaip pasikartojantys signalai, kurių laikotarpis yra nuo tūkstantųjų sekundės dalių iki kelių minučių.
Neutroninė žvaigždė yra viena iš galimų supernovos sprogimo liekanų. Kai kurių žvaigždžių evoliucijos pabaigoje dėl gravitacijos jų medžiaga taip suspaudžiama, kad elektronai iš tikrųjų susilieja su protonais ir sudaro neutronus. Neutroninės žvaigždės magnetinis laukas gali dešimtis milijardų kartų viršyti maksimalų pasiekiamą Žemėje.
Kad rentgeno pulsaras būtų stebimas dviejų žvaigždžių sistemoje, materija turi tekėti iš paprastos žvaigždės į neutroninę žvaigždę. Paprasta žvaigždė gali būti milžinas arba supermilžinas ir turėti galingą žvaigždžių vėją, tai yra, išmesti į kosmosą daug materijos. Arba tai gali būti maža žvaigždė kaip Saulė, užpildžiusi savo Roche skiltį – sritį, už kurios materijos nebelaiko žvaigždės gravitacinė trauka, o traukia neutroninės žvaigždės gravitacija.
Rentgeno spindulių pulsarai 4U 0115+63 ir V 0332+53 skleidžia taip netvarkingai (t. y. jie rodo spinduliuotės pliūpsnius), nes kiekvienas iš jų turi gana neįprastą žvaigždę kompanionę – Be klasės žvaigždę. Be žvaigždė sukasi aplink savo ašį taip greitai, kad karts nuo karto jos „sijonas pakyla“ – susidaro dujų diskas ir auga išilgai pusiaujo – ir žvaigždė užpildo Roche skiltį. Dujos pradeda greitai kauptis ant neutroninės žvaigždės, jos spinduliuotės intensyvumas smarkiai padidėja ir atsiranda pliūpsnis. Palaipsniui „sijonas“ susidėvi, akrecinis diskas išsenka, o medžiaga nebegali kristi ant neutroninės žvaigždės dėl magnetinio lauko ir išcentrinių jėgų įtakos. Atsiranda vadinamasis „sraigto efektas“. Šiuo režimu akrecija nevyksta ir rentgeno šaltinis išnyksta.
Naudodami Swift kosmoso observatorijos rentgeno teleskopą, Rusijos mokslininkai sugebėjo išmatuoti spinduliuotės intensyvumo slenkstį, ty šviesumą, žemiau kurio pulsaras pereina į „sraigto režimą“. Ši vertė priklauso nuo magnetinio lauko ir pulsaro sukimosi periodo. Tiriamų šaltinių sukimosi periodas žinomas išmatavus jų skleidžiamų impulsų atvykimo laiką - 3,6 sek 4U 0115+63 ir 4,3 sek V 0332+53, kas leido apskaičiuoti magnetinio lauko stiprumą. Rezultatai sutapo su kitais metodais gautomis vertėmis. Tačiau pulsarų šviesumas, kaip tikėtasi, sumažėjo ne 400 kartų, o tik 200 kartų. Autoriai pasiūlė, kad arba neutroninės žvaigždės paviršius, įkaitintas blyksnio, atvėsta ir taip tarnauja kaip papildomas spinduliuotės šaltinis, arba propelerio efektas negali visiškai užblokuoti medžiagos srauto iš paprastos žvaigždės ir yra kitų „nutekėjimų“. kanalai.
Perėjimą į sraigto režimą labai sunku aptikti, nes šiuo režimu pulsaras beveik neskleidžia spinduliuotės. Ankstesnių 4U 0115+63 ir V 0332+53 šaltinių raketų metu jau buvo bandoma pagauti šį perėjimą, tačiau dėl mažo tuo metu turimų prietaisų jautrumo „išjungtos būsenos“ aptikti nepavyko. Tik dabar gautas patikimas patvirtinimas, kad šie pulsarai iš tikrųjų „išsijungia“. Be to, parodyta, kad informacija apie perėjimą į „sraigto režimą“ gali būti naudojama neutroninių žvaigždžių magnetinio lauko stiprumui ir struktūrai nustatyti.
