Bir nötron yıldızı ne kadar büyük olabilir? Beyaz cüce, nötron yıldızı, kara delik.

Astrofizikte, diğer bilim dallarında olduğu gibi, en ilginç olanı, "ne oldu?" sorusuyla bağlantılı evrimsel problemlerdir. ve bu olacak mı?". Yaklaşık olarak Güneşimizin kütlesine eşit bir yıldız kütlesine ne olacağını zaten biliyoruz. Böyle bir yıldız, bir aşamadan geçmiş kırmızı dev, Olacak Beyaz cüce. Hertzsprung-Russell diyagramındaki beyaz cüceler anakolun dışında yer alır.

Beyaz cüceler güneş kütleli yıldızların evriminin sonudur. Bunlar bir tür evrimsel çıkmazdır. Yavaş ve sessiz bir yok oluş, kütlesi Güneş'ten küçük olan tüm yıldızlar için yolun sonudur. Peki ya daha büyük yıldızlar? Hayatlarının fırtınalı olaylarla dolu olduğunu gördük. Ancak doğal bir soru ortaya çıkıyor: Süpernova patlamaları şeklinde gözlemlenen korkunç felaketler nasıl sona eriyor?

1054 yılında gökyüzünde konuk bir yıldız parladı. Gündüz bile gökyüzünde görülebiliyordu ve yalnızca birkaç ay sonra söndü. Bugün bu yıldız felaketinin kalıntılarını, Messier Bulutsusu Kataloğunda M1 olarak adlandırılan parlak bir optik nesne biçiminde görüyoruz. Bu ünlü Yengeç Bulutsusu- bir süpernova patlamasının kalıntısı.

Yüzyılımızın 40'lı yıllarında Amerikalı gökbilimci V. Baade, bulutsunun merkezinde bir süpernova patlamasından kalan yıldız kalıntısını bulmaya çalışmak için "Yengeç" in orta kısmını incelemeye başladı. Bu arada bu cisme “yengeç” ismi 19. yüzyılda İngiliz gökbilimci Lord Ross tarafından verilmiştir. Baade, 17t yıldız işareti biçiminde bir yıldız kalıntısı için aday buldu.

Ancak gökbilimci şanssızdı, ayrıntılı bir çalışma için uygun donanıma sahip değildi ve bu nedenle bu yıldızın parıldadığını ve titreştiğini fark edemedi. Bu parlaklık titreşimlerinin süresi 0,033 saniye değil de birkaç saniye olsaydı, Baade şüphesiz bunu fark ederdi ve o zaman ilk pulsarı keşfetme onuru A. Hewish ve D. Bell'e ait olmazdı.

Baade teleskopunu merkeze doğrultmadan yaklaşık on yıl önce Yengeç Bulutsusu Teorik fizikçiler, beyaz cücelerin yoğunluğunu (106 - 107 g/cm3) aşan yoğunluklarda maddenin durumunu incelemeye başladılar. Bu konuya ilgi, yıldız evriminin son aşamaları sorunuyla bağlantılı olarak ortaya çıktı. Bu fikrin ortak yazarlarından birinin, bir nötron yıldızının varlığı gerçeğini bir süpernova patlamasıyla ilişkilendiren aynı Baade olması ilginçtir.

Eğer madde beyaz cücelerinkinden daha büyük yoğunluklara sıkıştırılırsa, nötronizasyon denilen süreçler başlar. Yıldızın içindeki korkunç basınç, elektronları atom çekirdeğine “sürür”. Normal koşullar altında, elektronları soğuran bir çekirdek, fazla sayıda nötron içerdiğinden kararsız olacaktır. Ancak kompakt yıldızlarda durum böyle değildir. Yıldızın yoğunluğu arttıkça dejenere gazın elektronları yavaş yavaş çekirdekler tarafından emilir ve yıldız yavaş yavaş deve dönüşür. nötron yıldızı- Bir damla. Dejenere elektron gazının yerini 1014-1015 g/cm3 yoğunluğa sahip dejenere nötron gazı alır. Başka bir deyişle bir nötron yıldızının yoğunluğu beyaz cücenin yoğunluğundan milyarlarca kat daha fazladır.

