Kevin Gill / flickr.com
Alman astrofizikçiler, yerçekimi dalgaları ve elektromanyetik radyasyon ölçümlerinin sonuçlarına dayanarak bir nötron yıldızının mümkün olan maksimum kütlesini açıklığa kavuşturdular. dergisinde yayınlanan bir makaleye göre, dönmeyen bir nötron yıldızının kütlesinin 2,16 güneş kütlesinden fazla olamayacağı ortaya çıktı. Astrofizik Günlük Mektupları.
Nötron yıldızları, süpernova patlamaları sırasında oluşan ultra yoğun kompakt yıldızlardır. Nötron yıldızlarının yarıçapı birkaç on kilometreyi geçmez ve kütleleri Güneş'in kütlesiyle karşılaştırılabilir, bu da büyük bir yıldız maddesi yoğunluğuna (metreküp başına yaklaşık 10 17 kilogram) yol açar. Aynı zamanda, bir nötron yıldızının kütlesi belirli bir sınırı aşamaz - büyük kütleli nesneler, kendi yerçekiminin etkisi altında kara deliklere çöker.
Çeşitli tahminlere göre, bir nötron yıldızının kütlesinin üst sınırı iki ila üç güneş kütlesi arasındadır ve maddenin durum denklemine ve yıldızın dönüş hızına bağlıdır. Yıldızın yoğunluğuna ve kütlesine bağlı olarak, bilim adamları birkaç farklı yıldız türünü ayırt etmektedir; şekilde şematik bir diyagram gösterilmektedir. Birincisi, dönmeyen yıldızların kütlesi M TOV'dan (beyaz bölge) daha büyük olamaz. İkincisi, bir yıldız sabit bir hızda döndüğünde, kütlesi ya M TOV'dan (açık yeşil bölge) daha az ya da daha fazla (parlak yeşil) olabilir, ancak yine de başka bir sınırı, M max'ı aşmamalıdır. Son olarak, değişken dönüş hızına sahip bir nötron yıldızı teorik olarak keyfi bir kütleye (farklı parlaklıktaki kırmızı bölgeler) sahip olabilir. Bununla birlikte, dönen yıldızların yoğunluğunun belirli bir değerden daha büyük olamayacağını her zaman hatırlamalısınız, aksi takdirde yıldız yine de bir kara deliğe çökecektir (diyagramdaki dikey çizgi, kararlı çözümleri kararsız olanlardan ayırır).
Kütle ve yoğunluklarına göre farklı türdeki nötron yıldızlarının diyagramı. Çapraz, ikili sistemin yıldızlarının birleşmesinden sonra oluşan nesnenin parametrelerini işaretler; noktalı çizgiler, nesnenin evrimi için iki seçenekten birini gösterir.
L. Rezzolla ve ark. / Astrofizik Dergisi
Luciano Rezzolla liderliğindeki bir astrofizikçi ekibi, dönmeyen bir nötron yıldızı olan M TOV'un mümkün olan maksimum kütlesine ilişkin yeni ve daha kesin sınırlar belirledi. Bilim adamları, çalışmalarında, iki nötron yıldızının birleştiği bir sistemde meydana gelen ve yerçekimsel (GW170817 olayı) ve elektromanyetik (GRB 170817A) dalgaların emisyonuna yol açan süreçler hakkında önceki çalışmalardan elde edilen verileri kullandılar. Bu dalgaların eşzamanlı kaydının bilim için çok önemli bir olay olduğu ortaya çıktı; bununla ilgili daha fazlasını bizimkinde ve materyalimizde okuyabilirsiniz.
Astrofizikçilerin önceki çalışmalarından, nötron yıldızlarının birleşmesinden sonra, hiperkütleli bir nötron yıldızının oluştuğu (yani kütlesi M> Mmax), daha sonra iki olası senaryodan birine göre ve kısa bir süre sonra geliştiği anlaşılmaktadır. bir kara deliğe dönüştü (diyagramda kesikli çizgiler). Yıldızın radyasyonunun elektromanyetik bileşeninin gözlemlenmesi, yıldızın baryonik kütlesinin esasen sabit kaldığı ve kütleçekim dalgalarının emisyonu nedeniyle kütleçekim kütlesinin nispeten yavaş azaldığı ilk senaryoya işaret ediyor. Öte yandan, sistemden gelen gama ışını patlaması, kütleçekim dalgalarıyla hemen hemen aynı anda (sadece 1,7 saniye sonra) geldi; bu, kara deliğe dönüşme noktasının M max'a yakın olması gerektiği anlamına geliyor.
Bu nedenle, hiperkütleli bir nötron yıldızının evrimini, önceki çalışmalarda parametreleri iyi bir doğrulukla hesaplanan başlangıç durumuna kadar takip edersek, bizi ilgilendiren Mmax değerini bulabiliriz. Mmax bilindiğinde M TOV'u bulmak zor değildir çünkü bu iki kütle Mmax ≈ 1,2 M TOV ilişkisiyle ilişkilidir. Bu makalede astrofizikçiler bu tür hesaplamaları, farklı kütlelerdeki nötron yıldızlarının parametrelerini ilişkilendiren ve maddelerinin durum denkleminin türüne bağlı olmayan "evrensel ilişkiler" kullanarak gerçekleştirdiler. Yazarlar, hesaplamalarının yalnızca basit varsayımlar kullandığını ve sayısal simülasyonlara dayanmadığını vurguluyor. Mümkün olan maksimum kütlenin nihai sonucu 2,01 ila 2,16 güneş kütlesi arasındaydı. Bunun için bir alt sınır daha önce ikili sistemlerdeki devasa pulsarların gözlemlerinden elde edilmişti; basitçe söylemek gerekirse, maksimum kütle 2,01 güneş kütlesinden az olamaz çünkü gökbilimciler aslında bu kadar büyük bir kütleye sahip nötron yıldızlarını gözlemlemişlerdi.
