Kuinka suuri neutronitähti voi olla? Valkoinen kääpiö, neutronitähti, musta aukko.
Astrofysiikassa, kuten itse asiassa kaikilla muilla tieteenaloilla, mielenkiintoisimpia ovat evoluutioongelmat, jotka liittyvät ikivanhoihin kysymyksiin "mitä tapahtui?" ja se tulee olemaan?". Tiedämme jo, mitä tapahtuu tähtien massalle, joka on suunnilleen yhtä suuri kuin aurinkomme massa. Sellainen tähti, joka kulkee lavan läpi punainen jättiläinen, tulee valkoinen kääpiö. Valkoiset kääpiöt Hertzsprung-Russell-kaaviossa sijaitsevat pääsekvenssin ulkopuolella.
Valkoiset kääpiöt ovat aurinkomassatähtien evoluution loppu. Ne ovat eräänlainen evoluution umpikuja. Hidas ja rauhallinen sukupuutto - kaikkien tähtien polun loppu, joiden massa on pienempi kuin aurinko. Entä massiiviset tähdet? Näimme, että heidän elämänsä on täynnä myrskyisiä tapahtumia. Mutta luonnollinen kysymys herää: kuinka supernovaräjähdyksenä havaitut hirvittävät kataklysmit päättyvät?
Vuonna 1054 vierastähti leimahti taivaalla. Se näkyi taivaalla jopa päivällä ja sammui vasta muutaman kuukauden kuluttua. Tänään näemme tämän tähtikatastrofin jäänteet kirkkaan optisen kohteen muodossa, joka on merkitty Monsieur-sumuluettelossa M1:ksi. Se on kuuluisa rapu sumu- supernovaräjähdyksen jäännös.
Vuosisadamme 40-luvulla amerikkalainen tähtitieteilijä W. Baade alkoi tutkia "ravun" keskiosaa yrittääkseen löytää supernovaräjähdyksen tähtijäännöksen sumun keskeltä. Muuten, nimen "rapu" antoi tälle esineelle 1800-luvulla englantilainen tähtitieteilijä Lord Ross. Baade löysi ehdokkaan tähtien jäännökselle tähdellä 17 m.
Mutta tähtitieteilijä ei ollut onnekas, hänellä ei ollut sopivaa tekniikkaa yksityiskohtaiseen tutkimukseen, ja siksi hän ei voinut huomata, että tämä tähti tuikkii, sykkii. Jos näiden kirkkauspulsaatioiden jakso ei olisi 0,033 sekuntia, vaan vaikkapa useita sekunteja, Baade olisi epäilemättä huomannut tämän, ja silloin ensimmäisen pulsarin löytämisen kunnia ei kuuluisi A. Hewishille ja D. Bellille.
Kymmenen vuotta ennen kuin Baade osoitti kaukoputkensa keskelle rapu sumu, teoreettiset fyysikot alkoivat tutkia aineen tilaa tiheyksillä, jotka ylittävät valkoisten kääpiöiden tiheyden (106 - 107 g/cm3). Kiinnostus aihetta kohtaan heräsi tähtien evoluution viimeisten vaiheiden ongelman yhteydessä. Mielenkiintoista on, että yksi tämän idean kirjoittajista oli sama Baade, joka juuri yhdisti neutronitähden olemassaolon supernovaräjähdyksen kanssa.
Jos aine puristetaan tiheyksiin, jotka ovat suurempia kuin valkoisten kääpiöiden tiheys, niin sanotut neutronisaatioprosessit alkavat. Tähden sisällä oleva hirvittävä paine "ajaa" elektroneja atomiytimiin. Normaaleissa olosuhteissa elektroneja absorboinut ydin on epävakaa, koska se sisältää ylimääräisen määrän neutroneja. Näin ei kuitenkaan ole pienikokoisissa tähdissä. Kun tähden tiheys kasvaa, ytimiin imeytyvät vähitellen rappeutuneen kaasun elektronit ja tähti muuttuu pikkuhiljaa jättiläismäiseksi. neutronitähti- tippa. Degeneroitunut elektronikaasu korvataan degeneroituneella neutronikaasulla, jonka tiheys on 1014-1015 g/cm3. Toisin sanoen neutronitähden tiheys on miljardeja kertoja suurempi kuin valkoisen kääpiön.
Pitkän aikaa tätä hirveää tähden kokoonpanoa pidettiin teoreetikkojen mielenpelinä. Kesti yli kolmekymmentä vuotta ennen kuin luonto vahvisti tämän erinomaisen ennusteen. Samalla 30-luvulla tehtiin toinen tärkeä löytö, jolla oli ratkaiseva vaikutus koko tähtien evoluutioteoriaan. Chandrasekhar ja L. Landau totesivat, että tähdellä, joka on käyttänyt ydinenergian lähteet, on tietty rajoittava massa, kun tähti on vielä vakaa. Tällä massalla degeneroituneen kaasun paine pystyy edelleen vastustamaan painovoimaa. Seurauksena on, että rappeutuneiden tähtien (valkoiset kääpiöt, neutronitähdet) massalla on rajallinen raja (Chandrasekhar-raja), jonka ylittäminen aiheuttaa tähden katastrofaalisen puristumisen, sen romahtamisen.
Huomaa, että jos tähden ytimen massa on välillä 1,2 M ja 2,4 M, tällaisen tähden evoluution lopullisen "tuotteen" on oltava neutronitähti. Kun ydinmassa on alle 1,2 M, evoluutio johtaa lopulta valkoisen kääpiön syntymiseen.
