Bilim insanları ilk kez bir nötron yıldızı birleşmesinden kaynaklanan dalgaları yakaladı. Nötron Yıldızı Türleri

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.

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.

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.

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.

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:

“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."

29 Ağustos 2013, 22:33

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 muazzam 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, astrofizikçileri bunun yıldızların evriminde nasıl bir rol oynayabileceğini merak etmeye zorladı. 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 (yaklaşık bir saniye) 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, ilk pulsar LGM-1 olarak adlandırıldı (İngiliz Küçük Yeşil Adamlarından - “Küçük Yeşil Adamlar”), ancak alınan darbelerde herhangi bir anlam bulma girişimleri boşuna sonuçlandı. 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. Yengeç Bulutsusu'nda 1054 yılında bir süpernova patlaması nedeniyle ortaya çıkan 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.

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 sahiptir, karşılaştırma için 10 10 -10 14 gauss'a ulaşır: dünyanın alanı 1 gauss, güneşinki - 10 gauss'tur) -50 gauss). 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 uzayda bir flaş ışığı gibi 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 bir durumdur; sonuçta atomlar, hafif elektronların küçük, ağır bir çekirdeğin etrafında uçtuğu boş alandan oluşur. 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 pratik olarak 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 süredir 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, yer çekimi enerjisinin bir kısmının ısıya dönüşmesidir. Yaşlı bir yıldızın yakıtı bittiğinde ve termonükleer reaksiyon artık yıldızın içini gerekli sıcaklığa ısıtamadığında, bir çöküş meydana gelir; gaz bulutu, ağırlık merkezine doğru çöker. Bu işlem sırasında 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 fazlaysa, böyle bir çöküş süpernova patlamasına ve sıradan bir nötron yıldızının oluşumuna yol açar. 20-40 güneş kütlesine sahip çok büyük bir yıldızın yerine 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, karasal metalleri anımsatan, ancak yalnızca çok daha yoğun olan, aralarında serbestçe uçan elektronların bulunduğu kübik bir kafes halinde düzenlenmiş ağır atom çekirdeklerinden oluşur.

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 olağandışı şey de yıldızın kütlesi azaldıkça yarıçapının artmasıdır; bunun sonucunda en büyük nötron yıldızları en küçük boyuta sahiptir.

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, güçlü radyasyonunun komşusunu yakarak onu oluşturan gazın "kaynamasına" ve buharlaşmasına neden olması nedeniyle adını aldı. Pulsarın arkasındaki kırmızı puro şeklindeki koza, uzayın nötron yıldızı tarafından yayılan elektron ve protonların yumuşak gama ışınları yaydığı kısmıdır.

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, radyant enerji akışının yanı sıra nötron yıldızından yayılan parçacıkların ve antipartiküllerin akışının geleneksel bir görüntüsüdür. Nötron yıldızı etrafındaki siyah uzayın ve kırmızı parlak plazma bulutlarının sınırındaki kırmızı çerçeve, neredeyse ışık hızıyla 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 bir yoludur. 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

Yumuşak gama ışını patlama 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 patlamaları, nötron yıldızlarının katı yüzeyini parçalayan ve çekirdeklerinden manyetik bir alana sıkışıp gama ve X ışınları yayan güçlü proton akışları serbest bırakan depremlerin güçlü versiyonları olan yıldız depremlerinden kaynaklanabilir. Nötron yıldızlarının, 5 Mart 1979'daki büyük 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 ışını 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 nötron yıldızı olan bir magnetar 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, muazzam 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 diğer gizemli nesne türü, anormal X-ışını pulsarları (AXP'ler) olarak adlandırılır. 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 mıknatısın, yani bir nötron yıldızının yaşamında sadece iki aşama olduğuna inanıyor. İlk 10.000 yıl boyunca magnetar, sıradan ışıkta görülebilen ve tekrarlanan yumuşak X-ışını radyasyonu patlamaları üreten bir SGR - pulsardır ve sonraki milyonlarca yıl boyunca, zaten anormal bir AXP pulsarı gibi görünürden kaybolur. aralık ve nefesler yalnızca 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 (atarcanın yavaşlamasından) dayanarak değil, aynı zamanda neredeyse doğrudan - nötron yıldızının manyetik alanındaki protonların dönme frekansının ölçülmesinden de belirlendi. Bu magnetarın yüzeyine yakın manyetik alan 10 15 gauss'a ulaşıyor. 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 da o kadar büyük olur, akımlar o kadar büyük olur, alan da o kadar büyük olur - ve bunların hepsi banal konvektif akışlardan kaynaklanır, çünkü sıcak madde soğuk maddeden daha hafiftir ve bu nedenle yukarı doğru süzülür...

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 "kırıntıya" 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, pulsarların ise nispeten genç olduğu ve dolayısıyla içlerindeki manyetik alanların daha güçlü olduğu eski sistemler 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. Eğer 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 ikili dosyalarında 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.

Küçük 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 benziyor, diğeri ise küçük mavi bir komşuya benziyor. 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 ışıkyılı 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 yakalanması 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, 40 yıl önce oraya giden Pioneer 10 ve 11 uzay araçlarıyla birlikte dünyalılar da kardeşlerine akıllarında kalan 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, için zor. Anlayacak bir insan olabilir ama mesajın gönderileceği 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 galaksimizin merkezine, yani Samanyolu'na 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.

Nötron yıldızları kavramı

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

Nötron yıldızı yoğunluğu

Nötron yıldızı sıcaklığı

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 madde 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: