ما هو الحجم الذي يمكن أن يصل إليه النجم النيوتروني؟ قزم أبيض، نجم نيوتروني، ثقب أسود.

في الفيزياء الفلكية، كما هو الحال في أي فرع آخر من فروع العلوم، الأكثر إثارة للاهتمام هي المشاكل التطورية المرتبطة بالأسئلة الأبدية "ماذا حدث؟" وسيكون ذلك؟". نحن نعلم بالفعل ما سيحدث لكتلة نجمية تساوي تقريبًا كتلة شمسنا. مثل هذا النجم، بعد أن مر بمرحلة العملاق الأحمر، سيصبح قزم ابيض. تقع الأقزام البيضاء في مخطط هرتزشبرونج-راسل خارج التسلسل الرئيسي.

الأقزام البيضاء هي نهاية تطور النجوم ذات الكتلة الشمسية. إنهم نوع من الطريق المسدود التطوري. الانقراض البطيء والهادئ هو نهاية الطريق لجميع النجوم ذات الكتلة الأقل من الشمس. ماذا عن النجوم الأكثر ضخامة؟ لقد رأينا أن حياتهم كانت مليئة بالأحداث المضطربة. لكن السؤال الطبيعي الذي يطرح نفسه هو: كيف تنتهي الكوارث الوحشية التي لوحظت على شكل انفجارات سوبر نوفا؟

في عام 1054، ومض نجم ضيف في السماء. كان مرئيًا في السماء حتى أثناء النهار ولم يخرج إلا بعد بضعة أشهر. واليوم نرى بقايا هذه الكارثة النجمية على شكل جسم بصري لامع يسمى M1 في كتالوج سديم ميسييه. هذا مشهور سديم السلطعون- بقايا انفجار سوبر نوفا.

في الأربعينيات من القرن الماضي، بدأ عالم الفلك الأمريكي ف. بادي بدراسة الجزء المركزي من "السلطعون" لمحاولة العثور على بقايا نجمية من انفجار سوبر نوفا في وسط السديم. بالمناسبة، أطلق اسم "السلطعون" على هذا الكائن في القرن التاسع عشر من قبل عالم الفلك الإنجليزي اللورد روس. وجد Baade مرشحًا لبقايا نجمية على شكل علامة النجمة 17t.

لكن عالم الفلك لم يكن محظوظا؛ إذ لم يكن لديه المعدات المناسبة لدراسة مفصلة، ​​وبالتالي لم يتمكن من ملاحظة أن هذا النجم كان يتلألأ وينبض. إذا لم تكن فترة نبضات السطوع هذه 0.033 ثانية، ولكن، على سبيل المثال، عدة ثوان، فلا شك أن Baade قد لاحظ ذلك، ومن ثم فإن شرف اكتشاف النجم النابض الأول لن ينتمي إلى A. Hewish و D. Bell.

قبل حوالي عشر سنوات من توجيه بادي تلسكوبه نحو المركز سديم السلطعونبدأ علماء الفيزياء النظرية بدراسة حالة المادة عند كثافات تتجاوز كثافة الأقزام البيضاء (106 - 107 جم/سم3). نشأ الاهتمام بهذه القضية فيما يتعلق بمشكلة المراحل النهائية لتطور النجوم. ومن المثير للاهتمام أن أحد المؤلفين المشاركين لهذه الفكرة كان نفس Baade، الذي ربط حقيقة وجود نجم نيوتروني بانفجار سوبر نوفا.

إذا تم ضغط المادة إلى كثافات أكبر من كثافة الأقزام البيضاء، فإن ما يسمى بعمليات النيوترنة يبدأ. إن الضغط الهائل داخل النجم "يدفع" الإلكترونات إلى النوى الذرية. في الظروف العادية، تكون النواة التي امتصت الإلكترونات غير مستقرة لأنها تحتوي على عدد زائد من النيوترونات. ومع ذلك، هذا ليس هو الحال في النجوم المدمجة. ومع زيادة كثافة النجم، تمتص النواة إلكترونات الغاز المتحلل تدريجياً، ويتحول النجم شيئاً فشيئاً إلى عملاق النجم النيوتروني- قطرة. يتم استبدال غاز الإلكترون المنحل بغاز نيوترون منحل بكثافة 1014-1015 جم / سم 3. بمعنى آخر، كثافة النجم النيوتروني أكبر بمليارات المرات من كثافة القزم الأبيض.