Mikä on neutronitähti? Tiedämme sen massan, tiedämme myös, että se koostuu pääasiassa neutroneista, joiden koot myös tunnetaan. Tästä on helppo määrittää tähden säde. Se osoittautuu olevan lähellä... 10 kilometriä! Tällaisen kohteen säteen määrittäminen ei todellakaan ole vaikeaa, mutta on erittäin vaikeaa visualisoida, että Auringon massaa lähellä oleva massa voidaan sijoittaa esineeseen, jonka halkaisija on hieman suurempi kuin Moskovan Profsoyuznaya-kadun pituus. Tämä on jättimäinen ydinpisara, elementin superydin, joka ei sovi mihinkään jaksollisiin järjestelmiin ja jolla on odottamaton, erikoinen rakenne.
Neutronitähden aineella on supernesteen ominaisuuksia! Ensi silmäyksellä tätä tosiasiaa on vaikea uskoa, mutta se on totta. Hirviömäisiin tiheyksiin puristettuna aine muistuttaa jossain määrin nestemäistä heliumia. Lisäksi ei pidä unohtaa, että neutronitähden lämpötila on noin miljardi astetta, ja kuten tiedämme, superfluiditeetti maanpäällisissä olosuhteissa ilmenee vain erittäin alhaisissa lämpötiloissa.
Totta, itse neutronitähden käyttäytymisessä lämpötilalla ei ole erityistä roolia, koska sen stabiilisuus määräytyy rappeutuneen neutronikaasun - nesteen - paineen mukaan. Neutronitähden rakenne muistuttaa monin tavoin planeetan rakennetta. "Vaipan" lisäksi, joka koostuu aineesta, jolla on hämmästyttäviä suprajohtavan nesteen ominaisuuksia, sellaisella tähdellä on ohut, kiinteä, noin kilometrin paksuinen kuori. Oletetaan, että kuorella on erikoinen kiderakenne. Erikoista, koska toisin kuin meille tunnetuissa kiteissä, joissa kiteen rakenne riippuu atomin elektronikuorten konfiguraatiosta, neutronitähden ytimessä atomiytimissä ei ole elektroneja. Siksi ne muodostavat hilan, joka muistuttaa raudan, kuparin, sinkin kuutiohiloja, mutta vastaavasti mittaamattoman korkeammilla tiheyksillä. Seuraavaksi tulee vaippa, jonka ominaisuuksista olemme jo puhuneet. Neutronitähden keskellä tiheys saavuttaa 1015 grammaa kuutiosenttimetriä kohden. Toisin sanoen, teelusikallinen tällaisen tähden ainetta painaa miljardeja tonneja. Oletetaan, että neutronitähden keskustassa muodostuu jatkuvasti kaikkea ydinfysiikassa tunnettua sekä eksoottisia alkuainehiukkasia, joita ei ole vielä löydetty.
Neutronitähdet jäähtyvät melko nopeasti. Arvioiden mukaan lämpötila putoaa useista miljardeista satoihin miljooniin asteisiin ensimmäisten 10-10000 vuoden aikana. Neutronitähdet pyörivät nopeasti, ja tämä johtaa useisiin erittäin mielenkiintoisiin seurauksiin. Muuten, tähden pieni koko mahdollistaa sen pysymisen ehjänä nopean pyörimisen aikana. Jos sen halkaisija ei olisi 10, vaan vaikkapa 100 kilometriä, se yksinkertaisesti repeytyisi keskipakovoimien vaikutuksesta.
Olemme jo puhuneet kiehtovasta tarinasta pulsarien löytämisestä. Välittömästi esitettiin ajatus, että pulsar on nopeasti pyörivä neutronitähti, koska kaikista tunnetuista tähtikokoonpanoista vain se pystyi pysymään vakaana pyörien suurella nopeudella. Juuri pulsareiden tutkiminen mahdollisti sen huomattavan johtopäätöksen, että teoreetikkojen "kynän kärjestä" löytämät neutronitähdet ovat todella olemassa luonnossa ja ne syntyvät supernovaräjähdyksen seurauksena. Vaikeudet havaita niitä optisella alueella ovat ilmeisiä, sillä niiden pienen halkaisijan vuoksi useimpia neutronitähtiä ei voida nähdä tehokkaimmissa kaukoputkissa, vaikka, kuten olemme nähneet, tässä on poikkeuksia - pulsar rapu sumu.
Joten tähtitieteilijät ovat löytäneet uuden esineluokan - pulsarit, nopeasti pyöriviä neutronitähtiä. Herää luonnollinen kysymys: mikä on syy neutronitähden niin nopeaan pyörimiseen, miksi sen pitäisi itse asiassa pyöriä akselinsa ympäri suurella nopeudella?
Syy tähän ilmiöön on yksinkertainen. Tiedämme hyvin, kuinka luistelija voi nostaa pyörimisnopeutta, kun hän painaa kätensä vartaloa vasten. Näin tehdessään hän käyttää liikemäärän säilymislakia. Tätä lakia ei koskaan rikota, ja juuri hän lisää supernovaräjähdyksen aikana monta kertaa jäännöksensä - pulsarin - pyörimisnopeutta.
Itse asiassa tähden romahduksen aikana sen massa (räjähdyksen jälkeen jäänyt) ei muutu, ja säde pienenee noin satatuhatta kertaa. Mutta kulmaliikemäärä, joka on yhtä suuri kuin päiväntasaajan pyörimisnopeuden tulo massa kertaa säde, pysyy samana. Massa ei muutu, joten nopeuden täytyy kasvaa samalla satatuhatta kertaa.
Tarkastellaanpa yksinkertaista esimerkkiä. Aurinkomme pyörii melko hitaasti oman akselinsa ympäri. Tämän kierron kesto on noin 25 päivää. Joten jos Auringosta yhtäkkiä tulisi neutronitähti, sen pyörimisjakso lyhenisi yhteen kymmentuhansosaan sekunnista.
