Bilim insanları ilk kez bir nötron yıldızı birleşmesinden kaynaklanan dalgaları yakaladı. Nötron yıldızlarının iç kısmı

MOSKOVA, 28 Ağustos - RIA Novosti. Bilim insanları, Güneş'in iki katı kütleye sahip rekor ağırlığa sahip bir nötron yıldızı keşfettiler ve bu durum onları bir dizi teoriyi, özellikle de nötron yıldızlarının süper yoğun maddesi içinde "serbest" kuarkların olabileceği teorisini yeniden düşünmeye zorladı. Perşembe günü Nature dergisinde yayınlanan bir makale.

Nötron yıldızı, bir süpernova patlamasından sonra geride kalan bir yıldızın “cesedidir”. Büyüklüğü küçük bir şehrin boyutunu aşmaz, ancak maddenin yoğunluğu atom çekirdeğinin yoğunluğundan 10-15 kat daha fazladır - bir nötron yıldızının bir "tutam" maddesinin ağırlığı 500 milyon tondan fazladır.

Yerçekimi elektronları protonlara "bastırır" ve onları nötronlara dönüştürür, bu nedenle nötron yıldızları bu ismi alır. Yakın zamana kadar bilim adamları, bir nötron yıldızının kütlesinin iki güneş kütlesini geçemeyeceğine, aksi takdirde yerçekiminin yıldızı bir kara deliğe "çökeceğine" inanıyorlardı. Nötron yıldızlarının iç kısmının durumu büyük ölçüde bir sırdır. Örneğin, bir nötron yıldızının merkez bölgelerinde "serbest" kuarkların ve K-mezonlar ve hiperonlar gibi temel parçacıkların varlığı tartışılmaktadır.

Araştırmanın yazarları, Ulusal Radyo Gözlemevi'nden Paul Demorest liderliğindeki bir grup Amerikalı bilim insanı, Dünya'dan üç bin ışıkyılı uzaklıkta bulunan ve bileşenlerinden biri nötron yıldızı, diğeri beyaz cüce olan çift yıldız J1614-2230'u inceledi. .

Bu durumda, bir nötron yıldızı bir pulsardır, yani yıldızın dönmesinin bir sonucu olarak dar yönlendirilmiş radyo emisyonu akışları yayan bir yıldızdır; radyasyon akışı, radyo teleskopları kullanılarak Dünya yüzeyinden tespit edilebilir; farklı zaman aralıklarında.

Beyaz cüce ve nötron yıldızı birbirlerine göre dönüyor. Ancak bir nötron yıldızının merkezinden gelen radyo sinyalinin geçiş hızı, beyaz cücenin yerçekiminden etkilenir; onu "yavaşlatır". Bilim adamları, radyo sinyallerinin Dünya'ya varış zamanını ölçerek, sinyal gecikmesinden "sorumlu" olan nesnenin kütlesini doğru bir şekilde belirleyebilirler.

"Bu sistem konusunda çok şanslıyız. Hızla dönen pulsar, bize mükemmel konumlandırılmış bir yörüngeden gelen bir sinyal veriyor. Üstelik beyaz cücemiz, bu tür yıldızlar için oldukça büyük. Bu eşsiz kombinasyon, sistemin tüm avantajlarından yararlanmamızı sağlıyor." Makalenin yazarlarından biri olan Scott Ransom, "Shapiro etkisi (sinyalin yerçekimsel gecikmesi) ve ölçümleri basitleştiriyor" diyor.

J1614-2230 ikili sistemi neredeyse yandan, yani yörünge düzleminde gözlenebilecek şekilde konumlandırılmıştır. Bu, onu oluşturan yıldızların kütlelerinin doğru bir şekilde ölçülmesini kolaylaştırır.

Sonuç olarak pulsarın kütlesinin 1,97 güneş kütlesine eşit olduğu ortaya çıktı ve bu, nötron yıldızları için rekor oldu.

"Bu kütle ölçümleri bize, eğer bir nötron yıldızının çekirdeğinde kuarklar varsa, bunların "serbest" olamayacaklarını, ancak büyük olasılıkla birbirleriyle "normal" atom çekirdeklerinden çok daha güçlü bir şekilde etkileşime girmeleri gerektiğini söylüyor" diye açıklıyor. Bu konu üzerinde çalışan bir grup astrofizikçinin lideri Arizona Devlet Üniversitesi'nden Feryal Özel'dir.

Ransom, "Bir nötron yıldızının kütlesi kadar basit bir şeyin, fiziğin ve astronominin farklı alanlarında bu kadar çok şey anlatabilmesi benim için şaşırtıcı" diyor.

Sternberg Devlet Astronomi Enstitüsü'nden astrofizikçi Sergei Popov, nötron yıldızlarının incelenmesinin maddenin yapısı hakkında hayati bilgiler sağlayabileceğini belirtiyor.

"Yer laboratuvarlarında nükleerden çok daha yüksek yoğunluktaki maddeyi incelemek imkansızdır. Ve bu, dünyanın nasıl çalıştığını anlamak için çok önemlidir. Neyse ki, nötron yıldızlarının derinliklerinde bu kadar yoğun madde var. Bu maddenin özelliklerini belirlemek için." Popov, RIA Novosti'ye yaptığı açıklamada, bir nötron yıldızına sahip olmak ve kara deliğe dönüşmemek için maksimum kütlenin ne olabileceğini bulmak çok önemli" dedi.

Genellikle "ölü" yıldızlar olarak adlandırılan nötron yıldızları şaşırtıcı nesnelerdir. Son yıllardaki çalışmaları astrofiziğin en büyüleyici ve keşif açısından zengin alanlarından biri haline geldi. Nötron yıldızlarına olan ilgi, yalnızca yapılarının gizeminden değil, aynı zamanda devasa yoğunluklarından ve güçlü manyetik ve çekim alanlarından da kaynaklanmaktadır. Oradaki madde, devasa bir atom çekirdeğini andıran özel bir durumdadır ve bu koşullar, dünya laboratuvarlarında yeniden üretilemez.

Bir kalemin ucunda doğum

1932'de yeni bir temel parçacık olan nötronun keşfi, astrofizikçilerin bunun yıldızların evriminde nasıl bir rol oynayabileceğini merak etmesine yol açtı. İki yıl sonra süpernova patlamalarının sıradan yıldızların nötron yıldızlarına dönüşümüyle ilişkili olduğu öne sürüldü. Daha sonra ikincisinin yapısı ve parametreleri hakkında hesaplamalar yapıldı ve eğer küçük yıldızlar (Güneşimiz gibi) evrimlerinin sonunda beyaz cücelere dönüşürse, daha ağır olanların nötron haline geldiği ortaya çıktı. Ağustos 1967'de radyo gökbilimcileri, kozmik radyo kaynaklarının titremesini incelerken garip sinyaller keşfettiler: çok kısa, yaklaşık 50 milisaniye süren, kesin olarak tanımlanmış bir zaman aralığında (bir saniye civarında) tekrarlanan radyo emisyon darbeleri kaydedildi. . Bu, radyo emisyonundaki rastgele düzensiz dalgalanmaların olağan kaotik tablosundan tamamen farklıydı. Tüm ekipmanları kapsamlı bir şekilde kontrol ettikten sonra darbelerin dünya dışı kökenli olduğundan emin olduk. Değişken yoğunlukta ışık yayan nesnelere şaşırmak gökbilimciler için zordur, ancak bu durumda süre o kadar kısaydı ve sinyaller o kadar düzenliydi ki, bilim adamları bunların dünya dışı uygarlıklardan gelen haberler olabileceğini ciddi bir şekilde öne sürdüler.

Bu nedenle, alınan darbelerde herhangi bir anlam bulma girişimleri boşuna sonuçlansa da, ilk pulsar LGM-1 (İngiliz Küçük Yeşil Adamlar "Küçük Yeşil Adamlar" dan) olarak adlandırıldı. Kısa süre sonra 3 titreşimli radyo kaynağı daha keşfedildi. Periyodlarının yine bilinen tüm astronomik nesnelerin karakteristik titreşim ve dönüş zamanlarından çok daha az olduğu ortaya çıktı. Radyasyonun darbeli doğasından dolayı yeni nesneler pulsar olarak adlandırılmaya başlandı. Bu keşif tam anlamıyla astronomiyi sarstı ve birçok radyo gözlemevinden pulsar tespitlerine ilişkin raporlar gelmeye başladı. 1054 yılında bir süpernova patlaması nedeniyle ortaya çıkan Yengeç Bulutsusu'nda bir pulsarın keşfedilmesinden sonra (Çinlilerin, Arapların ve Kuzey Amerikalıların yıllıklarında bahsettiği gibi bu yıldız gündüzleri görülebiliyordu), pulsarların bir şekilde olduğu ortaya çıktı. Süpernova patlamalarıyla ilgili.

Büyük olasılıkla sinyaller patlamadan sonra bırakılan bir nesneden geldi. Astrofizikçilerin pulsarların uzun zamandır aradıkları hızla dönen nötron yıldızları olduğunu anlamaları uzun zaman aldı.

Yengeç Bulutsusu
Dünyanın gökyüzünde Venüs'ten daha parlak parıldayan ve gündüz bile görülebilen bu süpernovanın (yukarıdaki fotoğraf) patlaması, dünya saatlerine göre 1054 yılında meydana geldi. Neredeyse 1000 yıl, kozmik standartlara göre çok kısa bir süre; ancak bu süre zarfında, patlayan yıldızın kalıntılarından güzel Yengeç Bulutsusu oluşmayı başardı. Bu görüntü iki resmin birleşiminden oluşuyor: bunlardan biri Hubble Uzay Optik Teleskobu (kırmızının tonları), diğeri Chandra X-ışını teleskopu (mavi) tarafından elde edildi. X-ışını aralığında yayılan yüksek enerjili elektronların enerjilerini çok hızlı bir şekilde kaybettiği, dolayısıyla nebulanın yalnızca orta kısmında mavi renklerin hakim olduğu açıkça görülüyor.
İki görüntünün birleştirilmesi, gama kuantumundan radyo dalgalarına kadar en geniş frekans aralığında elektromanyetik salınımlar yayan bu muhteşem kozmik jeneratörün çalışma mekanizmasının daha doğru bir şekilde anlaşılmasına yardımcı olur. Nötron yıldızlarının çoğu radyo emisyonuyla tespit edilmiş olsa da enerjilerinin büyük kısmını gama ışını ve x ışını aralığında yayarlar. Nötron yıldızları çok sıcak doğarlar, ancak yeterince hızlı soğurlar ve zaten bin yaşında olduklarında yaklaşık 1.000.000 K yüzey sıcaklığına sahiptirler. Bu nedenle, yalnızca termal radyasyon nedeniyle X-ışını aralığında yalnızca genç nötron yıldızları parlar.

Bir pulsarın fiziği
Bir pulsar, mıknatısın ekseniyle çakışmayan bir eksen etrafında dönen devasa mıknatıslanmış bir tepedir. Üzerine hiçbir şey düşmeseydi ve hiçbir şey yaymasaydı, radyo emisyonu dönme frekansına sahip olurdu ve onu Dünya'da asla duyamazdık. Ancak gerçek şu ki, bu üst kısım devasa bir kütleye ve yüksek bir yüzey sıcaklığına sahip ve dönen manyetik alan, protonları ve elektronları neredeyse ışık hızına kadar hızlandırabilen devasa bir elektrik alanı yaratıyor. Üstelik pulsarın etrafında hızla dolaşan tüm bu yüklü parçacıklar, onun devasa manyetik alanı içinde sıkışıp kalıyor. Ve yalnızca manyetik eksen etrafındaki küçük bir katı açı içinde serbest kalabilirler (nötron yıldızları Evrendeki en güçlü manyetik alanlara sahiptirler ve karşılaştırma için 10 10 10 14 gauss'a ulaşırlar: dünyanın alanı 1 gauss, güneşinki 10 50 gauss'tur) ). Pulsarların keşfedildiği ve daha sonra nötron yıldızları olduğu ortaya çıkan radyo emisyonunun kaynağı, bu yüklü parçacık akışlarıdır. Bir nötron yıldızının manyetik ekseninin kendi dönüş ekseniyle çakışması gerekmediğinden, yıldız döndüğünde, bir radyo dalgası akışı, yanıp sönen bir işaret ışığının ışını gibi uzayda yayılır ve yalnızca anlık olarak çevredeki karanlığı keser.

Yengeç Bulutsusu pulsarının aktif (sol) ve normal (sağ) durumlarındaki X-ışını görüntüleri

en yakın komşu
Bu pulsar, Dünya'dan yalnızca 450 ışıkyılı uzaklıkta yer almaktadır ve yörünge periyodu 5,5 gün olan bir nötron yıldızı ve bir beyaz cüceden oluşan ikili bir sistemdir. ROSAT uydusu tarafından alınan yumuşak X-ışını radyasyonu, iki milyon dereceye kadar ısıtılan PSR J0437-4715 kutup buz tabakaları tarafından yayılıyor. Hızlı dönüşü sırasında (bu pulsarın periyodu 5,75 milisaniyedir), bir veya diğer manyetik kutupla Dünya'ya doğru döner, bunun sonucunda gama ışını akısının yoğunluğu %33 oranında değişir. Küçük pulsarın yanındaki parlak nesne, bazı nedenlerden dolayı spektrumun X-ışını bölgesinde aktif olarak parıldayan uzak bir galaksidir.

Yüce Yerçekimi

Modern evrim teorisine göre büyük kütleli yıldızlar devasa bir patlamayla yaşamlarına son verirler ve bunların çoğu genişleyen bir gaz nebulasına dönüşür. Sonuç olarak, boyut ve kütle olarak Güneşimizden kat kat daha büyük bir devden geriye kalan, yaklaşık 20 km büyüklüğünde, ince bir atmosferi (hidrojen ve daha ağır iyonlardan oluşan) ve yerçekimi alanının 100 milyar kat daha büyük olduğu yoğun, sıcak bir nesnedir. Dünya'nınki. Esas olarak nötronlardan oluştuğuna inanılarak buna nötron yıldızı adı verildi. Nötron yıldızı maddesi, maddenin en yoğun şeklidir (böyle bir süper çekirdeğin bir çay kaşığı yaklaşık bir milyar ton ağırlığındadır). Pulsarların yaydığı sinyallerin çok kısa periyodu, bunların büyük bir manyetik alana sahip olan ve çok yüksek bir hızla dönen nötron yıldızları olduğu yönündeki ilk ve en önemli argümandı. Yalnızca güçlü bir yerçekimi alanına sahip yoğun ve kompakt nesneler (yalnızca birkaç on kilometre boyutunda), merkezkaç atalet kuvvetleri nedeniyle parçalara ayrılmadan böyle bir dönüş hızına dayanabilir.