Aleksandras Lutovinovas, Rusijos mokslų akademijos profesorius, fizikos ir matematikos daktaras, Rusijos mokslų akademijos Kosmoso tyrimų instituto laboratorijos vadovas ir MIPT dėstytojas, aiškina: „Viena iš esminių klausimų formuojant ir evoliucionuojant neutroninės žvaigždės yra jų magnetinių laukų struktūra. Tyrimo metu dviem neutroninėms žvaigždėms nustatėme magnetinio lauko dipolio komponentą, kuris yra būtent atsakingas už propelerio efektą. Mes parodėme, kad šią nepriklausomai gautą vertę galima palyginti su magnetinio lauko verte, jau žinoma iš ciklotroninių linijų matavimų, ir taip įvertinti kitų aukštesnės eilės komponentų, patenkančių į lauko struktūrą, indėlį. Matavimų rezultatai, skaičiavimai ir išvados publikuoti žurnale
Astrofizikai nufilmavo labai greitai blėstančią pulsarų spinduliuotę po galingų blyksnių – perėjimą į vadinamąjį propelerio režimą. Šis reiškinys, teoriškai prognozuotas daugiau nei prieš keturiasdešimt metų, pirmą kartą buvo patikimai užfiksuotas.
Tarptautinė astrofizikų komanda, kurią sudarė Rusijos mokslininkai iš Rusijos mokslų akademijos Kosmoso tyrimų instituto, MIPT ir Rusijos mokslų akademijos Pulkovo observatorijos, nufilmavo labai greitai blėstančią pulsarų spinduliuotę po galingų žybsnių – perėjimą prie vadinamasis propelerio režimas. Teorinės šio efekto prognozės buvo pateiktos daugiau nei prieš keturiasdešimt metų, tačiau tik dabar šis reiškinys pirmą kartą buvo patikimai užfiksuotas rentgeno pulsarams 4U 0115+63 ir V 0332+53. Matavimų rezultatai, skaičiavimai ir išvados publikuoti žurnale Astronomy & Astrophysics.
Pulsarai 4U 0115+63 ir V 0332+53 priklauso specialiam šaltinių tipui – besiliejantiems (arba trumpalaikiams) rentgeno spindulių pulsarams. Jie arba silpnai šviečia rentgeno spindulių diapazone, arba ryškiai mirksi, arba net visiškai išnyksta. Be to, pulsarai pereina iš vienos būsenos į kitą, galima spręsti apie jų magnetinius laukus ir supančios medžiagos temperatūrą. Šių parametrų reikšmės yra tokios didelės, kad jų negalima gauti ir išmatuoti tiesiogiai žemiškose laboratorijose.
Pulsaro pavadinimas prasideda raide, kuri nurodo pirmąją jį radusią observatoriją, o toliau yra skaičiai – pulsaro koordinatės. „V“ yra Vela 5B palydovas, amerikiečių karinis palydovas, skirtas stebėti SSRS teritoriją. „4U“ savo ruožtu reiškia „4-asis UHURU katalogas“, pirmoji speciali rentgeno observatorija orbitoje. Ir kai buvo atrastas pirmasis pulsaras, iš pradžių jis buvo pavadintas LGM-1, iš „mažų žaliųjų žmogeliukų“: jis reguliariais intervalais siųsdavo radijo impulsus, o mokslininkai nusprendė, kad tai gali būti signalas iš protingų civilizacijų.
Rentgeno spindulių pulsaras yra greitai besisukanti neutroninė žvaigždė, turinti stiprų magnetinį lauką. Neutroninė žvaigždė gali sudaryti porą su įprasta žvaigžde ir traukti savo dujas ant savęs – astrofizikai tai vadina akrecija. Dujos sukasi spirale aplink neutroninę žvaigždę, sudarydamos akrecinį diską ir lėtėja ties neutroninės žvaigždės magnetosferos riba. Tokiu atveju medžiaga šiek tiek prasiskverbia į magnetosferos vidų, „užšaldoma“ į ją ir magnetinėmis linijomis teka į polius. Kritęs ant magnetinių polių, jis įkaista iki šimtų milijonų laipsnių ir spinduliuoja rentgeno spindulių diapazone. Kadangi neutroninės žvaigždės magnetinė ašis yra kampu sukimosi ašies atžvilgiu, rentgeno spinduliai sukasi kaip švyturio spinduliai ir „iš kranto“ atrodo kaip pasikartojantys signalai, kurių laikotarpis yra nuo tūkstantųjų sekundės dalių iki kelių minučių.
Neutroninė žvaigždė yra viena iš galimų supernovos sprogimo liekanų. Kai kurių žvaigždžių evoliucijos pabaigoje dėl gravitacijos jų medžiaga taip suspaudžiama, kad elektronai iš tikrųjų susilieja su protonais ir sudaro neutronus. Neutroninės žvaigždės magnetinis laukas gali dešimtis milijardų kartų viršyti maksimalų pasiekiamą Žemėje.
Kad rentgeno pulsaras būtų stebimas dviejų žvaigždžių sistemoje, materija turi tekėti iš paprastos žvaigždės į neutroninę žvaigždę. Paprasta žvaigždė gali būti milžinas arba supermilžinas ir turėti galingą žvaigždžių vėją, tai yra, išmesti į kosmosą daug materijos. Arba tai gali būti maža žvaigždė kaip Saulė, užpildžiusi savo Roche skiltį – sritį, už kurios materijos nebelaiko žvaigždės gravitacinė jėga ir ją traukia neutroninės žvaigždės gravitacija.