Toinen tärkeä säilymislakien seuraus on, että neutronitähtien on oltava erittäin voimakkaasti magnetoituneita. Itse asiassa missään luonnollisessa prosessissa emme voi vain ottaa ja tuhota magneettikenttää (jos se on jo olemassa). Magneettiset voimalinjat ovat ikuisesti yhteydessä tähden erittäin sähköä johtavaan aineeseen. Magneettivuon suuruus tähden pinnalla on yhtä suuri kuin magneettikentän voimakkuuden suuruuden ja tähden säteen neliön tulo. Tämä arvo on ehdottomasti vakio. Tästä syystä, kun tähti supistuu, magneettikentän täytyy kasvaa erittäin paljon. Tarkastelkaamme tätä ilmiötä yksityiskohtaisemmin, koska juuri tämä ilmiö määrittää monet pulsarien hämmästyttävät ominaisuudet.
Maapallomme pinnalla voit mitata magneettikentän voimakkuutta. Saamme pienen noin yhden gaussin arvon. Hyvässä fysikaalisessa laboratoriossa voi saada miljoonan gaussin magneettikenttiä. Valkoisten kääpiöiden pinnalla magneettikentän voimakkuus saavuttaa sata miljoonaa gaussia. Lähellä kenttää vieläkin vahvempi - jopa kymmenen miljardia gaussia. Mutta neutronitähden pinnalla luonto saavuttaa absoluuttisen ennätyksen. Tässä kentänvoimakkuus voi olla satoja tuhansia miljardeja gausseja. Tyhjiö litrapurkissa, jossa tällainen kenttä olisi sisällä, painaisi noin tuhat tonnia.
Tällaiset voimakkaat magneettikentät eivät voi muuta kuin vaikuttaa (tietysti yhdessä gravitaatiokentän kanssa) neutronitähden ja ympäröivän aineen vuorovaikutuksen luonteeseen. Loppujen lopuksi emme ole vielä puhuneet siitä, miksi pulsarilla on suuri aktiivisuus, miksi ne lähettävät radioaaltoja. Eikä vain radioaaltoja. Nykyään astrofyysikot ovat hyvin tietoisia röntgenpulsareista, joita havaitaan vain binäärijärjestelmissä, gammasäteilylähteistä, joilla on epätavallisia ominaisuuksia, niin kutsutuista röntgenpurskeista.
Jos haluat kuvitella neutronitähden ja aineen välisiä vuorovaikutuksen erilaisia mekanismeja, käännytään yleiseen teoriaan neutronitähtien ja ympäristön välisten vuorovaikutusmuotojen hitaasta muutoksesta. Tarkastellaanpa lyhyesti tällaisen evoluution päävaiheita. Neutronitähdet - supernovien jäänteet - pyörivät aluksi hyvin nopeasti 10 -2 - 10 -3 sekunnin jaksolla. Tällaisella nopealla pyörimisellä tähti lähettää radioaaltoja, sähkömagneettista säteilyä, hiukkasia.
Yksi pulsarien hämmästyttävimmistä ominaisuuksista on niiden säteilyn hirvittävä voima, miljardeja kertoja suurempi kuin tähtien sisältä tuleva säteily. Joten esimerkiksi pulsarin radiosäteilyn teho "ravussa" saavuttaa 1031 erg / s, optiikassa - 1034 erg / s, mikä on paljon enemmän kuin Auringon säteilyteho. Tämä pulsari säteilee vielä enemmän röntgen- ja gammasäteilyalueilla.
Miten nämä luonnonenergian generaattorit on järjestetty? Kaikilla radiopulsarilla on yksi yhteinen ominaisuus, joka toimi avaimena niiden toimintamekanismin purkamiseen. Tämä ominaisuus piilee siinä, että pulssin emissiojakso ei pysy vakiona, vaan kasvaa hitaasti. On syytä huomata, että teoreetikot ennustivat ensin tämän pyörivien neutronitähtien ominaisuuden ja vahvistivat sitten hyvin nopeasti kokeellisesti. Joten vuonna 1969 havaittiin, että "ravun" pulsaripulssien säteilyjakso kasvaa 36 sekunnin miljardisosalla päivässä.
Emme nyt keskustele siitä, kuinka niin pieniä aikavälejä mitataan. Meille on tärkeää jo se tosiasia, että pulssien välinen aika on pidentynyt, mikä muuten mahdollistaa myös pulsareiden iän arvioimisen. Mutta silti, miksi pulsari lähettää radiosäteilypulsseja? Tätä ilmiötä ei ole täysin selitetty minkään täydellisen teorian puitteissa. Mutta laadullinen kuva ilmiöstä voidaan kuitenkin tehdä.
Asia on, että neutronitähden pyörimisakseli ei ole sama kuin sen magneettinen akseli. Sähködynamiikasta tiedetään hyvin, että jos magneettia pyöritetään tyhjiössä akselin ympäri, joka ei ole sama kuin magneettinen, niin sähkömagneettista säteilyä ilmaantuu täsmälleen magneetin pyörimistaajuudella. Samalla magneetin pyörimisnopeus hidastuu. Tämä on ymmärrettävää yleisistä syistä, sillä jos jarrutusta ei olisi, meillä olisi vain ikuinen liikennekone.
Näin ollen lähettimemme ammentaa radiopulssien energiaa tähden pyörimisestä, ja sen magneettikenttä on ikään kuin koneen käyttöhihna. Todellinen prosessi on paljon monimutkaisempi, koska tyhjiössä pyörivä magneetti on vain osittain analoginen pulsarin kanssa. Loppujen lopuksi neutronitähti ei pyöri tyhjiössä ollenkaan, sitä ympäröi voimakas magnetosfääri, plasmapilvi, ja tämä on hyvä johdin, joka tekee omat säätönsä piirtämäämme yksinkertaiseen ja melko kaavamaiseen kuvaan. Pulsarin magneettikentän ja sitä ympäröivän magnetosfäärin vuorovaikutuksen seurauksena muodostuu kapeita suuntasäteilysäteitä, jotka suotuisalla "valaisinten sijoittelulla" voidaan havaita galaksin eri osissa, mm. erityisesti maan päällä.