لفترة طويلة، كان هذا التكوين الوحشي للنجم يعتبر لعبة عقول المنظرين. لقد استغرقت الطبيعة أكثر من ثلاثين عامًا لتأكيد هذا التنبؤ المتميز. في نفس الثلاثينيات، تم اكتشاف مهم آخر، والذي كان له تأثير حاسم على نظرية التطور النجمي بأكملها. أثبت Chandrasekhar وL. Landau أنه بالنسبة للنجم الذي استنفد مصادر الطاقة النووية، هناك كتلة محددة معينة عندما يظل النجم مستقرًا. عند هذه الكتلة، يظل ضغط الغاز المنحل قادرًا على مقاومة قوى الجاذبية. ونتيجة لذلك، فإن كتلة النجوم المنحلة (الأقزام البيضاء، النجوم النيوترونية) لها حد محدود (حد شاندراسيخار)، والذي يؤدي تجاوزه إلى ضغط كارثي للنجم، وانهياره.

لاحظ أنه إذا كانت الكتلة الأساسية لنجم ما بين 1.2 و2.4 مليون، فإن "المنتج" النهائي لتطور مثل هذا النجم يجب أن يكون نجمًا نيوترونيًا. مع كتلة أساسية أقل من 1.2 مليون، سيؤدي التطور في النهاية إلى ولادة قزم أبيض.

ما هو النجم النيوتروني؟ نحن نعرف كتلتها، ونعلم أيضًا أنها تتكون أساسًا من النيوترونات، وأحجامها معروفة أيضًا. ومن هنا يسهل تحديد نصف قطر النجم. وتبين أنها قريبة من... 10 كيلومترات! إن تحديد نصف قطر مثل هذا الجسم ليس بالأمر الصعب حقًا، ولكن من الصعب جدًا أن نتخيل بصريًا أنه يمكن وضع كتلة قريبة من كتلة الشمس في جسم يبلغ قطره أكبر قليلاً من طول شارع بروفسويوزنايا في موسكو. هذه قطرة نووية عملاقة، نواة عظمى لعنصر لا يتناسب مع أي أنظمة دورية ولها بنية غريبة غير متوقعة.

مادة النجم النيوتروني لها خصائص السائل فائق السيولة! من الصعب تصديق هذه الحقيقة للوهلة الأولى، لكنها صحيحة. والمادة المضغوطة بكثافة هائلة تشبه إلى حد ما الهيليوم السائل. بالإضافة إلى ذلك، يجب ألا ننسى أن درجة حرارة النجم النيوتروني تبلغ حوالي مليار درجة، وكما نعلم، فإن السيولة الفائقة في الظروف الأرضية تتجلى فقط في درجات حرارة منخفضة للغاية.

صحيح أن درجة الحرارة لا تلعب دورًا خاصًا في سلوك النجم النيوتروني نفسه، حيث يتم تحديد استقراره من خلال ضغط الغاز النيوتروني المنحل - السائل. يشبه هيكل النجم النيوتروني في كثير من النواحي بنية الكوكب. بالإضافة إلى "الوشاح"، الذي يتكون من مادة ذات خصائص مذهلة لسائل فائق التوصيل، فإن مثل هذا النجم لديه قشرة صلبة رقيقة يبلغ سمكها حوالي كيلومتر واحد. من المفترض أن اللحاء له بنية بلورية غريبة. إنه أمر غريب لأنه، على عكس البلورات المعروفة لنا، حيث يعتمد هيكل البلورة على تكوين الأغلفة الإلكترونية للذرة، في قشرة النجم النيوتروني تكون النوى الذرية خالية من الإلكترونات. ولذلك، فإنها تشكل شبكة تشبه الشبكات المكعبة من الحديد والنحاس والزنك، ولكن، على التوالي، بكثافة أعلى بما لا يقاس. بعد ذلك يأتي الوشاح، الذي تحدثنا عنه بالفعل حول خصائصه. تصل الكثافة في مركز النجم النيوتروني إلى 1015 جرامًا لكل سنتيمتر مكعب. بمعنى آخر، ملعقة صغيرة من مادة مثل هذا النجم تزن مليارات الأطنان. من المفترض أنه يوجد في وسط النجم النيوتروني تكوين مستمر لكل ما هو معروف في الفيزياء النووية، وكذلك الجسيمات الأولية الغريبة التي لم يتم اكتشافها بعد.