Daha önce, astrofizikçilerin nötron yıldızlarının kütlesini ve yarıçapını tahmin etmek için bilgisayar simülasyonlarını nasıl kullandıklarını ve bunların birleşmesi GW170817 ve GRB 170817A olaylarına yol açtığını yazmıştık.
Dmitry Trunin
27 Aralık 2004'te SGR 1806-20'den (sanatçının izleniminde tasvir edilmiştir) güneş sistemimize bir gama ışını patlaması geldi. Patlama o kadar güçlüydü ki, 50.000 ışıkyılı uzaklıktan Dünya'nın atmosferini etkiledi.
Nötron yıldızı, evrimin olası sonuçlarından biri olan, esas olarak ağır atom çekirdekleri ve elektronlar formundaki nispeten ince (∼1 km) madde kabuğuyla kaplı bir nötron çekirdeğinden oluşan kozmik bir cisimdir. Nötron yıldızlarının kütleleri ile karşılaştırılabilir ancak bir nötron yıldızının tipik yarıçapı yalnızca 10-20 kilometredir. Bu nedenle, böyle bir nesnenin maddesinin ortalama yoğunluğu, atom çekirdeğinin yoğunluğundan birkaç kat daha yüksektir (ağır çekirdekler için ortalama 2,8·10 · 17 kg/m³'tür). Nötron yıldızının daha fazla yerçekimsel sıkışması, nötronların etkileşimi nedeniyle ortaya çıkan nükleer maddenin basıncıyla önlenir.
Birçok nötron yıldızı saniyede bin devire varan son derece yüksek dönüş hızlarına sahiptir. Nötron yıldızları yıldız patlamalarından ortaya çıkar.
Kütleleri güvenilir bir şekilde ölçülen çoğu nötron yıldızının kütlesi, Chandrasekhar sınırına yakın olan 1,3-1,5 güneş kütlesidir. Teorik olarak, 0,1 ila yaklaşık 2,5 güneş kütlesi arasındaki kütlelere sahip nötron yıldızları kabul edilebilir, ancak üst sınır kütlenin değeri şu anda çok yanlış bilinmektedir. Bilinen en büyük nötron yıldızları Vela X-1'dir (1σ düzeyinde en az 1,88±0,13 güneş kütlesi kütlesiyle, bu da α≈%34 anlamlılık düzeyine karşılık gelir), PSR J1614-2230ruen (kütle tahminiyle) 1,97 ±0,04 güneş) ve PSR J0348+0432ruen (kütle tahmini 2,01±0,04 güneş). Nötron yıldızlarındaki yerçekimi, dejenere nötron gazının basıncıyla dengelenir; bir nötron yıldızının kütlesinin maksimum değeri, sayısal değeri (hala az bilinen) durum denklemine bağlı olan Oppenheimer-Volkoff sınırı tarafından belirlenir. yıldızın çekirdeğindeki madde. Yoğunluğun daha da artmasıyla nötron yıldızlarının kuarklara dönüşmesinin mümkün olduğuna dair teorik önermeler vardır.
Bir nötron yıldızının yapısı.
Nötron yıldızlarının yüzeyindeki manyetik alan 10 12 -10 13 G değerine ulaşır (karşılaştırma için Dünya'da yaklaşık 1 G vardır), pulsarların radyo emisyonundan sorumlu olan nötron yıldızlarının manyetosferlerindeki süreçlerdir. . 1990'lardan bu yana, bazı nötron yıldızlarının magnetar (10 14 G ve daha yüksek manyetik alana sahip yıldızlar) olduğu tespit edilmiştir. Bu tür manyetik alanlar (bir elektronun manyetik alanla etkileşiminin enerjisinin dinlenme enerjisini mec² aştığı 4.414 · 10 · 13 G'nin “kritik” değerini aşan), spesifik göreli etkiler, fiziksel boşluğun polarizasyonu nedeniyle niteliksel olarak yeni fizik sağlar. vb. önemli hale gelir.
2012 yılına gelindiğinde yaklaşık 2000 nötron yıldızı keşfedilmişti. Bunların yaklaşık yüzde 90'ı bekar. Toplamda 10 8 -10 9 nötron yıldızı bizimkinde bulunabilir, yani sıradan yıldızların binde biri kadardır. Nötron yıldızları yüksek hızlarla (genellikle yüzlerce km/s) karakterize edilir. Bulut maddesinin birikmesinin bir sonucu olarak, nötron yıldızı bu durumda, yayılan enerjinin yaklaşık %0,003'ünü oluşturan (10 büyüklüğüne karşılık gelen) optik dahil farklı spektral aralıklarda görülebilir.
Işığın yerçekimsel sapması (ışığın göreli sapması nedeniyle yüzeyin yarısından fazlası görülebilir)
Nötron yıldızları, gözlemciler tarafından keşfedilmeden önce teorik olarak tahmin edilen birkaç kozmik nesne sınıfından biridir.
1933 yılında gökbilimciler Walter Baade ve Fritz Zwicky, bir süpernova patlaması sonucu bir nötron yıldızının oluşabileceğini öne sürdüler. O zamanki teorik hesaplamalar, bir nötron yıldızından gelen radyasyonun tespit edilemeyecek kadar zayıf olduğunu gösteriyordu. Nötron yıldızlarına olan ilgi, X-ışını astronomisinin gelişmeye başladığı 1960'larda yoğunlaştı; teori, termal emisyonlarının maksimumunun yumuşak X-ışını bölgesinde meydana geleceğini öngördü. Ancak beklenmedik bir şekilde radyo gözlemlerinde keşfedildiler. 1967'de E. Huish'in yüksek lisans öğrencisi Jocelyn Bell, düzenli radyo dalgası darbeleri yayan nesneleri keşfetti. Bu fenomen, hızla dönen bir nesneden - bir tür "kozmik radyo işaretinden" gelen radyo ışınının dar yönlülüğü ile açıklandı. Ancak herhangi bir sıradan yıldız bu kadar yüksek bir dönüş hızında çöker. Bu tür işaretlerin rolüne yalnızca nötron yıldızları uygundu. Pulsar PSR B1919+21'in keşfedilen ilk nötron yıldızı olduğuna inanılıyor.