Radiopulsarin nopea pyöriminen sen elinkaaren alkuvaiheessa aiheuttaa muutakin kuin radiosäteilyn. Merkittävä osa energiasta kulkeutuu myös relativististen hiukkasten mukana. Kun pulsarin pyörimisnopeus pienenee, säteilypaine laskee. Ennen tätä säteily heitti plasmaa pois pulsarista. Nyt ympäröivä aine alkaa pudota tähden päälle ja sammuttaa sen säteilyn. Tämä prosessi voi olla erityisen tehokas, jos pulsar menee binäärijärjestelmään. Tällaisessa järjestelmässä, varsinkin jos se on riittävän lähellä, pulsari vetää "normaalin" kumppanin asian itselleen.
Jos pulsari on nuori ja täynnä energiaa, sen radiosäteily pystyy silti "murtamaan" tarkkailijan luo. Mutta vanha pulsari ei enää pysty taistelemaan lisääntymistä vastaan, ja se "sammuttaa" tähden. Kun pulsarin pyöriminen hidastuu, muita merkittäviä prosesseja alkaa ilmaantua. Koska neutronitähden gravitaatiokenttä on erittäin voimakas, aineen kertyminen vapauttaa huomattavan määrän energiaa röntgensäteiden muodossa. Jos binäärijärjestelmässä normaali kumppani antaa pulsarille huomattavan määrän ainetta, noin 10 -5 - 10 -6 M vuodessa, neutronitähteä ei havaita radiopulsarina, vaan röntgenpulsarina.
Mutta siinä ei vielä kaikki. Joissakin tapauksissa, kun neutronitähden magnetosfääri on lähellä sen pintaa, ainetta alkaa kertyä sinne muodostaen eräänlaisen tähden kuoren. Tässä kuoressa voidaan luoda suotuisat olosuhteet lämpöydinreaktioiden kulkemiselle, ja sitten voimme nähdä taivaalla röntgenpurskeen (englannin sanasta burst - "flash").
Tarkkaan ottaen tämän prosessin ei pitäisi tuntua meille odottamattomalta, olemme jo puhuneet siitä valkoisten kääpiöiden yhteydessä. Olosuhteet valkoisen kääpiön ja neutronitähden pinnalla ovat kuitenkin hyvin erilaiset, ja siksi röntgenpurkaukset liittyvät ainutlaatuisesti neutronitähtiin. Havaitsemme lämpöydinräjähdyksiä röntgensäteiden ja ehkä gammapurkausten muodossa. Itse asiassa jotkut gammapurkaukset voivat ilmeisesti johtua lämpöydinräjähdyksistä neutronitähtien pinnalla.
Mutta takaisin röntgenpulsareihin. Niiden säteilymekanismi on tietysti täysin erilainen kuin pursukkeiden. Ydinenergialähteillä ei ole tässä enää merkitystä. Myöskään neutronitähden kineettinen energia ei voi olla havainnointitietojen mukainen.
Otetaan esimerkiksi röntgenlähde Centaurus X-1. Sen teho on 10 erg/s. Siksi tämän energian reservi voisi riittää vain vuodeksi. Lisäksi on aivan ilmeistä, että tähden pyörimisjakson pitäisi tässä tapauksessa kasvaa. Kuitenkin monissa röntgenpulsareissa, toisin kuin radiopulsareissa, pulssien välinen aika pienenee ajan myötä. Joten kyse ei ole pyörimisen liike-energiasta. Kuinka röntgenpulsarit toimivat?
Muistamme, että ne esiintyvät binäärijärjestelmissä. Siellä lisääntymisprosessit ovat erityisen tehokkaita. Neutronitähteen putoavan aineen nopeus voi olla kolmasosa valon nopeudesta (100 000 kilometriä sekunnissa). Silloin yksi gramma ainetta vapauttaa 1020 ergin energiaa. Ja varmistaakseen energian vapautumisen 1037 erg/s, on välttämätöntä, että aineen virtaus neutronitähteen on 1017 grammaa sekunnissa. Tämä ei yleensä ole kovin paljon, noin tuhannesosa Maan massasta vuodessa.
Materiaalin toimittaja voi olla optinen kumppani. Kaasusuihku virtaa jatkuvasti osasta sen pintaa kohti neutronitähteä. Se toimittaa sekä energiaa että ainetta neutronitähden ympärille muodostuvalle akkretiolevylle.
Koska neutronitähdellä on valtava magneettikenttä, kaasu "virtaa" magneettisia voimalinjoja pitkin napoja kohti. Siellä, suhteellisen pienissä, vain kilometrin kokoisissa "pisteissä" pelataan voimakkaimman, mittakaavaltaan suurenmoisen röntgensäteilyn tuotantoprosessit. Röntgensäteitä lähettävät pulsarin magneettikentässä liikkuvat relativistiset ja tavalliset elektronit. Sen päälle putoava kaasu voi myös "syöttää" sen pyörimisnopeutta. Siksi juuri röntgenpulsareissa havaitaan useissa tapauksissa pyörimisjakson pienenemistä.
Röntgenlähteet binäärijärjestelmissä ovat yksi avaruuden merkittävimmistä ilmiöistä. Niitä on vähän, luultavasti vain sata galaksissamme, mutta niiden merkitys on valtava, ei pelkästään näkökulmasta, erityisesti tyypin I ymmärtämisen kannalta. Binaarijärjestelmät tarjoavat luonnollisimman ja tehokkaimman tavan aineen virtaamiseen tähdestä tähteen, ja juuri täällä (tähtien massan suhteellisen nopean muutoksen vuoksi) voimme kohdata erilaisia vaihtoehtoja "kiihdytetylle" evoluutiolle.