Bir nötron yıldızı, protonlar ve elektronlarla karıştırılmış bir nötron sıvısından oluşur. Atom çekirdeğindeki maddeye çok benzeyen “nükleer sıvı”, sıradan sudan 1014 kat daha yoğundur. Bu büyük fark anlaşılabilir çünkü atomlar çoğunlukla hafif elektronların küçük, ağır bir çekirdeğin etrafında uçuştuğu boş alandan oluşuyor. Protonlar ve nötronlar elektronlardan 2000 kat daha ağır olduğundan çekirdek neredeyse tüm kütleyi içerir. Nötron yıldızının oluşmasıyla ortaya çıkan aşırı kuvvetler atomları o kadar sıkıştırır ki, çekirdeğe sıkışan elektronlar protonlarla birleşerek nötronları oluşturur. Böylece neredeyse tamamı nötronlardan oluşan bir yıldız doğar. Süper yoğun nükleer sıvı, Dünya'ya getirildiğinde nükleer bomba gibi patlayabilir, ancak bir nötron yıldızında muazzam yerçekimi basıncı nedeniyle kararlıdır. Bununla birlikte, nötron yıldızının dış katmanlarında (aslında tüm yıldızlarda olduğu gibi), basınç ve sıcaklık düşerek yaklaşık bir kilometre kalınlığında katı bir kabuk oluşur. Esas olarak demir çekirdeklerinden oluştuğuna inanılmaktadır.

Flaş
5 Mart 1979'daki devasa X-ışını patlamasının, Galaksimizin çok ötesinde, Samanyolu'nun bir uydusu olan ve Dünya'dan 180 bin ışıkyılı uzaklıkta bulunan Büyük Macellan Bulutu'nda meydana geldiği ortaya çıktı. 5 Mart'ta yedi uzay aracı tarafından kaydedilen gama ışını patlamasının ortak işlenmesi, bu nesnenin konumunu oldukça doğru bir şekilde belirlemeyi mümkün kıldı ve onun tam olarak Macellan Bulutu'nda yer aldığı gerçeği bugün pratikte şüphe götürmez.

180 bin yıl önce bu uzak yıldızda meydana gelen olayı hayal etmek zordur, ancak o zaman 10 süpernova gibi parladı, bu da galaksimizdeki tüm yıldızların parlaklığının 10 katından fazlaydı. Şeklin üst kısmındaki parlak nokta, uzun zamandır bilinen ve iyi bilinen bir SGR pulsarıdır ve düzensiz dış hat, 5 Mart 1979'da alevlenen nesnenin en muhtemel konumudur.

Nötron yıldızının kökeni
Bir süpernova patlaması, yerçekimi enerjisinin bir kısmının ısıya dönüşmesidir. Yaşlı bir yıldızın yakıtı bittiğinde ve termonükleer reaksiyon yıldızın içini artık gerekli sıcaklığa ısıtamadığında, gaz bulutunun ağırlık merkezinde çökme meydana gelir. Bu süreçte açığa çıkan enerji, yıldızın dış katmanlarını her yöne dağıtarak genişleyen bir bulutsu oluşturur. Eğer yıldız Güneşimiz gibi küçükse, o zaman bir patlama meydana gelir ve bir beyaz cüce oluşur. Eğer yıldızın kütlesi Güneş'in kütlesinin 10 katından fazla ise bu durumda böyle bir çöküş süpernova patlamasına yol açar ve sıradan bir nötron yıldızı oluşur. 20 x 40 güneş kütlesine sahip çok büyük bir yıldızın yerinde bir süpernova patlarsa ve kütlesi üç güneşten fazla olan bir nötron yıldızı oluşursa, o zaman yerçekimsel sıkıştırma süreci geri döndürülemez hale gelir ve bir kara delik oluşur. oluşturulan.

İç yapı
Bir nötron yıldızının dış katmanlarının katı kabuğu, kübik bir kafes halinde düzenlenmiş ağır atom çekirdeklerinden oluşur ve elektronlar aralarında serbestçe uçar; bu, karasal metalleri anımsatır, ancak yalnızca çok daha yoğundur.

Açık soru

Nötron yıldızları yaklaşık otuz yıldır yoğun bir şekilde inceleniyor olmasına rağmen iç yapıları kesin olarak bilinmemektedir. Üstelik bunların esas olarak nötronlardan oluştuğuna dair kesin bir kesinlik yok. Yıldızın derinliklerine doğru ilerledikçe basınç ve yoğunluk artar ve madde, proton ve nötronların yapı taşları olan kuarklara ayrılacak kadar sıkıştırılabilir. Modern kuantum renk dinamiğine göre kuarklar serbest halde var olamazlar, ancak birbirinden ayrılamaz "üçlü" ve "ikili" olarak birleştirilirler. Ancak belki de bir nötron yıldızının iç çekirdeğinin sınırında durum değişir ve kuarklar bulundukları sınırdan kurtulur. Bir nötron yıldızının ve egzotik kuark maddesinin doğasını daha iyi anlamak için gökbilimcilerin, yıldızın kütlesi ile yarıçapı (ortalama yoğunluk) arasındaki ilişkiyi belirlemeleri gerekir. Nötron yıldızlarını uydularla inceleyerek kütlelerini oldukça doğru bir şekilde ölçmek mümkündür, ancak çaplarını belirlemek çok daha zordur. Daha yakın zamanlarda, XMM-Newton X-ışını uydusunu kullanan bilim adamları, nötron yıldızlarının yoğunluğunu kütleçekimsel kırmızıya kaymaya dayalı olarak tahmin etmenin bir yolunu buldular. Nötron yıldızlarıyla ilgili bir başka alışılmadık şey de yıldızın kütlesi azaldıkça yarıçapının artması; bunun sonucunda en büyük nötron yıldızlarının en küçük boyuta sahip olmasıdır.

Karadul
Bir süpernovanın patlaması sıklıkla yeni doğmuş bir pulsara hatırı sayılır bir hız kazandırır. Kendine ait iyi bir manyetik alana sahip böylesine uçan bir yıldız, yıldızlararası uzayı dolduran iyonize gazı büyük ölçüde rahatsız eder. Yıldızın önünden geçen ve sonrasında geniş bir koniye doğru sapan bir tür şok dalgası oluşur. Birleşik optik (mavi-yeşil kısım) ve X-ışını (kırmızının tonları) görüntüsü, burada sadece parlak bir gaz bulutuyla değil, aynı zamanda bu milisaniyelik pulsar tarafından yayılan devasa bir temel parçacık akışıyla da karşı karşıya olduğumuzu gösteriyor. Kara Dul'un doğrusal hızı 1 milyon km/saattir, kendi ekseni etrafında 1,6 ms'de döner, halihazırda yaklaşık bir milyar yaşındadır ve Dul'un etrafında 9,2 saatlik bir periyotla dönen bir yoldaş yıldızı vardır. Pulsar B1957+20 adını, güçlü radyasyonunun komşusunu yakarak kendisini oluşturan gazın "kaynamasına" ve buharlaşmasına neden olması nedeniyle almıştır. Pulsarın arkasındaki kırmızı puro şeklindeki koza, nötron yıldızı tarafından yayılan elektronların ve protonların yumuşak gama ışınları yaydığı uzayın bir parçasıdır.