Bir nötron yıldızının çevredeki maddeyle etkileşimi, iki ana parametre ve bunun sonucunda bunların gözlemlenebilir tezahürleri tarafından belirlenir: dönme periyodu (hızı) ve manyetik alanın büyüklüğü. Zamanla yıldız dönme enerjisini tüketir ve dönüşü yavaşlar. Manyetik alan da zayıflıyor. Bu nedenle bir nötron yıldızı yaşamı boyunca tür değiştirebilmektedir. V.M.'nin monografisine göre, nötron yıldızlarının azalan dönüş hızı sırasına göre isimlendirilmesi aşağıda verilmiştir. Lipunova. Pulsar manyetosferleri teorisi hala gelişmekte olduğundan alternatif teorik modeller mevcuttur.
Güçlü manyetik alanlar ve kısa dönüş süresi. Manyetosferin en basit modelinde, manyetik alan katı bir şekilde, yani nötron yıldızının gövdesiyle aynı açısal hızla döner. Belirli bir yarıçapta alanın doğrusal dönüş hızı ışık hızına yaklaşır. Bu yarıçapa "ışık silindiri yarıçapı" denir. Bu yarıçapın ötesinde sıradan bir çift kutuplu alan var olamaz, dolayısıyla alan şiddeti çizgileri bu noktada kesilir. Manyetik alan çizgileri boyunca hareket eden yüklü parçacıklar, nötron yıldızını bu tür uçurumlardan terk ederek yıldızlararası uzaya uçabilirler. Bu tür bir nötron yıldızı, radyo aralığında yayılan göreli yüklü parçacıkları (Fransızca ejektörden - fırlatmak, dışarı itmek) "çıkarır". Ejektörler radyo pulsarları olarak gözlenir.
Pervane
Dönüş hızı artık parçacıkların fırlatılması için yeterli olmadığından böyle bir yıldız radyo pulsarı olamaz. Ancak dönüş hızı hala yüksektir ve manyetik alanın yakaladığı nötron yıldızını çevreleyen madde düşemez, yani madde birikmesi meydana gelmez. Bu tür nötron yıldızlarının neredeyse hiçbir gözlemlenebilir belirtisi yoktur ve yeterince araştırılmamıştır.
Toplayıcı (X-ışını pulsarı)
Dönüş hızı öyle bir seviyeye düşürüldü ki artık hiçbir şey maddenin böyle bir nötron yıldızına düşmesini engellemiyor. Zaten plazma halinde olan düşen madde, manyetik alan çizgileri boyunca hareket ederek nötron yıldızının gövdesinin kutup bölgesindeki katı yüzeyine çarparak on milyonlarca dereceye kadar ısınır. Bu kadar yüksek sıcaklıklara ısıtılan madde, X-ışını aralığında parlak bir şekilde parlıyor. Düşen maddenin nötron yıldızı gövdesinin yüzeyi ile çarpışmasının meydana geldiği bölge çok küçüktür - sadece yaklaşık 100 metre. Yıldızın dönmesi nedeniyle bu sıcak nokta periyodik olarak gözden kaybolur ve düzenli X-ışını radyasyonu titreşimleri gözlemlenir. Bu tür nesnelere X-ışını pulsarları denir.
Georotatör
Bu tür nötron yıldızlarının dönüş hızı düşüktür ve birikime engel olmaz. Ancak manyetosferin boyutu öyledir ki, plazma yerçekimi tarafından yakalanmadan önce manyetik alan tarafından durdurulur. Benzer bir mekanizma Dünya'nın manyetosferinde de işliyor; bu tür nötron yıldızının adını almasının nedeni budur.
Magnetar
Olağanüstü güçlü bir manyetik alana (10 11 T'ye kadar) sahip bir nötron yıldızı. Magnetarların teorik varlığı 1992'de tahmin edilmişti ve onların gerçek varlığına dair ilk kanıt 1998'de Aquila takımyıldızındaki SGR 1900+14 kaynağından gelen güçlü bir gama ışını ve X-ışını radyasyonu patlaması gözlemlendiğinde elde edildi. Magnetarların ömrü yaklaşık 1.000.000 yıldır. Magnetarlar en güçlü manyetik alana sahiptir.
Magnetarlar, çok azının Dünya'ya yeterince yakın olması nedeniyle az çalışılmış bir nötron yıldızı türüdür. Magnetarların çapı yaklaşık 20-30 km'dir ancak çoğunun kütlesi Güneş'in kütlesinden daha fazladır. Magnetar o kadar sıkıştırılmıştır ki, bir bezelye tanesinin ağırlığı 100 milyon tondan fazla olacaktır. Bilinen magnetarların çoğu, saniyede kendi eksenleri etrafında en az birkaç dönüş yaparak çok hızlı bir şekilde dönmektedir. X ışınlarına yakın gama radyasyonunda gözlemlendiğinden radyo emisyonu yaymaz. Bir magnetarın yaşam döngüsü oldukça kısadır. Güçlü manyetik alanları yaklaşık 10.000 yıl sonra kaybolur, ardından faaliyetleri ve X-ışını emisyonları sona erer. Bir varsayıma göre galaksimizde tüm varlığı boyunca 30 milyona kadar magnetar oluşmuş olabilir. Magnetarlar başlangıç kütlesi yaklaşık 40 M☉ olan büyük kütleli yıldızlardan oluşur.