تبرد النجوم النيوترونية بسرعة كبيرة. تشير التقديرات إلى أنه خلال العشر إلى مائة ألف سنة الأولى تنخفض درجة الحرارة من عدة مليارات إلى مئات الملايين من الدرجات. تدور النجوم النيوترونية بسرعة، وهذا يؤدي إلى عدد من العواقب المثيرة للاهتمام. بالمناسبة، إن الحجم الصغير للنجم هو الذي يسمح له بالبقاء سليما أثناء الدوران السريع. إذا لم يكن قطرها 10، ولكن، على سبيل المثال، 100 كيلومتر، فسيتم تمزيقها ببساطة بواسطة قوى الطرد المركزي.

لقد تحدثنا بالفعل عن التاريخ المثير لاكتشاف النجوم النابضة. تم طرح فكرة أن النجم النابض هو نجم نيوتروني سريع الدوران، لأنه من بين جميع التكوينات النجمية المعروفة، هو الوحيد الذي يمكن أن يظل مستقرًا ويدور بسرعة عالية. لقد كانت دراسة النجوم النابضة هي التي مكنت من التوصل إلى نتيجة رائعة مفادها أن النجوم النيوترونية، التي اكتشفها المنظرون "على رأس القلم"، موجودة بالفعل في الطبيعة وتنشأ نتيجة انفجارات السوبرنوفا. إن صعوبات اكتشافها في النطاق البصري واضحة، لأنه نظرًا لصغر قطرها، لا يمكن رؤية معظم النجوم النيوترونية في أقوى التلسكوبات، على الرغم من وجود استثناءات، كما رأينا - النجم النابض في سديم السلطعون.

لذا، اكتشف علماء الفلك فئة جديدة من الأجسام - النجوم النابضة، النجوم النيوترونية سريعة الدوران. يطرح سؤال طبيعي: ما هو سبب هذا الدوران السريع للنجم النيوتروني، لماذا في الواقع يجب أن يدور حول محوره بسرعة هائلة؟

سبب هذه الظاهرة بسيط. نحن نعلم جيدًا كيف يمكن للمتزلج أن يزيد من سرعة دورانه عندما يقترب بذراعيه من جسمه. للقيام بذلك، يستخدم قانون الحفاظ على الزخم الزاوي. لا يتم انتهاك هذا القانون أبدًا، وهذا القانون بالتحديد هو الذي يزيد من سرعة دوران بقاياه، النجم النابض، عدة مرات أثناء انفجار المستعر الأعظم.

وبالفعل، أثناء انهيار النجم، لا تتغير كتلته (ما تبقى بعد الانفجار)، بل يتناقص نصف القطر بنحو مائة ألف مرة. لكن الزخم الزاوي، الذي يساوي حاصل ضرب سرعة الدوران عند خط الاستواء في الكتلة ونصف القطر، يظل كما هو. الكتلة لا تتغير، لذلك يجب أن تزيد السرعة بنفس مائة ألف مرة.

دعونا نلقي نظرة على مثال بسيط. تدور شمسنا ببطء شديد حول محورها. وتبلغ مدة هذا التناوب حوالي 25 يومًا. لذا، إذا أصبحت الشمس فجأة نجمًا نيوترونيًا، فإن فترة دورانها ستنخفض إلى جزء من عشرة آلاف من الثانية.