Bilgisayar modellemesinin sonucu, hızlı uçan bir pulsarın yakınında meydana gelen süreçlerin kesitsel olarak çok net bir şekilde sunulmasını mümkün kılmaktadır. Parlak bir noktadan ayrılan ışınlar, bir nötron yıldızından yayılan parçacıkların ve antipartiküllerin akışının yanı sıra radyant enerji akışının geleneksel bir görüntüsüdür. Nötron yıldızı etrafındaki siyah uzayın ve kırmızı parlak plazma bulutlarının sınırındaki kırmızı çerçeve, neredeyse ışık hızında uçan göreceli parçacık akışının, şok dalgası tarafından sıkıştırılan yıldızlararası gazla buluştuğu yerdir. Parçacıklar keskin bir frenlemeyle X-ışınları yayar ve enerjilerinin çoğunu kaybederek gelen gazı artık çok fazla ısıtmazlar.

Devlerin Krampı

Pulsarlar, bir nötron yıldızının yaşamının ilk aşamalarından biri olarak kabul edilir. Bilim insanları, çalışmaları sayesinde manyetik alanları, dönüş hızını ve nötron yıldızlarının gelecekteki kaderini öğrendi. Bir pulsarın davranışını sürekli izleyerek, tam olarak ne kadar enerji kaybettiğini, ne kadar yavaşladığını ve hatta güçlü radyo dalgaları yayamayacak kadar yavaşlayarak varlığının ne zaman sona ereceğini belirleyebiliriz. Bu çalışmalar nötron yıldızları hakkındaki birçok teorik öngörüyü doğruladı.

Zaten 1968'de, dönüş periyodu 0,033 saniyeden 2 saniyeye kadar olan pulsarlar keşfedildi. Radyo pulsar darbelerinin periyodikliği inanılmaz bir doğrulukla korunuyor ve ilk başta bu sinyallerin kararlılığı dünyanın atom saatlerinden daha yüksekti. Ancak zaman ölçümü alanındaki ilerlemelerle birlikte birçok pulsarın periyotlarındaki düzenli değişiklikleri kaydetmek mümkün oldu. Elbette bunlar son derece küçük değişikliklerdir ve ancak milyonlarca yılda bu sürenin iki katına çıkmasını bekleyebiliriz. Mevcut dönüş hızının dönüş yavaşlamasına oranı, pulsarın yaşını tahmin etmenin yollarından biridir. Radyo sinyalinin dikkat çekici istikrarına rağmen, bazı pulsarlar bazen "bozukluklar" olarak adlandırılan sorunlarla karşılaşıyor. Çok kısa bir zaman aralığında (2 dakikadan az), pulsarın dönüş hızı önemli miktarda artar ve bir süre sonra “bozulma” öncesindeki değere geri döner. Bu “bozuklukların” nötron yıldızı içindeki kütlenin yeniden düzenlenmesinden kaynaklanabileceğine inanılıyor. Ancak her durumda kesin mekanizma hala bilinmiyor.

Dolayısıyla Vela pulsarı yaklaşık her 3 yılda bir büyük "bozulmalara" maruz kalıyor ve bu da onu bu tür fenomenleri incelemek için çok ilginç bir nesne haline getiriyor.

Magnetarlar

Tekrarlanan yumuşak gama ışını patlaması kaynakları (SGR'ler) olarak adlandırılan bazı nötron yıldızları, düzensiz aralıklarla güçlü "yumuşak" gama ışınları patlamaları yayar. Saniyenin onda biri kadar süren tipik bir patlamada SGR'nin yaydığı enerji miktarı, Güneş tarafından ancak bir yıl boyunca yayılabilir. Bilinen dört SGR Galaksimizin içinde yer almaktadır ve yalnızca bir tanesi onun dışındadır. Bu inanılmaz enerji patlamalarına yıldız depremleri neden olabilir; nötron yıldızlarının katı yüzeyi parçalandığında ve derinliklerinden güçlü proton akımları patladığında depremlerin güçlü versiyonları olan ve manyetik bir alana sıkışıp gama ve X-ışını radyasyonu yayan yıldız depremleri meydana gelebilir. . Nötron yıldızlarının, 5 Mart 1979'daki dev gama ışını patlamasından sonra, ilk saniyede Güneş'in 1000 yıl içinde yaydığı kadar enerji açığa çıkaran güçlü gama ışını patlamalarının kaynağı olduğu belirlendi. En aktif nötron yıldızlarından birinin son gözlemleri, düzensiz, güçlü gama ve X-ışını radyasyonu patlamalarının yıldız depremlerinden kaynaklandığı teorisini destekliyor gibi görünüyor.

Ünlü SGR, 1998'de, 20 yıldır hiçbir faaliyet belirtisi göstermeyen "uykusundan" aniden uyandı ve neredeyse 5 Mart 1979'daki gama ışını patlaması kadar enerji saçtı. Bu olayı gözlemlerken araştırmacıları en çok etkileyen şey, yıldızın dönüş hızının, onun yok oluşuna işaret eden keskin yavaşlaması oldu. Güçlü gama ışını ve X ışını patlamalarını açıklamak için süper güçlü bir manyetik alana sahip bir magnetar-nötron yıldız modeli önerildi. Bir nötron yıldızı çok hızlı dönerek doğarsa, nötron yıldızının yaşamının ilk birkaç saniyesinde önemli bir rol oynayan dönüş ve konveksiyonun birleşik etkisi, "aktif manyetik alan" olarak bilinen karmaşık bir süreç yoluyla çok büyük bir manyetik alan yaratabilir. dinamo" (alan Dünya ve Güneş'in içinde yaratıldığı gibi). Teorisyenler, sıcak, yeni doğmuş bir nötron yıldızı içinde çalışan böyle bir dinamonun, pulsarların normal alanından 10.000 kat daha güçlü bir manyetik alan yaratabildiğini keşfettiklerinde hayrete düştüler. Yıldız soğuduğunda (10 veya 20 saniye sonra), konveksiyon ve dinamo hareketi durur, ancak bu süre gerekli alanın ortaya çıkması için yeterlidir.

Dönen, elektriksel olarak iletken bir topun manyetik alanı kararsız olabilir ve yapısının keskin bir şekilde yeniden yapılandırılmasına devasa miktarda enerjinin salınması eşlik edebilir (bu tür bir istikrarsızlığın açık bir örneği, Dünya'nın manyetik kutuplarının periyodik aktarımıdır). Güneş'te de "güneş patlamaları" adı verilen patlayıcı olaylarda benzer şeyler oluyor. Bir magnetarda mevcut manyetik enerji çok büyüktür ve bu enerji, 5 Mart 1979 ve 27 Ağustos 1998 gibi dev patlamalara güç sağlamak için oldukça yeterlidir. Bu tür olaylar kaçınılmaz olarak nötron yıldızının hacmindeki elektrik akımlarının yanı sıra katı kabuğunun yapısında da derin bozulmalara ve değişikliklere neden olur. Periyodik patlamalar sırasında güçlü X-ışını radyasyonu yayan bir başka gizemli nesne türü de anormal X-ışını pulsarlarıAXP'dir. Sıradan X-ışını pulsarlarından yalnızca X-ışını aralığında yaymaları bakımından farklılık gösterirler. Bilim adamları, SGR ve AXP'nin, manyetik alandan enerji çekerek yumuşak gama ışınları yayan aynı sınıftaki nesnelerin, yani magnetarların veya nötron yıldızlarının yaşamının aşamaları olduğuna inanıyor. Her ne kadar magnetarlar bugün teorisyenlerin buluşu olarak kalsa ve onların varlığını doğrulayan yeterli veri bulunmasa da, gökbilimciler ısrarla gerekli kanıtları arıyorlar.