Magnetarın yüzeyinde oluşan şoklar yıldızda çok büyük titreşimlere neden olur; Onlara eşlik eden manyetik alandaki dalgalanmalar genellikle 1979, 1998 ve 2004'te Dünya'da kaydedilen büyük gama radyasyonu patlamalarına yol açar.
Mayıs 2007 itibariyle on iki magnetar biliniyordu ve üç aday daha onaylanmayı bekliyordu. Bilinen magnetar örnekleri:
SGR 1806-20, Yay takımyıldızında, Samanyolu galaksimizin karşı tarafında, Dünya'dan 50.000 ışıkyılı uzaklıkta yer almaktadır.
SGR 1900+14, 20.000 ışıkyılı uzaklıkta, Kartal takımyıldızında yer almaktadır. Uzun bir düşük emisyon döneminin ardından (yalnızca 1979 ve 1993'teki önemli patlamalar), Mayıs-Ağustos 1998'de aktif hale geldi ve 27 Ağustos 1998'de tespit edilen patlama, NEAR Shoemaker uzay aracını kapatılmaya zorlayacak kadar güçlüydü. hasarı önlemek. 29 Mayıs 2008'de NASA'nın Spitzer teleskopu bu magnetarın çevresinde madde halkaları keşfetti. Bu halkanın 1998 yılında meydana gelen bir patlama sonucu oluştuğu sanılıyor.
1E 1048.1-5937, Karina takımyıldızı yönünde 9000 ışıkyılı uzaklıkta bulunan anormal bir X-ışını pulsarıdır. Magnetarın oluştuğu yıldızın kütlesi Güneş'inkinden 30-40 kat daha büyüktü.
Magnetar kataloğunda tam bir liste verilmiştir.
Eylül 2008 itibarıyla ESO, başlangıçta magnetar olduğu düşünülen bir nesnenin (SWIFT J195509+261406) tanımlandığını bildirdi; başlangıçta gama ışını patlamalarıyla tanımlandı (GRB 070610)
Kütlesi Güneş'in 1,5-3 katı kadar olan yıldızlar, yaşamlarının sonunda beyaz cüce aşamasındaki büzülmelerini durduramayacaklardır. Güçlü yerçekimi kuvvetleri, onları öyle bir yoğunluğa sıkıştıracak ki, madde "nötrleştirilecek": Elektronların protonlarla etkileşimi, yıldızın neredeyse tüm kütlesinin nötronlarda yer almasına yol açacaktır. Oluşturulan nötron yıldızı. En büyük yıldızlar süpernova olarak patladıktan sonra nötron yıldızlarına dönüşebilirler.Nötron yıldızları kavramı
Nötron yıldızları kavramı yeni değil: Onların var olma olasılığına ilişkin ilk öneri, 1934'te Kaliforniya'dan yetenekli gökbilimciler Fritz Zwicky ve Walter Baarde tarafından yapıldı. (Biraz daha önce, 1932'de, ünlü Sovyet bilim adamı L.D. Landau, nötron yıldızlarının var olma olasılığını tahmin etmişti.) 30'ların sonlarında, diğer Amerikalı bilim adamları Oppenheimer ve Volkov'un araştırma konusu haline geldi. Bu fizikçilerin bu soruna olan ilgisi, büyük kütleli büzülen bir yıldızın evriminin son aşamasını belirleme arzusundan kaynaklanıyordu. Süpernovaların rolü ve önemi hemen hemen aynı zamanlarda keşfedildiğinden, nötron yıldızının bir süpernova patlamasının kalıntısı olabileceği öne sürüldü. Ne yazık ki, İkinci Dünya Savaşı'nın patlak vermesiyle bilim adamlarının dikkati askeri ihtiyaçlara yöneldi ve bu yeni ve son derece gizemli nesnelerin ayrıntılı çalışmaları askıya alındı. Daha sonra 50'li yıllarda nötron yıldızlarının incelenmesi, yıldızların merkezi bölgelerinde kimyasal elementlerin doğuşu sorunuyla ilişkili olup olmadıklarını belirlemek için tamamen teorik olarak yeniden başlatıldı.varlığı ve özellikleri keşfedilmeden çok önce tahmin edilen tek astrofiziksel nesne olmaya devam ediyor.
1960'ların başında kozmik X-ışını kaynaklarının keşfi, nötron yıldızlarını göksel X-ışınlarının olası kaynakları olarak düşünenlere büyük cesaret verdi. 1967'nin sonuna doğru Bilim adamlarının kafasını karıştıran yeni bir gök cisimleri sınıfı olan pulsarlar keşfedildi. Bu keşif, nötron yıldızlarının incelenmesindeki en önemli gelişmeydi çünkü kozmik X-ışını radyasyonunun kökeni sorusunu bir kez daha gündeme getirdi. Nötron yıldızlarından bahsederken, bu cisimlerde var olan fiziksel koşulların laboratuvar deneylerinde yeniden üretilmesi mümkün olmadığından, fiziksel özelliklerinin teorik olarak belirlendiğini ve oldukça varsayımsal olduğunu dikkate almak gerekir.