والنتيجة المهمة الثانية لقوانين الحفظ هي أن النجوم النيوترونية يجب أن تكون ممغنطة بقوة شديدة. في الواقع، في أي عملية طبيعية لا يمكننا ببساطة تدمير المجال المغناطيسي (إذا كان موجودًا بالفعل). ترتبط خطوط المجال المغناطيسي إلى الأبد بالمادة النجمية، التي تتمتع بموصلية كهربائية ممتازة. إن حجم التدفق المغناطيسي على سطح النجم يساوي منتج شدة المجال المغناطيسي في مربع نصف قطر النجم. هذه القيمة ثابتة تمامًا. ولهذا السبب، عندما ينكمش النجم، يجب أن يزداد المجال المغناطيسي بقوة كبيرة. دعونا نتناول هذه الظاهرة بشيء من التفصيل، لأن هذه الظاهرة هي التي تحدد العديد من الخصائص المذهلة للنجوم النابضة.

يمكن قياس قوة المجال المغناطيسي على سطح أرضنا. سوف نحصل على قيمة صغيرة تبلغ حوالي غاوس واحد. في مختبر فيزياء جيد، يمكن الحصول على مجالات مغناطيسية تبلغ مليون غاوس. على سطح الأقزام البيضاء، تصل شدة المجال المغناطيسي إلى مائة مليون غاوس. المجال القريب أقوى - ما يصل إلى عشرة مليارات غاوس. ولكن على سطح النجم النيوتروني، تصل الطبيعة إلى مستوى قياسي مطلق. هنا يمكن أن تصل شدة المجال إلى مئات الآلاف من مليارات الغاوس. والفراغ الموجود في جرة لتر تحتوي على مثل هذا الحقل يزن حوالي ألف طن.

مثل هذه المجالات المغناطيسية القوية لا يمكن إلا أن تؤثر (بالطبع، بالاشتراك مع مجال الجاذبية) على طبيعة تفاعل النجم النيوتروني مع المادة المحيطة. بعد كل شيء، لم نتحدث بعد عن سبب وجود نشاط هائل للنجوم النابضة، ولماذا تنبعث منها موجات الراديو. وليس فقط موجات الراديو. اليوم، يدرك علماء الفيزياء الفلكية جيدًا النجوم النابضة للأشعة السينية التي يتم رصدها فقط في الأنظمة الثنائية، ومصادر أشعة جاما ذات الخصائص غير العادية، والتي تسمى انفجارات الأشعة السينية.

ولتخيل الآليات المختلفة لتفاعل النجم النيوتروني مع المادة، دعونا ننتقل إلى النظرية العامة للتغيرات البطيئة في أنماط تفاعل النجوم النيوترونية مع البيئة. دعونا نفكر بإيجاز في المراحل الرئيسية لهذا التطور. النجوم النيوترونية - بقايا انفجارات السوبرنوفا - تدور في البداية بسرعة كبيرة بفترة تتراوح بين 10 -2 - 10 -3 ثواني. مع هذا الدوران السريع، يصدر النجم موجات الراديو والإشعاع الكهرومغناطيسي والجسيمات.

واحدة من أكثر الخصائص المذهلة للنجوم النابضة هي القوة الهائلة لإشعاعها، وهي أكبر بمليارات المرات من قوة الإشعاع القادم من باطن النجم. على سبيل المثال، تصل قوة الانبعاث الراديوي للنجم النابض في "السلطعون" إلى 1031 إرج/ثانية، وفي مجال البصريات تصل إلى 1034 إرج/ثانية، وهو أكثر بكثير من قوة انبعاث الشمس. ينبعث هذا النجم النابض أكثر في نطاقات الأشعة السينية وأشعة جاما.