Magnetar adayları
Gökbilimciler, ana galaksimiz Samanyolu'nu zaten o kadar derinlemesine incelediler ki, nötron yıldızlarının en dikkat çekicisinin konumunu gösteren yandan görünüşünü tasvir etmenin onlara hiçbir maliyeti yok.

Bilim adamları, AXP ve SGR'nin aynı dev mıknatıslı nötron yıldızının yaşamındaki yalnızca iki aşama olduğuna inanıyor. İlk 10.000 yıl boyunca magnetar, sıradan ışıkta görülebilen ve tekrarlanan yumuşak X-ışını radyasyonu patlamaları üreten bir SGR pulsarıdır ve sonraki milyonlarca yıl boyunca, anormal bir AXP pulsarı gibi görünür aralıktan kaybolur ve üfler. sadece röntgende.

En güçlü mıknatıs
Olağandışı pulsar SGR 1806-20'nin gözlemleri sırasında RXTE uydusu (Rossi X-ray Timing Explorer, NASA) tarafından elde edilen verilerin analizi, bu kaynağın Evrende bugüne kadar bilinen en güçlü mıknatıs olduğunu gösterdi. Alanının büyüklüğü yalnızca dolaylı verilere (pulsarın yavaşlamasından) dayanarak değil, aynı zamanda nötron yıldızının manyetik alanındaki protonların dönme frekansının neredeyse doğrudan ölçülmesiyle de belirlendi. Bu magnetarın yüzeyine yakın manyetik alan 10 15 gauss'a ulaşır. Örneğin Ay'ın yörüngesinde olsaydı, Dünyamızdaki tüm manyetik depolama ortamlarının manyetikliği giderilirdi. Doğru, kütlesinin yaklaşık olarak Güneş'inkine eşit olduğu gerçeğini hesaba katarsak, bunun artık bir önemi kalmayacaktır, çünkü Dünya bu nötron yıldızının üzerine düşmemiş olsaydı bile, onun etrafında deli gibi dönecek ve bir yıldız oluşturacaktı. sadece bir saat içinde tam devrim.

Aktif dinamo
Enerjinin bir formdan diğerine geçmeyi sevdiğini hepimiz biliyoruz. Elektrik kolaylıkla ısıya, kinetik enerji ise potansiyel enerjiye dönüşür. Elektriksel olarak iletken magma, plazma veya nükleer maddenin devasa konvektif akışlarının, kinetik enerjilerini alışılmadık bir şeye, örneğin manyetik alana dönüştürebildiği ortaya çıktı. Küçük bir başlangıç manyetik alanının varlığında dönen bir yıldız üzerindeki büyük kütlelerin hareketi, orijinal alanla aynı yönde bir alan oluşturan elektrik akımlarına yol açabilir. Bunun sonucunda dönen, akım ileten bir nesnenin kendi manyetik alanında çığ benzeri bir artış başlar. Alan ne kadar büyük olursa, akımlar o kadar büyük olur, akımlar o kadar büyük olur, alan da o kadar büyük olur ve tüm bunlar, sıcak bir maddenin soğuk bir maddeden daha hafif olması ve dolayısıyla yukarı doğru yüzmesi nedeniyle sıradan konvektif akışlardan kaynaklanmaktadır.

Sorunlu mahalle

Ünlü Chandra uzay gözlemevinin (diğer galaksiler de dahil) yüzlerce nesneyi keşfetmesi, tüm nötron yıldızlarının kaderinin yalnız bir yaşam sürmeyeceğini gösteriyor. Bu tür nesneler, nötron yıldızını yaratan süpernova patlamasından sağ kurtulan ikili sistemlerde doğar. Ve bazen küresel kümeler gibi yoğun yıldız bölgelerindeki tek nötron yıldızlarının bir arkadaş yakaladığı da olur. Bu durumda nötron yıldızı komşusundan maddeyi “çalacaktır”. Ve ona eşlik edecek yıldızın büyüklüğüne bağlı olarak bu “hırsızlık” farklı sonuçlara yol açacaktır. Kütlesi Güneşimizden daha az olan bir yoldaştan nötron yıldızı gibi bir "kırıntının" üzerine akan gaz, kendi açısal momentumunun çok büyük olması nedeniyle hemen düşemez, bu nedenle çevresinde birikim diski adı verilen bir disk oluşturur. “çalıntı » madde. Nötron yıldızının etrafını sararken oluşan sürtünme ve yerçekimi alanındaki sıkışma, gazı milyonlarca dereceye kadar ısıtır ve X-ışınları yaymaya başlar. Düşük kütleli bir yoldaşa sahip olan nötron yıldızlarıyla ilgili bir başka ilginç olay da X-ışını patlamalarıdır. Genellikle birkaç saniyeden birkaç dakikaya kadar sürerler ve maksimumda yıldıza Güneş'in parlaklığından neredeyse 100 bin kat daha fazla bir parlaklık verirler.

Bu patlamalar, hidrojen ve helyumun yoldaştan nötron yıldızına aktarıldığında yoğun bir katman oluşturmasıyla açıklanıyor. Yavaş yavaş, bu katman o kadar yoğunlaşır ve ısınır ki, termonükleer bir füzyon reaksiyonu başlar ve büyük miktarda enerji açığa çıkar. Güç açısından bu, bir nötron yıldızının yüzeyinin her santimetre karesinde dünyalıların tüm nükleer cephaneliğinin bir dakika içinde patlamasına eşdeğerdir. Nötron yıldızının çok büyük bir yoldaşı varsa tamamen farklı bir tablo ortaya çıkar. Dev yıldız, yıldız rüzgarı (yüzeyinden çıkan iyonize gaz akışı) şeklinde madde kaybeder ve nötron yıldızının muazzam yerçekimi bu maddenin bir kısmını yakalar. Ancak burada manyetik alan devreye giriyor ve düşen maddenin kuvvet çizgileri boyunca manyetik kutuplara doğru akmasına neden oluyor.

Bu, X-ışını radyasyonunun öncelikle kutuplardaki sıcak noktalarda üretildiği anlamına gelir ve yıldızın manyetik ekseni ile dönme ekseni çakışmazsa, yıldızın parlaklığı değişken olur - o aynı zamanda bir pulsardır , ama yalnızca bir röntgen filmi. X-ışını pulsarlarındaki nötron yıldızlarının yoldaşları parlak dev yıldızlardır. Patlamalarda nötron yıldızlarının yoldaşları sönük, düşük kütleli yıldızlardır. Parlak devlerin yaşı birkaç on milyon yılı aşmazken, sönük cüce yıldızların yaşı milyarlarca yıl olabilir, çünkü birincisi nükleer yakıtını ikincisinden çok daha hızlı tüketir. Patlamaların, manyetik alanın zamanla zayıfladığı eski sistemler olduğu, pulsarların ise nispeten genç olduğu ve dolayısıyla içlerindeki manyetik alanların daha güçlü olduğu sonucu çıkıyor. Belki patlamalar geçmişte bir noktada titreşmiştir, ancak pulsarlar gelecekte henüz patlamayacaktır.