Toinen mielenkiintoinen huomio. Tiedämme, kuinka vaikeaa, ellei mahdotonta, arvioida yhden tähden massaa. Mutta koska neutronitähdet ovat osa binäärisysteemejä, voi käydä ilmi, että ennemmin tai myöhemmin on mahdollista empiirisesti (ja tämä on erittäin tärkeää!) määrittää neutronitähden rajoittava massa sekä saada suoraa tietoa sen alkuperästä. .
Se tapahtuu supernovaräjähdyksen jälkeen.
Tämä on tähden elämän auringonlasku. Sen painovoima on niin voimakas, että se heittää elektroneja ulos atomien kiertoradalta ja muuttaa ne neutroneiksi.
Kun hän menettää sisäisen paineensa tuen, hän romahtaa, ja tämä johtaa supernova-räjähdys.
Tämän ruumiin jäännöksistä tulee neutronitähti, jonka massa on 1,4 kertaa Auringon massa ja jonka säde on lähes yhtä suuri kuin Manhattanin säde Yhdysvalloissa.
Neutronitähden tiheyden omaavan sokerikuution paino on...
Jos esimerkiksi otamme palan sokeria, jonka tilavuus on 1 cm 3, ja kuvittelemme, että se on valmistettu neutronitähden asia, silloin sen massa olisi noin miljardi tonnia. Tämä vastaa noin 8 tuhannen lentotukialuksen massaa. pieni esine uskomaton tiheys!
Vastasyntyneen neutronitähden pyörimisnopeus on suuri. Kun massiivinen tähti muuttuu neutroniksi, sen pyörimisnopeus muuttuu.
Pyörivä neutronitähti on luonnollinen sähkögeneraattori. Sen pyöriminen luo voimakkaan magneettikentän. Tämä valtava magnetismin voima vangitsee elektroneja ja muita atomihiukkasia ja lähettää ne syvälle maailmankaikkeuteen valtavalla nopeudella. Nopeilla hiukkasilla on taipumus lähettää säteilyä. Pulsartähdissä havaitsemamme välkkyminen on näiden hiukkasten säteilyä.Mutta huomaamme sen vasta, kun sen säteily on suunnattu meidän suuntaan.
Pyörivä neutronitähti on pulsari, eksoottinen esine, joka ilmestyi supernovaräjähdyksen jälkeen. Tämä on hänen elämänsä loppu.
Neutronitähtien tiheys jakautuu eri tavalla. Heillä on uskomattoman tiheä kuori. Mutta neutronitähden sisällä olevat voimat pystyvät murtautumaan kuoren läpi. Ja kun näin tapahtuu, tähti säätää sijaintiaan, mikä johtaa muutokseen sen pyörimisessä. Tätä kutsutaan: kuori on haljennut. Neutronitähdessä tapahtuu räjähdys.
Artikkelit
Tähdet, joiden massa on 1,5–3 kertaa Auringon massaa suurempi, eivät pysty lopettamaan supistumistaan valkoisen kääpiön vaiheessa elämänsä lopussa. Voimakkaat gravitaatiovoimat puristavat ne sellaiseen tiheyteen, että aineen "neutralointi" tapahtuu: elektronien vuorovaikutus protonien kanssa johtaa siihen, että melkein koko tähden massa sisältyy neutroneihin. Muodostettu neutronitähti. Suurimmat tähdet voivat muuttua neutroneiksi räjähtäessään supernovana.Neutronitähden käsite
Neutronitähtien käsite ei ole uusi: ensimmäisen ehdotuksen niiden olemassaolon mahdollisuudesta tekivät lahjakkaat tähtitieteilijät Fritz Zwicky ja Walter Baarde Kaliforniasta vuonna 1934. (Hieman aikaisemmin, vuonna 1932, kuuluisa Neuvostoliiton tiedemies L. D. Landau ennusti neutronitähtien olemassaolon mahdollisuutta.) 1930-luvun lopulla siitä tuli muiden amerikkalaisten tiedemiesten Oppenheimerin ja Volkovin tutkimuskohde. Näiden fyysikkojen kiinnostus tähän ongelmaan johtui halusta määrittää massiivinen supistuvan tähden evoluution viimeinen vaihe. Koska supernovien rooli ja merkitys paljastettiin suunnilleen samaan aikaan, ehdotettiin, että neutronitähti voisi olla supernovaräjähdyksen jäännös. Valitettavasti toisen maailmansodan puhjettua tiedemiesten huomio siirtyi sotilaallisiin tarpeisiin ja näiden uusien ja erittäin salaperäisten esineiden yksityiskohtainen tutkimus keskeytettiin. Sitten, 1950-luvulla, neutronitähtien tutkimusta jatkettiin puhtaasti teoreettisesti sen selvittämiseksi, ovatko ne merkityksellisiä kemiallisten alkuaineiden tuotannon ongelman kannalta tähtien keskialueilla.jäävät ainoaksi astrofysikaaliseksi objektiksi, jonka olemassaolo ja ominaisuudet ennustettiin kauan ennen niiden löytämistä.
1960-luvun alussa kosmisten röntgensäteiden lähteiden löytäminen rohkaisi suuresti niitä, jotka pitivät neutronitähtiä mahdollisina taivaan röntgensäteiden lähteinä. Vuoden 1967 loppuun mennessä Uusi taivaankappaleiden luokka, pulsarit, löydettiin, mikä hämmentyi tutkijoita. Tämä löytö oli tärkein kehitysaskel neutronitähtien tutkimuksessa, koska se herätti jälleen kysymyksen kosmisten röntgensäteiden alkuperästä. Neutronitähdistä puhuttaessa on otettava huomioon, että niiden fyysiset ominaisuudet on vahvistettu teoreettisesti ja ovat hyvin hypoteettisia, koska näissä kappaleissa vallitsevia fysikaalisia olosuhteita ei voida toistaa laboratoriokokeissa.