كيف تعمل مولدات الطاقة الطبيعية هذه؟ تمتلك جميع النجوم النابضة الراديوية خاصية مشتركة واحدة، والتي كانت بمثابة المفتاح لكشف آلية عملها. تكمن هذه الخاصية في حقيقة أن فترة انبعاث النبض لا تظل ثابتة، بل تزداد ببطء. ومن الجدير بالذكر أن هذه الخاصية للنجوم النيوترونية الدوارة قد تنبأ بها المنظرون لأول مرة، ثم تم تأكيدها تجريبيًا بسرعة كبيرة. وهكذا، في عام 1969، وجد أن فترة انبعاث نبضات النجم النابض في "السلطعون" تنمو بمقدار 36 مليار جزء من الثانية في اليوم.

لن نتحدث الآن عن كيفية قياس هذه الفترات القصيرة من الزمن. ما يهمنا هو حقيقة زيادة الفترة بين النبضات، والتي، بالمناسبة، تجعل من الممكن تقدير عمر النجوم النابضة. ولكن مع ذلك، لماذا يصدر النجم النابض نبضات من البث الراديوي؟ ولم يتم تفسير هذه الظاهرة بشكل كامل في إطار أي نظرية كاملة. ولكن مع ذلك، من الممكن رسم صورة نوعية لهذه الظاهرة.

والحقيقة هي أن محور دوران النجم النيوتروني لا يتطابق مع محوره المغناطيسي. من المعروف من الديناميكا الكهربائية أنه إذا تم تدوير مغناطيس في فراغ حول محور لا يتطابق مع المحور المغناطيسي، فإن الإشعاع الكهرومغناطيسي سينشأ بالضبط عند تردد دوران المغناطيس. وفي الوقت نفسه، سوف تتباطأ سرعة دوران المغناطيس. وهذا أمر مفهوم من الاعتبارات العامة، لأنه إذا لم يحدث الكبح، سيكون لدينا ببساطة آلة الحركة الدائمة.

وهكذا، فإن جهاز الإرسال الخاص بنا يستمد طاقة النبضات الراديوية من دوران النجم، ويكون مجاله المغناطيسي بمثابة حزام قيادة الآلة. العملية الحقيقية أكثر تعقيدًا، نظرًا لأن المغناطيس الذي يدور في الفراغ هو مجرد نظير جزئي للنجم النابض. بعد كل شيء، لا يدور النجم النيوتروني في الفراغ؛ فهو محاط بغلاف مغناطيسي قوي، وسحابة بلازما، وهذا موصل جيد يقوم بإجراء تعديلاته الخاصة على الصورة البسيطة والتخطيطية التي رسمناها. نتيجة لتفاعل المجال المغناطيسي للنجم النابض مع الغلاف المغناطيسي المحيط، يتم تشكيل حزم ضيقة من الإشعاع الموجه، والتي يمكن ملاحظتها في أجزاء مختلفة من المجرة، خاصة على الأرض، مع "موقع النجوم" المناسب. .

لا يتسبب الدوران السريع للنجم النابض الراديوي في بداية حياته في انبعاث راديوي فحسب. يتم أيضًا نقل جزء كبير من الطاقة بواسطة الجسيمات النسبية. مع انخفاض سرعة دوران النجم النابض، ينخفض ​​ضغط الإشعاع. قبل ذلك، كان الإشعاع يرتد البلازما بعيدًا عن النجم النابض. الآن تبدأ المادة المحيطة بالسقوط على النجم وتطفئ إشعاعه. يمكن أن تكون هذه العملية فعالة بشكل خاص إذا كان النجم النابض جزءًا من نظام ثنائي. في مثل هذا النظام، خاصة إذا كان قريبًا بدرجة كافية، يسحب النجم النابض مادة الرفيق "العادي" إلى نفسه.