Milisaniye pulsarları olarak adlandırılan en kısa periyotlara (30 milisaniyeden az) sahip pulsarlar da ikili sistemlerle ilişkilidir. Hızlı dönüşlerine rağmen, beklendiği gibi en gençleri değil, en yaşlıları oldukları ortaya çıktı.

Bunlar, yaşlı, yavaşça dönen bir nötron yıldızının, aynı zamanda yaşlı arkadaşından (genellikle bir kırmızı dev) maddeyi emmeye başladığı ikili sistemlerden kaynaklanırlar. Madde bir nötron yıldızının yüzeyine düştüğünde, ona dönme enerjisini aktararak onun giderek daha hızlı dönmesine neden olur. Bu, nötron yıldızının neredeyse fazla kütleden kurtulmuş arkadaşı beyaz bir cüce haline gelinceye ve pulsar canlanıp saniyede yüzlerce devir hızla dönmeye başlayana kadar gerçekleşir. Ancak yakın zamanda gökbilimciler, milisaniyelik bir pulsarın yoldaşının beyaz bir cüce değil, dev, şişkin bir kırmızı yıldız olduğu çok sıra dışı bir sistem keşfettiler. Bilim insanları bu ikili sistemi tam da kızıl yıldızın fazla kilolarından "kurtarılıp" beyaz cüceye dönüşme aşamasında gözlemlediklerine inanıyor. Bu hipotez yanlışsa, eşlik eden yıldız, bir pulsar tarafından kazara yakalanan sıradan bir küresel küme yıldızı olabilir. Şu anda bilinen neredeyse tüm nötron yıldızları, X-ışını çiftlerinde veya tek pulsarlar halinde bulunur.

Ve son zamanlarda Hubble, görünür ışıkta ikili sistemin bir bileşeni olmayan ve X-ışını ve radyo aralığında titreşmeyen bir nötron yıldızını fark etti. Bu, boyutunu doğru bir şekilde belirlemek ve bu tuhaf yanmış, kütleçekimsel olarak sıkıştırılmış yıldız sınıfının bileşimi ve yapısı hakkındaki fikirlerde ayarlamalar yapmak için eşsiz bir fırsat sağlar. Bu yıldız ilk olarak bir X-ışını kaynağı olarak keşfedildi ve uzayda hareket ederken hidrojen gazı topladığı için değil, henüz genç olduğu için bu aralıkta yayılıyor. İkili sistemdeki yıldızlardan birinin kalıntısı olabilir. Bir süpernova patlaması sonucu bu ikili sistem çöktü ve eski komşular Evrende bağımsız bir yolculuğa başladı.

Bebek yıldız yiyen
Tıpkı taşların yere düşmesi gibi, büyük bir yıldız da kütlesinin bir kısmını serbest bırakarak yavaş yavaş yüzeyine yakın büyük bir çekim alanına sahip olan küçük ve uzak bir komşuya doğru hareket eder. Yıldızlar ortak bir ağırlık merkezi etrafında dönmüyorsa, gaz akışı, bir kupadan çıkan su akışı gibi, küçük bir nötron yıldızının üzerine basitçe akabilir. Ancak yıldızlar bir daire içinde döndüklerinden düşen maddenin yüzeye ulaşmadan önce açısal momentumunun çoğunu kaybetmesi gerekir. Burada da farklı yörüngelerde hareket eden parçacıkların karşılıklı sürtünmesi ve birikim diskini oluşturan iyonize plazmanın pulsarın manyetik alanıyla etkileşimi, nötron yıldızının yüzeyine çarparak maddenin düşme sürecinin başarılı bir şekilde sona ermesine yardımcı oluyor. manyetik kutuplarının bölgesi.

Bilmece 4U2127 çözüldü
Bu yıldız, parametrelerinde garip yavaş değişkenlikler göstererek ve her seferinde farklı şekilde parlayarak gökbilimcileri 10 yıldan fazla bir süredir kandırıyor. Yalnızca Chandra uzay gözlemevinin en son araştırmaları bu nesnenin gizemli davranışını ortaya çıkarmayı mümkün kıldı. Bunların bir değil iki nötron yıldızı olduğu ortaya çıktı. Üstelik her ikisinin de yoldaşları var: Bir yıldız Güneşimize benzer, diğeri ise küçük mavi bir komşu gibidir. Uzaysal olarak bu yıldız çiftleri birbirinden oldukça büyük bir mesafeyle ayrılır ve bağımsız bir yaşam sürerler. Ancak yıldız küresinde neredeyse aynı noktaya yansıtılıyorlar, bu yüzden bu kadar uzun süre tek bir nesne olarak kabul edildiler. Bu dört yıldız, M15 küresel kümesinde 34 bin ışık yılı uzaklıkta yer alıyor.

Açık soru

Gökbilimciler bugüne kadar toplamda yaklaşık 1.200 nötron yıldızı keşfetti. Bunlardan 1000'den fazlası radyo pulsarlarıdır ve geri kalanı sadece X-ışını kaynaklarıdır. Yıllar süren araştırmalar sonucunda bilim insanları nötron yıldızlarının gerçek orijinaller olduğu sonucuna vardılar. Bazıları çok parlak ve sakindir, bazıları periyodik olarak parlayıp yıldız depremleriyle değişir, bazıları ise ikili sistemlerde bulunur. Bu yıldızlar, en güçlü yerçekimsel ve manyetik alanları, aşırı yoğunlukları ve enerjileri birleştiren en gizemli ve anlaşılması zor astronomik nesneler arasındadır. Ve onların çalkantılı hayatlarındaki her yeni keşif, bilim adamlarına Maddenin doğasını ve Evrenin evrimini anlamak için gerekli olan eşsiz bilgileri veriyor.

Evrensel standart
Güneş sisteminin dışına bir şey göndermek çok zor olduğundan, 30 yıl önce oraya giden Pioneer 10 ve 11 uzay araçlarıyla birlikte dünyalılar da kardeşlerine akıllarında mesajlar göndermişlerdi. Dünya Dışı Zihnin anlayabileceği bir şey çizmek kolay bir iş değildi; üstelik mektubun gönderildiği adresi ve gönderilme tarihini de belirtmek gerekiyordu... Sanatçıların tüm bunları ne kadar net yapabildikleri zor. Bir kişinin anlayabilmesi için, ancak mesajın gönderildiği yeri ve zamanı belirtmek için radyo pulsarlarını kullanma fikri harika. Güneş'i simgeleyen bir noktadan çıkan çeşitli uzunluklarda aralıklı ışınlar, Dünya'ya en yakın pulsarların yönünü ve mesafesini gösterir ve çizginin kesintili olması, onların dönüş periyodunun ikili bir tanımından başka bir şey değildir. En uzun ışın galaksimiz Samanyolu'nun merkezine işaret ediyor. Proton ve elektronun dönüşlerinin (dönüş yönü) karşılıklı yönelimi değiştiğinde hidrojen atomu tarafından yayılan radyo sinyalinin frekansı, mesajda zaman birimi olarak alınır.