Neutronitähtien ominaisuudet
Gravitaatiovoimilla on ratkaiseva rooli neutronitähtien ominaisuuksissa. Eri arvioiden mukaan neutronitähtien halkaisijat ovat 10-200 km. Ja tämä avaruuskäsitteiden mukaan merkityksetön tilavuus on "täytetty" sellaisella määrällä ainetta, joka voi muodostaa Auringon kaltaisen taivaankappaleen, jonka halkaisija on noin 1,5 miljoonaa km ja massaltaan lähes kolmannes miljoonasta. kertaa raskaampi kuin maapallo! Luonnollinen seuraus tästä ainepitoisuudesta on neutronitähden uskomattoman korkea tiheys. Itse asiassa se osoittautuu niin tiheäksi, että se voi olla jopa kiinteä. Neutronitähden painovoima on niin suuri, että ihminen painaisi siellä noin miljoona tonnia. Laskelmat osoittavat, että neutronitähdet ovat erittäin magnetisoituneita. Arvioiden mukaan neutronitähden magneettikenttä voi olla miljoona kilometriä. miljoonaa gaussia, kun taas maan päällä se on 1 gauss. Neutronitähden säde noin 15 km otetaan ja massa on noin 0,6 - 0,7 auringon massaa. Ulompi kerros on magnetosfääri, joka koostuu harvinaisista elektroneista ja ydinplasmasta, jonka läpi tunkeutuu tähden voimakas magneettikenttä. Täältä tulevat pulsareille tunnusomaiset radiosignaalit. Ultranopeat varautuneet hiukkaset, jotka liikkuvat spiraaleina magneettikenttäviivoja pitkin, aiheuttavat monenlaista säteilyä. Joissakin tapauksissa säteilyä esiintyy sähkömagneettisen spektrin radioalueella, toisissa - säteilyä korkeilla taajuuksilla.Neutronitähden tiheys
Melkein välittömästi magnetosfäärin alapuolella aineen tiheys saavuttaa 1 t/cm3, mikä on 100 000 kertaa suurempi kuin raudan tiheys. Seuraavalla ulkokerroksella on metallin ominaisuudet. Tämä "superkovan" aineen kerros on kiteisessä muodossa. Kiteet koostuvat atomiytimistä, joiden atomimassat ovat 26 - 39 ja 58 - 133. Nämä kiteet ovat erittäin pieniä: kattaakseen 1 cm:n etäisyyden sinun on asetettava noin 10 miljardia kiteitä yhteen riviin. Tämän kerroksen tiheys on yli miljoona kertaa suurempi kuin ulkokerroksen tai muuten 400 miljardia kertaa suurempi kuin raudan tiheys.Siirrymme edelleen kohti tähden keskustaa, ylitämme kolmannen kerroksen. Se sisältää alueen raskaita ytimiä, kuten kadmiumia, mutta on myös runsaasti neutroneja ja elektroneja. Kolmannen kerroksen tiheys on 1000 kertaa suurempi kuin edellisen. Tunkeutumalla syvemmälle neutronitähteen saavutamme neljännen kerroksen, kun taas tiheys kasvaa hieman - noin viisi kertaa. Silti tällaisella tiheydellä ytimet eivät voi enää säilyttää fyysistä eheyttään: ne hajoavat neutroneiksi, protoneiksi ja elektroneiksi. Suurin osa aineesta on neutronien muodossa. Jokaista elektronia ja protonia kohti on 8 neutronia. Tätä kerrosta voidaan pohjimmiltaan pitää elektronien ja protonien "saastuttamana" neutroninesteenä. Tämän kerroksen alla on neutronitähden ydin. Täällä tiheys on noin 1,5 kertaa suurempi kuin päällä olevassa kerroksessa. Ja kuitenkin, jopa tämä pieni tiheyden lisäys saa ytimen hiukkaset liikkumaan paljon nopeammin kuin missään muussa kerroksessa. Pienen määrän protoneja ja elektroneja sekoittuneiden neutronien liikkeen kineettinen energia on niin suuri, että joustamattomia hiukkasten törmäyksiä tapahtuu jatkuvasti. Törmäysprosesseissa syntyvät kaikki ydinfysiikassa tunnetut hiukkaset ja resonanssit, joita on yli tuhat. Todennäköisesti on olemassa suuri määrä hiukkasia, joita emme vielä tunne.
Neutronitähden lämpötila
Neutronitähtien lämpötilat ovat verrattain korkeita. Tämä on odotettavissa, kun otetaan huomioon, miten ne syntyvät. Tähden olemassaolon ensimmäisten 10 - 100 tuhannen vuoden aikana ytimen lämpötila laskee useisiin satoihin miljooniin asteisiin. Sitten tulee uusi vaihe, jolloin tähden ytimen lämpötila laskee hitaasti sähkömagneettisen säteilyn emission vuoksi.Neutronitähdet ovat tähtien evoluution lopputuote. Niiden koko ja paino ovat yksinkertaisesti uskomattomia! Sen koko on halkaisijaltaan enintään 20 km, mutta painaa kuin . Neutronitähden aineen tiheys on monta kertaa suurempi kuin atomiytimen tiheys. Neutronitähdet ilmestyvät supernovaräjähdyksen aikana.