Nötron yıldızlarının özellikleri
Yerçekimi kuvvetlerinin nötron yıldızlarının özellikleri üzerinde belirleyici bir etkisi vardır. Çeşitli tahminlere göre nötron yıldızlarının çapları 10-200 km arasındadır. Ve kozmik açıdan önemsiz olan bu hacim, Güneş gibi yaklaşık 1,5 milyon km çapında ve neredeyse bir milyonun üçte biri kadar daha ağır bir kütleye sahip bir gök cismini oluşturabilecek miktarda madde ile "doludur". Dünya'dan daha! Bu madde konsantrasyonunun doğal bir sonucu, nötron yıldızının inanılmaz derecede yüksek yoğunluğudur. Aslında o kadar yoğun ki katı bile olabiliyor. Bir nötron yıldızının yerçekimi o kadar büyüktür ki, orada bir insanın ağırlığı yaklaşık bir milyon ton olacaktır. Hesaplamalar nötron yıldızlarının oldukça mıknatıslanmış olduğunu gösteriyor. Bir nötron yıldızının manyetik alanının 1 milyona ulaşabileceği tahmin ediliyor. milyon gauss, Dünya'da ise 1 gauss'tur. Nötron yıldızı yarıçapı Yaklaşık 15 km olduğu varsayılmaktadır ve kütle yaklaşık 0,6 - 0,7 güneş kütlesidir. Dış katman, yıldızın güçlü manyetik alanının nüfuz ettiği, seyrekleşmiş elektron ve nükleer plazmadan oluşan bir manyetosferdir. Pulsarların ayırt edici özelliği olan radyo sinyallerinin kaynağı burasıdır. Manyetik alan çizgileri boyunca spiraller halinde hareket eden ultra hızlı yüklü parçacıklar, çeşitli radyasyon türlerine yol açar. Bazı durumlarda radyasyon, elektromanyetik spektrumun radyo aralığında, diğerlerinde ise yüksek frekanslarda radyasyon meydana gelir.Nötron yıldızı yoğunluğu
Manyetosferin hemen altında, maddenin yoğunluğu 1 t/cm3'e ulaşır; bu, demirin yoğunluğundan 100.000 kat daha fazladır. Dış katmandan sonraki katman metal özelliklerine sahiptir. Bu “süper sert” madde tabakası kristal formdadır. Kristaller, atom kütleleri 26 - 39 ve 58 - 133 olan atom çekirdeklerinden oluşur. Bu kristaller son derece küçüktür: 1 cm'lik bir mesafeyi kaplamak için yaklaşık 10 milyar kristalin tek bir sıra halinde dizilmesi gerekir. Bu tabakanın yoğunluğu, dış tabakanın yoğunluğundan 1 milyon kat, hatta demirin yoğunluğundan 400 milyar kat daha fazladır.Yıldızın merkezine doğru ilerleyerek üçüncü katmanı geçiyoruz. Kadmiyum gibi ağır çekirdeklerin bulunduğu bir bölge içerir ancak aynı zamanda nötronlar ve elektronlar açısından da zengindir. Üçüncü katmanın yoğunluğu öncekinden 1000 kat daha fazladır. Nötron yıldızının derinliklerine nüfuz ederek dördüncü katmana ulaşıyoruz ve yoğunluk biraz artıyor - yaklaşık beş kat. Ancak böyle bir yoğunlukta çekirdekler artık fiziksel bütünlüklerini koruyamazlar: nötronlara, protonlara ve elektronlara bozunurlar. Maddenin çoğu nötron formundadır. Her elektron ve protona karşılık 8 nötron vardır. Bu katman, özünde, elektronlar ve protonlarla “kirlenmiş” bir nötron sıvısı olarak düşünülebilir. Bu katmanın altında nötron yıldızının çekirdeği yer alır. Burada yoğunluk, üstteki katmana göre yaklaşık 1,5 kat daha fazladır. Ancak yoğunluktaki bu kadar küçük bir artış bile çekirdekteki parçacıkların diğer katmanlardan çok daha hızlı hareket etmesine neden oluyor. Az sayıda proton ve elektronla karışan nötronların hareketinin kinetik enerjisi o kadar büyüktür ki, parçacıkların elastik olmayan çarpışmaları sürekli olarak meydana gelir. Çarpışma süreçlerinde, nükleer fizikte bilinen ve sayıları binden fazla olan tüm parçacıklar ve rezonanslar doğar. Büyük ihtimalle henüz bilmediğimiz çok sayıda parçacık var.
Nötron yıldızı sıcaklığı
Nötron yıldızlarının sıcaklıkları nispeten yüksektir. Nasıl ortaya çıktıkları göz önüne alındığında bu beklenen bir durumdur. Bir yıldızın varlığının ilk 10 - 100 bin yılı boyunca çekirdeğin sıcaklığı birkaç yüz milyon dereceye kadar düşer. Daha sonra elektromanyetik radyasyonun yayılması nedeniyle yıldızın çekirdeğinin sıcaklığı yavaş yavaş azaldığında yeni bir aşama başlar.Merkezinde bir nötron yıldızı bulunan süpernova Corma-A'nın kalıntısı
Nötron yıldızları, zaman ve uzaydaki evrimsel yollarının sonuna ulaşmış büyük kütleli yıldızların kalıntılarıdır.
Bu ilginç nesneler, bir zamanlar Güneşimizden dört ila sekiz kat daha büyük olan devasa devlerden doğmuştur. Bu bir süpernova patlamasında olur.
Böyle bir patlamanın ardından dış katmanlar uzaya fırlatılır, çekirdek kalır ancak artık nükleer füzyonu destekleyemez. Üstteki katmanların dış baskısı olmadan çöker ve feci bir şekilde büzülür.
Nötron yıldızları, küçük çaplarına (yaklaşık 20 km) rağmen Güneş'ten 1,5 kat daha fazla kütleye sahip olabilir. Bu nedenle inanılmaz derecede yoğundurlar.
Dünyadaki küçük bir kaşık dolusu yıldız maddesinin ağırlığı yaklaşık yüz milyon ton olacaktır. İçinde protonlar ve elektronlar birleşerek nötronları oluşturur; bu işleme nötronizasyon adı verilir.