Ünlü 21 cm veya 1420 MHz, Evrendeki tüm akıllı varlıklar tarafından bilinmelidir. Evrenin “radyo işaretlerini” işaret eden bu yer işaretlerini kullanarak, milyonlarca yıl sonra bile dünyalıları bulmak mümkün olacak ve pulsarların kayıtlı frekansını mevcut frekansla karşılaştırarak bunların ne zaman olacağını tahmin etmek mümkün olacak. erkek ve kadın güneş sistemini terk eden ilk uzay gemisinin uçuşunu kutsadılar.

Nikolay Andreev

30'lu yılların başında tahmin ediliyorlardı. XX yüzyıl Sovyet fizikçi L. D. Landau, gökbilimciler W. Baade ve F. Zwicky. 1967'de pulsarlar keşfedildi ve 1977'de nihayet nötron yıldızlarıyla özdeşleştirildi.

Nötron yıldızları, yüksek kütleli bir yıldızın evriminin son aşamasında süpernova patlaması sonucu oluşur.

Süpernova kalıntısının kütlesi (yani kabuk fırlatıldıktan sonra kalan kütle) 1,4'ten büyükse M☉, ancak 2,5'tan az M☉, patlamadan sonra yoğunluk nükleer değerlere ulaşıncaya kadar sıkışması devam eder. Bu, elektronların çekirdeklere "bastırılmasına" ve yalnızca nötronlardan oluşan bir maddenin oluşmasına yol açacaktır. Bir nötron yıldızı belirir.

Beyaz cücelerin yarıçapları gibi nötron yıldızlarının yarıçapları da kütle arttıkça azalır. Yani kütlesi 1,4 olan bir nötron yıldızı M☉ (bir nötron yıldızının minimum kütlesi) 100-200 km yarıçapa ve 2,5 kütleye sahiptir. M☉ (maksimum kütle) - yalnızca 10-12 km. Siteden materyal

Şekil 86'da bir nötron yıldızının şematik kesiti gösterilmektedir. Yıldızın dış katmanları (Şekil 86, III) sert bir kabuk oluşturan demirden oluşur. Yaklaşık 1 km derinlikte, nötron karışımı içeren katı bir demir kabuğu başlar (Şekil 86), bu, sıvı bir süper akışkan ve süper iletken çekirdeğe dönüşür (Şekil 86, I). Sınıra yakın kütlelerde (2,5-2,7 M☉), nötron yıldızının merkez bölgelerinde daha ağır temel parçacıklar (hiperonlar) ortaya çıkar.

Nötron yıldızı yoğunluğu

Bir nötron yıldızındaki maddenin yoğunluğu, atom çekirdeğindeki maddenin yoğunluğuyla karşılaştırılabilir: 10 15 -10 18 kg/m3'e ulaşır. Bu yoğunluklarda elektronların ve protonların bağımsız varlığı imkansızdır ve yıldızın maddesinin neredeyse tamamı nötronlardan oluşmaktadır.

Resimler (fotoğraflar, çizimler)

Bu sayfada aşağıdaki konularda materyaller bulunmaktadır:

4U 0115+63 ve V 0332+53 pulsarları, özel bir kaynak türü olan ışıldayan (veya geçici) X-ışını pulsarlarına aittir. Ya X-ışını aralığında hafifçe parlıyorlar ya da parlak bir şekilde yanıp sönüyorlar, hatta tamamen kayboluyorlar. Pulsarların bir durumdan diğerine geçişleri sayesinde, onların manyetik alanları ve çevredeki maddenin sıcaklıkları değerlendirilebilir. Bu parametrelerin değerleri o kadar yüksektir ki, doğrudan dünyevi laboratuvarlarda elde edilip ölçülemez.

Pulsarın adı, onu bulan ilk gözlemevini belirten bir harfle başlıyor ve ardından pulsarın koordinatları olan sayılar var. “V”, SSCB topraklarını izlemek için tasarlanmış bir Amerikan askeri uydusu olan Vela 5B uydusudur. “4U” ise yörüngedeki ilk özel X-ışını gözlemevi olan “UHURU'nun 4. kataloğu” anlamına geliyor. Ve ilk pulsar keşfedildiğinde, ona başlangıçta "küçük yeşil adamlar" anlamına gelen LGM-1 adı verildi: düzenli aralıklarla radyo darbeleri gönderiyordu ve araştırmacılar bunun akıllı uygarlıklardan gelen bir sinyal olabileceğine karar verdiler.

X-ışını pulsarı, güçlü bir manyetik alana sahip, hızla dönen bir nötron yıldızıdır. Bir nötron yıldızı sıradan bir yıldızla bir çift oluşturabilir ve gazını kendi üzerine çekebilir; astrofizikçiler buna birikim adını verir. Gaz, nötron yıldızının etrafında spiral çizerek bir birikim diski oluşturur ve nötron yıldızının manyetosferinin sınırında yavaşlar. Bu durumda, madde manyetosferin içine biraz nüfuz eder, içinde "donur" ve manyetik çizgiler boyunca kutuplara doğru akar. Manyetik kutuplara düştüğünde yüz milyonlarca dereceye kadar ısınır ve X-ışını aralığında yayılır. Bir nötron yıldızının manyetik ekseni dönme eksenine açılı olduğundan, X-ışınları bir deniz fenerinin ışınları gibi döner ve "kıyıdan" saniyenin binde birinden birkaç dakikaya kadar bir periyotta tekrarlanan sinyaller olarak görünür.

Bir nötron yıldızı, bir süpernova patlamasının olası kalıntılarından biridir. Bazı yıldızların evrimi sonunda kütle çekimi nedeniyle maddeleri o kadar sıkıştırılır ki, elektronlar aslında protonlarla birleşerek nötronları oluştururlar. Bir nötron yıldızının manyetik alanı, Dünya'da ulaşılabilecek maksimum manyetik alanı on milyarlarca kat aşabilir.

İki yıldızdan oluşan bir sistemde bir X-ışını pulsarının gözlemlenebilmesi için maddenin sıradan bir yıldızdan bir nötron yıldızına akması gerekir. Sıradan bir yıldız dev veya süper dev olabilir ve güçlü bir yıldız rüzgarına sahip olabilir, yani uzaya çok fazla madde fırlatabilir. Ya da Roche lobunu doldurmuş olan Güneş gibi küçük bir yıldız olabilir; bu bölgenin ötesindeki madde artık yıldızın kütleçekim kuvveti tarafından tutulmaz ve nötron yıldızının kütleçekimi tarafından çekilir.

X-ışını pulsarları 4U 0115+63 ve V 0332+53 çok düzensiz bir şekilde yayılıyor (yani radyasyon patlamaları sergiliyorlar), çünkü her birinin oldukça sıra dışı bir eşlik yıldızı var - Be sınıfı bir yıldız. Be yıldızı kendi ekseni etrafında o kadar hızlı dönüyor ki zaman zaman eteği "kalkıyor" (ekvator boyunca bir gaz diski oluşuyor ve büyüyor) ve yıldız Roche lobunu dolduruyor. Gaz, nötron yıldızının üzerinde hızla birikmeye başlar, radyasyonunun yoğunluğu keskin bir şekilde artar ve bir parlama meydana gelir. Yavaş yavaş, "etek" aşınır, birikim diski tükenir ve manyetik alanın ve merkezkaç kuvvetlerinin etkisi nedeniyle madde artık nötron yıldızının üzerine düşemez. Sözde "pervane etkisi" meydana gelir. Bu rejimde birikim meydana gelmez ve X-ışını kaynağı kaybolur.