Useimpien tunnettujen neutronitähtien massa on noin 1,44 auringon massaa. ja on yhtä suuri kuin Chandrasekharin massaraja. Mutta teoriassa on mahdollista, että niillä voi olla jopa 2,5 massaa. Raskain löydetty tähän mennessä on painoltaan 1,88 aurinkomassaa, ja se on nimeltään Vele X-1, ja toinen, jonka massa on 1,97 aurinkomassaa, on PSR J1614-2230. Kun tiheys kasvaa edelleen, tähti muuttuu kvarkiksi.
Neutronitähtien magneettikenttä on erittäin voimakas ja saavuttaa 10:stä 12. potenssiin G, Maan kenttä on 1 Gs. Vuodesta 1990 lähtien jotkin neutronitähdet on tunnistettu magnetaareiksi - nämä ovat tähtiä, joiden magneettikentät ylittävät 10:n ja gaussin 14:nnen tehon. Tällaisilla kriittisillä magneettikentillä myös fysiikka muuttuu, ilmaantuu relativistisia vaikutuksia (valo poikkeaa magneettikentästä) ja fyysisen tyhjiön polarisaatiota. Neutronitähdet ennustettiin ja sitten löydettiin.
Ensimmäiset ehdotukset tekivät Walter Baade ja Fritz Zwicky vuonna 1933., he tekivät oletuksen, että neutronitähdet syntyvät supernovaräjähdyksen seurauksena. Laskelmien mukaan näiden tähtien säteily on hyvin pientä, sitä on yksinkertaisesti mahdotonta havaita. Mutta vuonna 1967 Hewish jatko-opiskelija Jocelyn Bell löysi , joka lähetti säännöllisiä radiopulsseja.
Tällaiset impulssit saatiin kohteen nopean pyörimisen seurauksena, mutta tavalliset tähdet niin voimakkaasta kiertoliikkeestä yksinkertaisesti lentävät erilleen, ja siksi he päättivät olevansa neutronitähtiä.
Pulsarit pyörimisnopeuden mukaan laskevassa järjestyksessä:
Ejektori on radiopulsari. Alhainen pyörimisnopeus ja voimakas magneettikenttä. Tällaisella pulsarilla on magneettikenttä ja tähti pyörii yhdessä samalla kulmanopeudella. Tietyllä hetkellä kentän lineaarinen nopeus saavuttaa valon nopeuden ja alkaa ylittää sen. Lisäksi dipolikenttä ei voi olla olemassa, ja kentänvoimakkuusviivat ovat repeytyneet. Näitä linjoja pitkin liikkuessaan varautuneet hiukkaset saavuttavat kallion ja irtautuvat, joten ne jättävät neutronitähdestä ja voivat lentää mihin tahansa etäisyyteen äärettömään asti. Siksi näitä pulsareita kutsutaan ejektoreiksi (antaa pois, purkaa) - radiopulsariksi.
Potkuri, sillä ei ole enää sellaista pyörimisnopeutta kuin ejektorilla, joka kiihdyttää hiukkasia valon jälkeiseen nopeuteen, joten se ei voi olla radiopulsari. Mutta sen pyörimisnopeus on edelleen erittäin korkea, magneettikentän vangitsema aine ei voi vielä pudota tähden päälle, eli akkretiota ei tapahdu. Tällaisia tähtiä tutkitaan erittäin huonosti, koska niitä on lähes mahdotonta tarkkailla.
Accretor on röntgenpulsari. Tähti ei enää pyöri niin nopeasti ja aine alkaa pudota tähden päälle putoamalla magneettikenttäviivaa pitkin. Putoaessaan lähelle napaa kiinteälle pinnalle, aine kuumenee kymmeniin miljooniin asteisiin, mikä johtaa röntgensäteisiin. Pulsaatioita syntyy siitä, että tähti pyörii edelleen, ja koska putoavan aineen pinta-ala on vain noin 100 metriä, tämä kohta katoaa ajoittain näkyvistä.
Johdanto
Koko historiansa aikana ihmiskunta ei ole lakannut yrittämästä ymmärtää maailmankaikkeutta. Universumia kutsutaan kaiken olemassa olevan kokonaisuudeksi, kaikkien näiden hiukkasten välisen tilan aineelliseksi hiukkaseksi. Nykyaikaisten käsitysten mukaan maailmankaikkeuden ikä on noin 14 miljardia vuotta.
Universumin näkyvän osan koko on noin 14 miljardia valovuotta (yksi valovuosi on matka, jonka valo tyhjiössä kulkee vuodessa). Joidenkin tutkijoiden mukaan maailmankaikkeuden pituus on 90 miljardia valovuotta. Jotta näin suurilla etäisyyksillä olisi kätevä toimia, käytetään arvoa nimeltä Parsec. Parsek on etäisyys, josta maapallon kiertoradan keskimääräinen säde, kohtisuorassa tähtäysviivaan nähden, on näkyvissä yhden kaarisekunnin kulmassa. 1 parsek = 3,2616 valovuotta.
Maailmankaikkeudessa on valtava määrä erilaisia esineitä, joiden nimet monet tuntevat hyvin, kuten planeetat ja satelliitit, tähdet, mustat aukot jne. Tähdet ovat hyvin erilaisia kirkkaudeltaan, kooltaan, lämpötilaltaan ja muilta parametreiltään . Tähtiä ovat esimerkiksi valkoiset kääpiöt, neutronitähdet, jättiläiset ja superjättiläiset, kvasaarit ja pulsarit. Erityisen kiinnostavia ovat galaksien keskukset. Nykyaikaisten käsitysten mukaan musta aukko sopii galaksin keskustassa sijaitsevan esineen rooliin. Mustat aukot ovat ominaisuuksiltaan ainutlaatuisten tähtien evoluution tuotteita. Mustien aukkojen olemassaolon kokeellinen validiteetti riippuu yleisen suhteellisuusteorian pätevyydestä.