Rentgeno spindulių pulsarai 4U 0115+63 ir V 0332+53 skleidžia taip netvarkingai (t. y. jie rodo spinduliuotės pliūpsnius), nes kiekvienas iš jų turi gana neįprastą žvaigždę kompanionę – Be klasės žvaigždę. Be žvaigždė taip greitai sukasi aplink savo ašį, kad karts nuo karto jos sijonas „pakyla“ – susidaro dujų diskas ir auga išilgai pusiaujo – ir žvaigždė užpildo Roche skiltį. Dujos pradeda greitai kauptis ant neutroninės žvaigždės, jos spinduliuotės intensyvumas smarkiai padidėja ir atsiranda pliūpsnis. Palaipsniui „sijonas“ susidėvi, akrecinis diskas išsenka, o medžiaga nebegali kristi ant neutroninės žvaigždės dėl magnetinio lauko ir išcentrinių jėgų įtakos. Atsiranda vadinamasis „sraigto efektas“. Šiuo režimu akrecija nevyksta ir rentgeno šaltinis išnyksta.
Astronomijoje vartojamas terminas „šviesumas“, tai yra visa dangaus kūno per laiko vienetą skleidžiama energija. Šaltinio 4U 0115+63 slenkstinis šviesumas rodomas raudonai. Panašus vaizdas stebimas ir kitam šaltiniui (V 0332+53). Ten, kur nubrėžtos mėlynos linijos, atstumas tarp pulsaro ir optinės žvaigždės yra minimalus. Šioje padėtyje akrecijos režimas gali būti laikinai atnaujintas, jei yra pakankamai medžiagos, kuri aiškiai matoma paveikslėlyje.
Naudodami Swift kosmoso observatorijos rentgeno teleskopą, Rusijos mokslininkai sugebėjo išmatuoti spinduliuotės intensyvumo slenkstį, ty šviesumą, žemiau kurio pulsaras pereina į „sraigto režimą“. Ši vertė priklauso nuo magnetinio lauko ir pulsaro sukimosi periodo. Tiriamų šaltinių sukimosi periodas žinomas išmatavus jų skleidžiamų impulsų atvykimo laiką - 3,6 sek 4U 0115+63 ir 4,3 sek V 0332+53, kas leido apskaičiuoti magnetinio lauko stiprumą. Rezultatai sutapo su kitais metodais gautomis vertėmis. Tačiau pulsarų šviesumas, kaip tikėtasi, sumažėjo ne 400 kartų, o tik 200 kartų. Autoriai pasiūlė, kad arba neutroninės žvaigždės paviršius, įkaitintas blyksnio, atvėsta ir taip tarnauja kaip papildomas spinduliuotės šaltinis, arba propelerio efektas negali visiškai užblokuoti medžiagos srauto iš paprastos žvaigždės ir yra kitų „nutekėjimų“. kanalai.
Perėjimą į sraigto režimą labai sunku aptikti, nes šiuo režimu pulsaras beveik neskleidžia spinduliuotės. Ankstesnių 4U 0115+63 ir V 0332+53 šaltinių raketų metu jau buvo bandoma pagauti šį perėjimą, tačiau dėl mažo tuo metu turimų prietaisų jautrumo „išjungtos būsenos“ aptikti nepavyko. Tik dabar gautas patikimas patvirtinimas, kad šie pulsarai iš tikrųjų „išsijungia“. Be to, parodyta, kad informacija apie perėjimą į „sraigto režimą“ gali būti naudojama neutroninių žvaigždžių magnetinio lauko stiprumui ir struktūrai nustatyti.
Aleksandras Lutovinovas, Rusijos mokslų akademijos profesorius, fizinių ir matematikos mokslų daktaras, Rusijos mokslų akademijos Kosmoso tyrimų instituto laboratorijos vadovas ir MIPT mokytojas paaiškina:
„Vienas iš pagrindinių neutroninių žvaigždžių formavimosi ir evoliucijos klausimų yra jų magnetinių laukų struktūra. Tyrimo metu dviem neutroninėms žvaigždėms nustatėme magnetinio lauko dipolio komponentą, kuris yra būtent atsakingas už propelerio efektą. Mes parodėme, kad šią nepriklausomai gautą vertę galima palyginti su magnetinio lauko verte, jau žinoma iš ciklotroninių linijų matavimų, ir taip įvertinti kitų aukštesnės eilės komponentų, patenkančių į lauko struktūrą, indėlį.