إذا كان النجم النابض شابًا ومليئًا بالطاقة، فإن انبعاثه الراديوي لا يزال قادرًا على "اختراق" المراقب. لكن النجم النابض القديم لم يعد قادرا على مقاومة التراكم، و"يطفئ" النجم. ومع تباطؤ دوران النجم النابض، تبدأ عمليات ملحوظة أخرى في الظهور. نظرًا لأن مجال جاذبية النجم النيوتروني قوي جدًا، فإن تراكم المادة يطلق كمية كبيرة من الطاقة على شكل أشعة سينية. إذا كان الرفيق الطبيعي في النظام الثنائي يساهم بكمية ملحوظة من المادة في النجم النابض، حوالي 10 -5 - 10 -6 م سنويًا، فسيتم ملاحظة النجم النيوتروني ليس كنجم نابض راديوي، ولكن كنجم نابض للأشعة السينية.

ولكن هذا ليس كل شيء. في بعض الحالات، عندما يقترب الغلاف المغناطيسي للنجم النيوتروني من سطحه، تبدأ المادة بالتراكم هناك، لتشكل نوعًا من غلاف النجم. في هذه القشرة، يمكن إنشاء ظروف مواتية لمرور التفاعلات النووية الحرارية، وبعد ذلك يمكننا رؤية انفجار الأشعة السينية في السماء (من الكلمة الإنجليزية انفجار - "فلاش").

في واقع الأمر، لا ينبغي أن تبدو هذه العملية غير متوقعة بالنسبة لنا؛ لقد تحدثنا عنها بالفعل فيما يتعلق بالأقزام البيضاء. ومع ذلك، فإن الظروف على سطح القزم الأبيض والنجم النيوتروني مختلفة تمامًا، وبالتالي ترتبط انفجارات الأشعة السينية بشكل واضح بالنجوم النيوترونية. نلاحظ الانفجارات النووية الحرارية في شكل مشاعل الأشعة السينية وربما رشقات نارية من أشعة جاما. في الواقع، قد يبدو أن بعض انفجارات أشعة جاما ناجمة عن انفجارات نووية حرارية على سطح النجوم النيوترونية.

ولكن دعونا نعود إلى النجوم النابضة للأشعة السينية. تختلف آلية إشعاعها، بطبيعة الحال، تمامًا عن آلية المتفجرات. لم تعد مصادر الطاقة النووية تلعب أي دور هنا. كما لا يمكن التوفيق بين الطاقة الحركية للنجم النيوتروني نفسه وبيانات الرصد.

لنأخذ مصدر الأشعة السينية Centaurus X-1 كمثال. قوتها 10 إرج / ثانية. ولذلك فإن احتياطي هذه الطاقة يمكن أن يكفي لمدة عام واحد فقط. بالإضافة إلى ذلك، من الواضح تماما أن فترة دوران النجم في هذه الحالة يجب أن تزيد. ومع ذلك، بالنسبة للعديد من النجوم النابضة للأشعة السينية، على عكس النجوم النابضة الراديوية، فإن الفترة بين النبضات تتناقص بمرور الوقت. وهذا يعني أن المسألة هنا ليست الطاقة الحركية للدوران. كيف تعمل النجوم النابضة بالأشعة السينية؟

نتذكر أنها تظهر نفسها في أنظمة مزدوجة. هناك تكون عمليات التراكم فعالة بشكل خاص. يمكن أن تصل سرعة سقوط المادة على النجم النيوتروني إلى ثلث سرعة الضوء (100 ألف كيلومتر في الثانية). ثم جرام واحد من المادة سيطلق طاقة قدرها 1020 إرج. ولضمان إطلاق طاقة بمقدار 1037 إرج/ثانية، من الضروري أن يكون تدفق المادة إلى النجم النيوتروني 1017 جرامًا في الثانية. وهذا، بشكل عام، ليس كثيرًا، حوالي جزء من الألف من كتلة الأرض سنويًا.

قد يكون مورد المواد رفيقًا بصريًا. سوف يتدفق تيار من الغاز بشكل مستمر من جزء من سطحه باتجاه النجم النيوتروني. وسوف يزود الطاقة والمادة إلى القرص المتراكم الذي يتكون حول النجم النيوتروني.