Swift uzay gözlemevindeki X-ışını teleskopunu kullanan Rus bilim adamları, eşik radyasyon yoğunluğunu, yani pulsarın "pervane moduna" girdiği parlaklık düzeyini ölçebildiler. Bu değer manyetik alana ve pulsarın dönüş periyoduna bağlıdır. İncelenen kaynakların dönme periyodu, yaydıkları darbelerin varış süresi ölçülerek bilinmektedir - 4U 0115+63 için 3,6 saniye ve V 0332+53 için 4,3 saniye, bu da manyetik alan kuvvetinin hesaplanmasını mümkün kılmıştır. Sonuçlar diğer yöntemlerle elde edilen değerlerle örtüşüyordu. Ancak pulsarların parlaklığı beklendiği gibi 400 kat değil, yalnızca 200 kat azaldı. Yazarlar, ya nötron yıldızının parlamayla ısıtılan yüzeyinin soğuduğunu ve dolayısıyla ek bir radyasyon kaynağı olarak hizmet ettiğini ya da pervane etkisinin sıradan bir yıldızdan madde akışını tamamen engelleyemediğini ve başka "sızıntılar" olduğunu öne sürdüler. kanallar.

Pervane moduna geçişi tespit etmek çok zordur çünkü bu modda pulsar neredeyse hiç radyasyon yaymaz. 4U 0115+63 ve V 0332+53 kaynaklarının daha önceki işaret fişekleri sırasında, bu geçişi yakalamaya yönelik bir girişim zaten vardı, ancak o dönemde mevcut olan cihazların düşük hassasiyeti nedeniyle "kapalı durum" tespit edilememişti. Bu pulsarların gerçekten "kapandığına" dair güvenilir onay ancak şimdi alındı. Ayrıca “pervane moduna” geçişe ilişkin bilgilerin, nötron yıldızlarının manyetik alanının gücünü ve yapısını belirlemek için kullanılabileceği gösteriliyor.

Rusya Bilimler Akademisi profesörü, Fiziksel ve Matematik Bilimler Doktoru, Rusya Bilimler Akademisi Uzay Araştırma Enstitüsü laboratuvar başkanı ve MIPT öğretmeni Alexander Lutovinov şöyle açıklıyor: “Oluşum ve evrimdeki temel konulardan biri Nötron yıldızlarının manyetik alanlarının yapısıdır. Araştırma sırasında, iki nötron yıldızı için, pervane etkisinden tam olarak sorumlu olan manyetik alanın dipol bileşenini belirledik. Bağımsız olarak elde edilen bu değerin, siklotron çizgilerinin ölçümlerinden zaten bilinen manyetik alan değeriyle karşılaştırılabileceğini ve böylece alan yapısına giren diğer yüksek dereceli bileşenlerin katkısının tahmin edilebileceğini gösterdik." Ölçüm sonuçları, hesaplamalar ve sonuçlar dergide yayınlandı

Astrofizikçiler, güçlü patlamalardan sonra pulsarların hızla solan radyasyonunu (pervane moduna geçiş) filme aldılar. Kırk yıldan fazla bir süre önce teorik olarak tahmin edilen olay, ilk kez güvenilir bir şekilde kaydedildi.

Aralarında Rusya Bilimler Akademisi Uzay Araştırma Enstitüsü, MIPT ve Rusya Bilimler Akademisi Pulkovo Gözlemevi'nden Rus bilim adamlarının da bulunduğu uluslararası bir astrofizikçi ekibi, güçlü patlamalardan sonra pulsarların hızla solan radyasyonunu filme aldı. sözde pervane modu. Bu etkinin teorik tahminleri kırk yıldan fazla bir süre önce yapılmıştı, ancak bu fenomen X-ışını pulsarları 4U 0115+63 ve V 0332+53 için ilk kez güvenilir bir şekilde kaydedildi. Ölçüm sonuçları, hesaplamalar ve sonuçlar Astronomy & Astrophysics dergisinde yayınlandı.

Pulsarın adı, onu bulan ilk gözlemevini belirten bir harfle başlıyor ve ardından pulsarın koordinatları olan sayılar var. "V", SSCB topraklarını izlemek için tasarlanmış bir Amerikan askeri uydusu olan Vela 5B uydusudur. “4U” ise yörüngedeki ilk özel X-ışını gözlemevi olan “UHURU'nun 4. kataloğu” anlamına geliyor. Ve ilk pulsar keşfedildiğinde, ona başlangıçta "küçük yeşil adamlar" anlamına gelen LGM-1 adı verildi: düzenli aralıklarla radyo darbeleri gönderiyordu ve araştırmacılar bunun akıllı uygarlıklardan gelen bir sinyal olabileceğine karar verdiler.

X-ışını pulsarları 4U 0115+63 ve V 0332+53 çok düzensiz bir şekilde yayılıyor (yani radyasyon patlamaları sergiliyorlar), çünkü her birinin oldukça sıra dışı bir eşlik yıldızı var - Be sınıfı bir yıldız. Be yıldızı kendi ekseni etrafında o kadar hızlı dönüyor ki zaman zaman eteği "kalkıyor" - ekvator boyunca bir gaz diski oluşuyor ve büyüyor - ve yıldız Roche lobunu dolduruyor. Gaz, nötron yıldızının üzerinde hızla birikmeye başlar, radyasyonunun yoğunluğu keskin bir şekilde artar ve bir parlama meydana gelir. Yavaş yavaş, "etek" aşınır, birikim diski tükenir ve manyetik alanın ve merkezkaç kuvvetlerinin etkisi nedeniyle madde artık nötron yıldızının üzerine düşemez. Sözde "pervane etkisi" meydana gelir. Bu rejimde birikim meydana gelmez ve X-ışını kaynağı kaybolur.

Astronomide “parlaklık” terimi, yani bir gök cisminin birim zamanda yaydığı toplam enerji terimi kullanılır. 4U 0115+63 kaynağı için eşik parlaklığı kırmızıyla gösterilmiştir. Başka bir kaynakta (V 0332+53) da benzer bir tablo görülüyor. Mavi çizgilerin çizildiği yerde pulsar ile optik yıldız arasındaki mesafe minimumdur. Bu konumda, şekilde açıkça görülebileceği gibi, yeterli miktarda madde varsa birikim modu geçici olarak devam ettirilebilir.

“Nötron yıldızlarının oluşumu ve evrimiyle ilgili temel sorulardan biri manyetik alanlarının yapısıdır. Araştırma sırasında, iki nötron yıldızı için, pervane etkisinden tam olarak sorumlu olan manyetik alanın dipol bileşenini belirledik. Bağımsız olarak elde edilen bu değerin, siklotron çizgilerinin ölçümlerinden zaten bilinen manyetik alan değeriyle karşılaştırılabileceğini ve böylece alan yapısına giren diğer yüksek dereceli bileşenlerin katkısının tahmin edilebileceğini gösterdik."