Galaksien lisäksi maailmankaikkeus on täynnä sumuja (pölystä, kaasusta ja plasmasta koostuvia tähtienvälisiä pilviä), koko maailmankaikkeuden läpi tunkeutuvaa jäännössäteilyä ja muita vähän tutkittuja kohteita.
neutronitähdet
Neutronitähti on tähtitieteellinen kohde, joka on yksi tähtien evoluution lopputuotteista, ja se koostuu pääosin neutroniytimestä, joka on peitetty suhteellisen ohuella (> 1 km) ainekuorella raskaiden atomiytimien ja elektronien muodossa. Neutronitähtien massat ovat verrattavissa Auringon massaan, mutta tyypillinen säde on vain 10-20 kilometriä. Siksi tällaisen tähden aineen keskimääräinen tiheys on useita kertoja suurempi kuin atomiytimen tiheys (joka raskailla ytimillä on keskimäärin 2,8*1017 kg/m?). Neutronitähden painovoiman supistuminen edelleen estyy ydinaineen paineella, joka syntyy neutronien vuorovaikutuksesta.
Monilla neutronitähdillä on erittäin korkeat pyörimisnopeudet, jopa tuhat kierrosta sekunnissa. Uskotaan, että neutronitähdet syntyvät supernovaräjähdyksen aikana.
Neutronitähtien painovoimat tasapainotetaan rappeutuneen neutronikaasun paineella, neutronitähden massan maksimiarvo asetetaan Oppenheimer-Volkov-rajalla, jonka numeerinen arvo riippuu (vielä huonosti tunnetusta) yhtälöstä. aineen tilasta tähden ytimessä. On olemassa teoreettisia edellytyksiä, että neutronitähtien muuttuminen kvarkkitähteiksi on mahdollista vielä suuremmalla tiheyden kasvulla.
Magneettikenttä neutronitähtien pinnalla saavuttaa arvon 1012-1013 Gs (Gs-Gauss - magneettisen induktion mittayksikkö), neutronitähtien magnetosfäärissä tapahtuvat prosessit ovat vastuussa pulsarien radioemissiosta. . 1990-luvulta lähtien jotkut neutronitähdet on tunnistettu magnetaariksi, tähdiksi, joiden magneettikentät ovat luokkaa 1014 gaussia tai enemmän. Tällaiset kentät (ylittää "kriittisen" arvon 4,414 1013 G, jossa elektronin vuorovaikutusenergia magneettikentän kanssa ylittää sen lepoenergian) tuovat käyttöön laadullisesti uutta fysiikkaa, koska erityiset relativistiset vaikutukset, fyysisen tyhjiön polarisaatio jne. tulla merkittäväksi.
Neutronitähtien luokitus
Kaksi pääparametria, jotka luonnehtivat neutronitähtien vuorovaikutusta ympäröivän aineen kanssa ja sen seurauksena niiden havainnointimuotoja, ovat pyörimisjakso ja magneettikentän suuruus. Ajan myötä tähti kuluttaa pyörimisenergiaansa ja sen kiertoaika pitenee. Myös magneettikenttä heikkenee. Tästä syystä neutronitähti voi muuttaa tyyppiään elämänsä aikana.
Ejektori (radiopulsar) - voimakkaat magneettikentät ja pieni pyörimisjakso. Magnetosfäärin yksinkertaisimmassa mallissa magneettikenttä pyörii jäykästi, eli samalla kulmanopeudella kuin itse neutronitähti. Tietyllä säteellä kentän lineaarinen pyörimisnopeus lähestyy valon nopeutta. Tätä sädettä kutsutaan valosylinterin säteeksi. Tämän säteen ulkopuolella tavallista dipolikenttää ei voi olla, joten kentänvoimakkuusviivat katkeavat tässä pisteessä. Magneettisia kenttälinjoja pitkin liikkuvat varautuneet hiukkaset voivat jättää neutronitähden tällaisten kallioiden läpi ja lentää pois äärettömään. Tämän tyyppinen neutronitähti heittää ulos (sylkee, työntää ulos) relativistisia varautuneita hiukkasia, jotka säteilevät radioalueella. Tarkkailijalle ejektorit näyttävät radiopulsarilta.
Potkuri - pyörimisnopeus on jo riittämätön hiukkasten heittämiseen, joten tällainen tähti ei voi olla radiopulsari. Se on kuitenkin edelleen suuri, eikä neutronitähteä ympäröivän magneettikentän vangitsema aine voi pudota, eli aineen kertymistä ei tapahdu. Tämän tyyppisillä neutronitähdillä ei käytännössä ole havaittavia ilmenemismuotoja, ja niitä on tutkittu huonosti.
Accretor (röntgenpulsar) - pyörimisnopeus pienenee siinä määrin, että nyt mikään ei estä ainetta putoamasta sellaiseen neutronitähteen. Plasma putoaa magneettikentän linjoja pitkin ja osuu kiinteään pintaan lähellä neutronitähden napoja ja lämpenee kymmeniin miljooniin asteisiin. Näin korkeisiin lämpötiloihin kuumennettu aine hehkuu röntgenalueella. Alue, jolla putoava aine törmää tähden pintaan, on hyvin pieni - vain noin 100 metriä. Tämä kuuma piste, tähden pyörimisen vuoksi, katoaa ajoittain näkyvistä, minkä havainnoija näkee pulsaatioina. Tällaisia kohteita kutsutaan röntgenpulsareiksi.
Georotaattori - tällaisten neutronitähtien pyörimisnopeus on pieni eikä estä lisääntymistä. Mutta magnetosfäärin mitat ovat sellaiset, että magneettikenttä pysäyttää plasman ennen kuin painovoima vangitsee sen. Samanlainen mekanismi toimii Maan magnetosfäärissä, mistä syystä tämä tyyppi sai nimensä.