ونظرًا لأن النجم النيوتروني يمتلك مجالًا مغناطيسيًا ضخمًا، فإن الغاز سوف "يتدفق" على طول خطوط المجال المغناطيسي باتجاه القطبين. هناك، في "بقع" صغيرة نسبيًا لا يتجاوز حجمها كيلومترًا واحدًا فقط، تحدث عمليات واسعة النطاق لإنشاء إشعاعات أشعة سينية قوية. تنبعث الأشعة السينية من الإلكترونات النسبية والعادية التي تتحرك في المجال المغناطيسي للنجم النابض. يمكن للغاز المتساقط عليه أيضًا أن "يغذي" دورانه. هذا هو السبب في أنه في النجوم النابضة للأشعة السينية على وجه التحديد لوحظ انخفاض في فترة الدوران في عدد من الحالات.

تعتبر مصادر الأشعة السينية الموجودة في الأنظمة الثنائية من أبرز الظواهر الفضائية. هناك عدد قليل منهم، ربما لا يزيد عن مائة في مجرتنا، لكن أهميتها هائلة ليس فقط من وجهة النظر، ولا سيما لفهم النوع الأول. توفر الأنظمة الثنائية الطريقة الأكثر طبيعية وكفاءة لتدفق المادة من نجم إلى نجم، وهنا (بسبب التغير السريع نسبيًا في كتلة النجوم) قد نواجه خيارات مختلفة للتطور "المتسارع".

اعتبار آخر مثير للاهتمام. نحن نعلم مدى صعوبة، بل ويكاد يكون من المستحيل، تقدير كتلة نجم واحد. ولكن بما أن النجوم النيوترونية جزء من الأنظمة الثنائية، فقد يتبين أنه عاجلاً أم آجلاً سيكون من الممكن تجريبياً (وهذا مهم للغاية!) تحديد الحد الأقصى للكتلة للنجم النيوتروني، وكذلك الحصول على معلومات مباشرة حول أصله .

يحدث بعد انفجار سوبر نوفا.

هذا هو شفق حياة النجم. جاذبيته قوية جدًا لدرجة أنه يقذف الإلكترونات من مدارات الذرات، ويحولها إلى نيوترونات.

وعندما يفقد دعم ضغطه الداخلي فإنه ينهار وهذا يؤدي إلى انفجار سوبر نوفا.

وتتحول بقايا هذا الجسم إلى نجم نيوتروني تبلغ كتلته 1.4 مرة كتلة الشمس ونصف قطره يساوي تقريبا نصف قطر مانهاتن في الولايات المتحدة.

وزن قطعة السكر كثافتها يساوي كثافة النجم النيوتروني...

على سبيل المثال، إذا أخذت قطعة سكر حجمها 1 سم3 وتخيلت أنها مصنوعة منها مادة النجم النيوتروني، فإن كتلته ستكون حوالي مليار طن. وهذا يعادل كتلة حوالي 8 آلاف حاملة طائرات. كائن صغير مع كثافة لا تصدق!

يتميز النجم النيوتروني حديث الولادة بمعدل دوران مرتفع. عندما يتحول نجم ضخم إلى نجم نيوتروني، تتغير سرعة دورانه.

النجم النيوتروني الدوار هو مولد كهربائي طبيعي. دورانها يخلق مجال مغناطيسي قوي. تلتقط هذه القوة المغناطيسية الهائلة الإلكترونات وجسيمات الذرات الأخرى وترسلها إلى عمق الكون بسرعة هائلة. تميل الجسيمات عالية السرعة إلى إصدار الإشعاع. الوميض الذي نلاحظه في النجوم النابضة هو إشعاع هذه الجسيمات.لكننا لا نلاحظه إلا عندما يتم توجيه إشعاعه في اتجاهنا.

النجم النيوتروني الدوار هو نجم نابض، وهو جسم غريب تم إنشاؤه بعد انفجار سوبر نوفا. هذا هو غروب الشمس في حياتها.