Birleştirmek
Bileşimleri bilinmiyor; süperakışkan bir nötron sıvısından oluşabilecekleri varsayılıyor. Dünya'nın ve hatta Güneş'inkinden çok daha büyük, son derece güçlü bir çekim kuvvetine sahiptirler. Bu çekim kuvveti özellikle etkileyicidir çünkü boyutu küçüktür.
Hepsi bir eksen etrafında dönüyor. Sıkıştırma sırasında açısal dönme momentumu korunur ve boyutun küçülmesi nedeniyle dönme hızı artar.
Muazzam dönüş hızı nedeniyle, katı bir "kabuk" olan dış yüzey periyodik olarak çatlar ve "yıldız depremleri" meydana gelir, bu da dönüş hızını yavaşlatır ve "fazla" enerjiyi uzaya boşaltır.
Çekirdekte var olan sarsıcı basınçlar, büyük patlama sırasındaki basınçlara benzer olabilir, ancak ne yazık ki Dünya'da simüle edilemezler. Dolayısıyla bu cisimler Dünya'da bulunmayan enerjileri gözlemleyebileceğimiz ideal doğal laboratuvarlardır.
Radyo pulsarları
Radyo ulsarları, 1967 sonlarında yüksek lisans öğrencisi Jocelyn Bell Burnell tarafından sabit bir frekansta titreşen radyo kaynakları olarak keşfedildi.
Yıldızın yaydığı radyasyon, titreşen bir radyasyon kaynağı veya pulsar olarak görülebilir.
Bir nötron yıldızının dönüşünün şematik gösterimi
Radyo pulsarları (veya kısaca pulsarlar), parçacık jetleri dönen bir deniz feneri ışını gibi neredeyse ışık hızında hareket eden, dönen nötron yıldızlarıdır.
Birkaç milyon yıl boyunca sürekli olarak döndükten sonra pulsarlar enerjilerini kaybeder ve normal nötron yıldızlarına dönüşürler. Galakside yüzlerce pulsar bulunmasına rağmen, bugün yalnızca 1000 kadar pulsar bilinmektedir.
Yengeç Bulutsusu'ndaki radyo pulsarı
Bazı nötron yıldızları X-ışınları yayar. Ünlü Yengeç Bulutsusu, bir süpernova patlaması sırasında oluşan böyle bir nesnenin güzel bir örneğidir. Bu süpernova patlaması MS 1054'te gözlendi.
Pulsar'dan Rüzgar, Chandra teleskop videosu
Yengeç Bulutsusu'ndaki bir radyo pulsarı, Hubble Uzay Teleskobu tarafından 7 Ağustos 2000'den 17 Nisan 2001'e kadar 547 nm filtre (yeşil ışık) aracılığıyla fotoğraflandı.
Magnetarlar
Nötron yıldızları, Dünya'da üretilen en güçlü manyetik alandan milyonlarca kat daha güçlü bir manyetik alana sahiptir. Magnetar olarak da bilinirler.
Nötron yıldızlarının etrafındaki gezegenler
Bugün dördünün gezegeni olduğunu biliyoruz. İkili sistemde olduğunda kütlesini ölçmek mümkündür. Bu radyo veya X-ışını ikililerinden nötron yıldızlarının ölçülen kütleleri Güneş'in kütlesinin yaklaşık 1,4 katıydı.
İkili sistemler
Bazı X-ışını ikili dosyalarında tamamen farklı türde bir pulsar görülüyor. Bu durumlarda nötron yıldızı ve sıradan olanı ikili bir sistem oluşturur. Güçlü bir çekim alanı sıradan bir yıldızdan madde çeker. Yığılma işlemi sırasında üzerine düşen malzeme o kadar ısıtılır ki X ışınları üretir. Darbeli X-ışınları, dönen pulsardaki sıcak noktalar Dünya'nın görüş hattından geçtiğinde görülebilir.
Bilinmeyen bir nesne içeren ikili sistemler için bu bilgi, bunun bir nötron yıldızı mı yoksa örneğin bir kara delik mi olduğunu ayırt etmeye yardımcı olur çünkü kara delikler çok daha büyüktür.
>
M82 galaksisinin merkezinde bir pulsar (pembe) görülebilir.
Keşfetmek pulsarlar ve nötron yıldızları Evren: fotoğraf ve videolarla açıklama ve özellikler, yapı, dönüş, yoğunluk, kompozisyon, kütle, sıcaklık, arama.
Pulsarlar
Pulsarlar Boyutları büyük bir şehrin sınırlarını aşmayan küresel kompakt nesnelerdir. Şaşırtıcı olan ise bu kadar büyük bir hacimle kütle bakımından güneş kütlesini aşmalarıdır. Maddenin aşırı durumlarını incelemek, sistemimizin ötesindeki gezegenleri tespit etmek ve kozmik mesafeleri ölçmek için kullanılırlar. Ayrıca süper kütleli çarpışmalar gibi enerjik olayları gösteren yerçekimsel dalgaların bulunmasına da yardımcı oldular. İlk kez 1967'de keşfedildi.
Pulsar nedir?
Gökyüzünde bir pulsar ararsanız, belli bir ritim izleyen sıradan, parıldayan bir yıldız gibi görünür. Aslında ışıkları titremiyor veya titreşmiyor ve yıldız gibi görünmüyorlar.
Pulsar zıt yönlerde iki kalıcı, dar ışık huzmesi üretir. Titreşim etkisi, döndükleri için yaratılır (işaret prensibi). Bu anda ışın Dünya'ya çarpıyor ve sonra tekrar dönüyor. Bu neden oluyor? Gerçek şu ki, bir pulsarın ışık huzmesi genellikle dönme ekseniyle aynı hizada değildir.
Eğer yanıp sönme dönme nedeniyle oluşuyorsa, pulsarın hızı pulsarın dönme hızını yansıtır. Çoğu saniyede bir kez dönen toplam 2.000 pulsar bulundu. Ancak aynı anda yüz devir yapmayı başaran yaklaşık 200 nesne var. En hızlı olanlarına milisaniyelik olanlar denir çünkü saniyedeki devir sayıları 700'e eşittir.
Pulsarlar yıldız olarak kabul edilemez, en azından "yaşayan". Aksine, bunlar büyük bir yıldızın yakıtı bitip çöktükten sonra oluşan nötron yıldızlarıdır. Sonuç olarak, güçlü bir patlama yaratılır - bir süpernova ve kalan yoğun malzeme bir nötron yıldızına dönüşür.
Evrendeki pulsarların çapı 20-24 km'ye ulaşır ve kütleleri Güneş'in iki katıdır. Bir fikir vermesi açısından böyle bir nesnenin küp şeker büyüklüğündeki bir parçasının ağırlığı 1 milyar ton olacaktır. Yani elinize Everest kadar ağır bir şey sığıyor! Doğru, daha da yoğun bir nesne var - bir kara delik. En büyüğü 2,04 güneş kütlesine ulaşıyor.
Pulsarlar, Dünya'nınkinden 100 milyon ila 1 katrilyon kat daha güçlü olan güçlü bir manyetik alana sahiptir. Bir nötron yıldızının pulsar gibi ışık yaymaya başlaması için manyetik alan gücü ve dönüş hızının doğru oranda olması gerekir. Bir radyo dalgası ışınının yer tabanlı bir teleskopun görüş alanından geçmeyebileceği ve görünmez kalabileceği görülür.
Radyo pulsarları
Astrofizikçi Anton Biryukov, nötron yıldızlarının fiziği, rotasyonun yavaşlaması ve yerçekimi dalgalarının keşfi hakkında:
Pulsarlar neden dönüyor?
Bir pulsarın yavaşlığı saniyede bir dönüştür. En hızlıları saniyede yüzlerce devire kadar hızlanır ve milisaniye olarak adlandırılır. Dönme süreci, oluştukları yıldızların da dönmesi nedeniyle meydana gelir. Ancak bu hıza ulaşmak için ek bir kaynağa ihtiyacınız var.
Araştırmacılar milisaniyelik pulsarların bir komşudan enerji çalınarak oluşturulduğuna inanıyor. Dönme hızını artıran yabancı bir maddenin varlığını fark edebilirsiniz. Ve bu, bir gün pulsar tarafından tamamen yok edilebilecek olan yaralı yoldaş için iyi bir şey değil. Bu tür sistemlere kara dullar (tehlikeli bir örümcek türünden sonra) denir.
Pulsarlar çeşitli dalga boylarında (radyodan gama ışınlarına kadar) ışık yayma kapasitesine sahiptir. Peki bunu nasıl yapıyorlar? Bilim insanları henüz kesin bir cevap bulamıyor. Her dalga boyundan ayrı bir mekanizmanın sorumlu olduğuna inanılmaktadır. İşaret benzeri ışınlar radyo dalgalarından oluşur. Parlak ve dardırlar ve parçacıkların odaklanmış bir ışın oluşturduğu tutarlı ışığa benzerler.
Dönüş ne kadar hızlı olursa manyetik alan da o kadar zayıf olur. Ancak dönüş hızı, yavaş olanlar kadar parlak ışınlar yaymaları için yeterlidir.
Dönme sırasında manyetik alan, yüklü parçacıkları hareketli duruma (elektrik akımı) getirebilen bir elektrik alanı oluşturur. Manyetik alanın hakim olduğu yüzeyin üzerindeki alana manyetosfer denir. Burada yüklü parçacıklar, güçlü bir elektrik alanı nedeniyle inanılmaz derecede yüksek hızlara hızlandırılır. Her hızlandıklarında ışık yayarlar. Optik ve x-ışını aralıklarında görüntülenir.
Peki ya gama ışınları? Araştırma, kaynaklarının pulsarın yakınında başka bir yerde aranması gerektiğini öne sürüyor. Ve bir hayrana benzeyecekler.
Pulsarları arayın
Radyo teleskopları, uzaydaki pulsarları aramanın ana yöntemi olmaya devam ediyor. Diğer nesnelere göre küçük ve solukturlar, dolayısıyla tüm gökyüzünü taramanız gerekir ve bu nesneler yavaş yavaş merceğe girer. Çoğu Avustralya'daki Parkes Gözlemevi kullanılarak bulundu. 2018'den itibaren Kilometre Kare Dizi Anteninden (SKA) pek çok yeni veri elde edilebilecek.
2008 yılında, 93'ü milisaniye olan 2050 gama ışını yayan pulsar bulan GLAST teleskopu fırlatıldı. Bu teleskop inanılmaz derecede kullanışlıdır çünkü tüm gökyüzünü tarar, diğerleri ise düzlem boyunca yalnızca küçük alanları vurgular.
Farklı dalga boylarını bulmak zor olabilir. Gerçek şu ki, radyo dalgaları inanılmaz derecede güçlüdür, ancak teleskop merceğine düşmeyebilirler. Ancak gama radyasyonu gökyüzünün daha büyük bir kısmına yayılır, ancak parlaklık açısından daha düşüktür.
Bilim insanları artık radyo dalgaları aracılığıyla ve 160 gama ışınları aracılığıyla bulunan 2.300 pulsarın varlığını biliyor. Ayrıca 60'ı gama ışınları üreten 240 milisaniyelik pulsarlar da var.
Pulsarları kullanma
Pulsarlar sadece muhteşem uzay nesneleri değil, aynı zamanda kullanışlı araçlardır. Yayılan ışık, iç süreçler hakkında çok şey anlatabilir. Yani araştırmacılar nötron yıldızlarının fiziğini anlayabiliyorlar. Bu cisimler o kadar yüksek bir basınca sahiptir ki, maddenin davranışı normalden farklıdır. Nötron yıldızlarının tuhaf içeriğine “nükleer macun” adı veriliyor.
Pulsarlar, darbelerinin hassasiyeti nedeniyle birçok fayda sağlar. Bilim adamları belirli nesneleri biliyor ve onları kozmik saatler olarak algılıyorlar. Diğer gezegenlerin varlığına dair spekülasyonlar bu şekilde ortaya çıkmaya başladı. Aslında bulunan ilk ötegezegen bir pulsarın yörüngesinde dönüyordu.
Pulsarların "yanıp sönerken" hareket etmeye devam ettiklerini unutmayın; bu da onların kozmik mesafeleri ölçmek için kullanılabileceği anlamına gelir. Ayrıca yerçekiminin olduğu anlar gibi Einstein'ın görelilik teorisinin test edilmesine de dahil oldular. Ancak titreşimin düzenliliği yerçekimi dalgaları tarafından bozulabilir. Bu, Şubat 2016'da fark edildi.
Pulsar Mezarlıkları
Yavaş yavaş tüm pulsarlar yavaşlar. Radyasyon, dönmenin yarattığı manyetik alandan güç alır. Sonuç olarak o da gücünü kaybeder ve ışın göndermeyi durdurur. Bilim insanları, radyo dalgalarının önünde gama ışınlarının hala tespit edilebildiği özel bir çizgi çizdiler. Pulsar aşağıya düştüğü anda pulsar mezarlığına yazılır.
Bir süpernovanın kalıntılarından bir pulsar oluşmuşsa, büyük bir enerji rezervine ve hızlı bir dönüş hızına sahiptir. Örnekler arasında genç nesne PSR B0531+21 yer alır. Birkaç yüz bin yıl boyunca bu aşamada kalabilir ve sonrasında hız kaybetmeye başlayacaktır. Orta yaşlı pulsarlar nüfusun çoğunluğunu oluşturuyor ve yalnızca radyo dalgaları üretiyor.
Ancak yakınlarda bir uydu varsa pulsarın ömrünü uzatabilir. Daha sonra malzemesini çekip dönüş hızını artıracaktır. Bu tür değişiklikler her an meydana gelebilir, bu nedenle pulsar yeniden doğma yeteneğine sahiptir. Böyle bir temasa düşük kütleli X-ışını ikili sistemi denir. En eski pulsarlar milisaniyelik pulsarlardır. Bazıları milyarlarca yaşına ulaşıyor.
Nötron yıldızları
Nötron yıldızları- güneş kütlesini 1,4 kat aşan oldukça gizemli nesneler. Daha büyük yıldızların patlamasından sonra doğarlar. Gelin bu oluşumları daha iyi tanıyalım.
Güneş'ten 4-8 kat daha büyük bir yıldız patladığında, geriye yüksek yoğunluklu bir çekirdek kalır ve çökmeye devam eder. Yerçekimi bir malzemeyi o kadar sert bir şekilde iter ki, protonların ve elektronların bir araya gelerek nötronlara dönüşmesine neden olur. Yüksek yoğunluklu bir nötron yıldızı bu şekilde doğar.
Bu devasa nesneler yalnızca 20 km çapa ulaşabilir. Yoğunluk hakkında bir fikir vermek gerekirse, yalnızca bir kepçe nötron yıldızı malzemesi bir milyar ton ağırlığında olacaktır. Böyle bir nesnenin yerçekimi Dünya'nınkinden 2 milyar kat daha güçlüdür ve güç, yerçekimsel merceklenme için yeterlidir ve bilim adamlarının yıldızın arkasını görmesine olanak tanır.
Patlamadan kaynaklanan şok, nötron yıldızının saniyede birkaç devire ulaşmasıyla dönmesine neden olan bir darbe bırakır. Dakikada 43.000 defaya kadar hızlanmalarına rağmen.
Kompakt nesnelerin yakınındaki sınır katmanları
Astrofizikçi Valery Suleymanov, nötron yıldızlarının etrafındaki birikim disklerinin, yıldız rüzgârının ve maddenin ortaya çıkışı hakkında:
Nötron yıldızlarının iç kısmı
Astrofizikçi Sergei Popov, maddenin aşırı halleri, nötron yıldızlarının bileşimi ve iç mekanı inceleme yöntemleri hakkında:
Bir nötron yıldızı, bir süpernovanın patladığı ikili sistemin parçası olduğunda, resim daha da etkileyici olur. İkinci yıldızın kütlesi Güneş'ten daha düşükse, arkadaşının kütlesini "Roche lobuna" çeker. Bu, bir nötron yıldızının yörüngesinde dönen küresel bir malzeme bulutudur. Uydu, güneş kütlesinden 10 kat daha büyükse, o zaman kütle aktarımı da ayarlanır, ancak o kadar kararlı değildir. Malzeme manyetik kutuplar boyunca akar, ısınır ve X-ışını titreşimleri oluşturur.
2010 yılına gelindiğinde radyo tespiti kullanılarak 1.800 pulsar ve gama ışınları kullanılarak 70 pulsar bulundu. Bazı örneklerin gezegenleri bile vardı.
Nötron Yıldızı Türleri
Nötron yıldızlarının bazı temsilcilerinde neredeyse ışık hızında akan malzeme jetleri var. Yanımızdan uçtuklarında bir deniz fenerinin ışığı gibi parlıyorlar. Bu nedenle onlara pulsar adı veriliyor.