يتم توزيع كثافة النجوم النيوترونية بشكل مختلف. لديهم لحاء كثيف بشكل لا يصدق. لكن القوى الموجودة داخل النجم النيوتروني يمكن أن تخترق القشرة. وعندما يحدث ذلك، يقوم النجم بتعديل موضعه، مما يؤدي إلى تغيير دورانه. وهذا ما يسمى: تشقق اللحاء. يحدث انفجار على نجم نيوتروني.

مقالات

مفهوم النجوم النيوترونية

في أوائل ستينيات القرن العشرين، وفّر اكتشاف مصادر الأشعة السينية الكونية تشجيعًا كبيرًا لأولئك الذين كانوا يعتبرون النجوم النيوترونية مصادر محتملة للأشعة السينية السماوية. بحلول نهاية عام 1967 تم اكتشاف فئة جديدة من الأجرام السماوية - النجوم النابضة، الأمر الذي ترك العلماء في حيرة من أمرهم. وكان هذا الاكتشاف أهم تطور في دراسة النجوم النيوترونية، حيث أثار مرة أخرى مسألة أصل الأشعة السينية الكونية. عند الحديث عن النجوم النيوترونية، يجب أن يؤخذ في الاعتبار أن خصائصها الفيزيائية محددة نظريًا وهي افتراضية للغاية، حيث لا يمكن إعادة إنتاج الظروف الفيزيائية الموجودة في هذه الأجسام في التجارب المعملية.

خصائص النجوم النيوترونية

كثافة النجم النيوتروني

درجة حرارة النجم النيوتروني

يُطلق على المنتج النهائي للتطور النجمي اسم النجوم النيوترونية. حجمها ووزنها يذهل الخيال ببساطة! يصل حجمها إلى 20 كيلومترًا في القطر، ولكن وزنها يصل إلى . كثافة المادة في النجم النيوتروني أكبر بعدة مرات من كثافة النواة الذرية. تظهر النجوم النيوترونية أثناء انفجارات السوبرنوفا.

تزن معظم النجوم النيوترونية المعروفة حوالي 1.44 كتلة شمسيةويساوي حد كتلة شاندراسيخار. لكن من الممكن نظريًا أن تصل كتلتها إلى 2.5 كتلة. أثقل اكتشاف حتى الآن يزن 1.88 كتلة شمسية، ويسمى Vele X-1، والثاني بكتلة 1.97 كتلة شمسية هو PSR J1614-2230. ومع زيادة كثافته يتحول النجم إلى كوارك.

المجال المغناطيسي للنجوم النيوترونية قوي جدًا ويصل إلى 10.12 درجة جي، مجال الأرض هو 1G. منذ عام 1990، تم تحديد بعض النجوم النيوترونية على أنها نجوم مغناطيسية - وهي نجوم تتجاوز مجالاتها المغناطيسية 10 إلى 14 درجة غاوس. في مثل هذه المجالات المغناطيسية الحرجة، تظهر تغيرات فيزيائية وتأثيرات نسبية (انحناء الضوء بواسطة مجال مغناطيسي) واستقطاب الفراغ المادي. تم التنبؤ بالنجوم النيوترونية ومن ثم اكتشافها.

تم وضع الافتراضات الأولى من قبل والتر بادي وفريتز زويكي في عام 1933لقد افترضوا أن النجوم النيوترونية تولد نتيجة انفجار سوبر نوفا. ووفقا للحسابات، فإن الإشعاع الصادر عن هذه النجوم صغير جدا، ومن المستحيل اكتشافه. لكن في عام 1967، اكتشفت جوسلين بيل، طالبة الدراسات العليا في هويش، الذي يصدر نبضات راديو منتظمة.

تم الحصول على هذه النبضات نتيجة للدوران السريع للجسم، لكن النجوم العادية ستطير ببساطة بعيدًا عن هذا الدوران القوي، ولذلك قرروا أنها نجوم نيوترونية.

النجوم النابضة بالترتيب التنازلي لسرعة الدوران:

القاذف هو نجم نابض راديوي. Малая скорость вращения и сильное магнитное поле. У такого пульсара магнитное поле и