Uzun bir süre boyunca yıldızın bu korkunç konfigürasyonu teorisyenlerin akıl oyunu olarak değerlendirildi. Doğanın bu olağanüstü öngörüyü doğrulaması otuz yıldan fazla zaman aldı. Aynı 30'larda, yıldızların evrimi teorisinin tamamı üzerinde belirleyici bir etkiye sahip olan önemli bir keşif daha yapıldı. Chandrasekhar ve L. Landau, nükleer enerji kaynaklarını tüketen bir yıldız için, yıldız hala sabit kaldığında belirli bir sınırlayıcı kütlenin bulunduğunu tespit etti. Bu kütlede dejenere gazın basıncı hala yerçekimi kuvvetlerine direnebilmektedir. Sonuç olarak, yozlaşmış yıldızların (beyaz cüceler, nötron yıldızları) kütlesinin sonlu bir sınırı vardır (Chandrasekhar sınırı), bu sınırın aşılması, yıldızın feci bir şekilde sıkışmasına, çökmesine neden olur.

Bir yıldızın çekirdek kütlesi 1,2 M ila 2,4 M arasındaysa, böyle bir yıldızın evriminin son "ürününün" bir nötron yıldızı olması gerektiğini unutmayın. Çekirdek kütlesi 1,2 M'den az olan evrim, sonuçta bir beyaz cücenin doğuşuna yol açacaktır.

Nötron yıldızı nedir? Kütlesini biliyoruz, aynı zamanda boyutları da bilinen esas olarak nötronlardan oluştuğunu da biliyoruz. Buradan yıldızın yarıçapını belirlemek kolaydır. 10 kilometreye yakın olduğu ortaya çıktı! Böyle bir nesnenin yarıçapını belirlemek aslında zor değil, ancak Güneş'in kütlesine yakın bir kütlenin, çapı Moskova'daki Profsoyuznaya Caddesi'nin uzunluğundan biraz daha büyük bir nesneye yerleştirilebileceğini görsel olarak hayal etmek çok zor. Bu, herhangi bir periyodik sisteme uymayan ve beklenmedik, tuhaf bir yapıya sahip olan bir elementin süper çekirdeği olan dev bir nükleer damladır.

Nötron yıldızının maddesi süperakışkan bir sıvının özelliklerine sahiptir! Bu gerçeğe ilk bakışta inanmak zor ama gerçektir. Korkunç yoğunluklara sıkıştırılan madde bir dereceye kadar sıvı helyuma benziyor. Ayrıca bir nötron yıldızının sıcaklığının yaklaşık bir milyar derece olduğunu ve bildiğimiz gibi karasal koşullardaki aşırı akışkanlığın yalnızca ultra düşük sıcaklıklarda kendini gösterdiğini unutmamalıyız.

Doğru, stabilitesi dejenere nötron gazı - sıvısının basıncı tarafından belirlendiğinden, nötron yıldızının davranışında sıcaklık özel bir rol oynamaz. Nötron yıldızının yapısı birçok bakımdan gezegenin yapısına benzer. Süper iletken bir sıvının şaşırtıcı özelliklerine sahip bir maddeden oluşan "mantoya" ek olarak, böyle bir yıldızın yaklaşık bir kilometre kalınlığında ince, sert bir kabuğu vardır. Kabuğun kendine özgü bir kristal yapıya sahip olduğu varsayılmaktadır. Bu tuhaftır, çünkü kristalin yapısının atomun elektron kabuklarının konfigürasyonuna bağlı olduğu, bildiğimiz kristallerden farklı olarak, bir nötron yıldızının kabuğunda atom çekirdekleri elektronlardan yoksundur. Bu nedenle demir, bakır, çinkodan oluşan kübik kafesleri anımsatan, ancak buna göre ölçülemeyecek kadar yüksek yoğunluklarda bir kafes oluştururlar. Daha sonra, özelliklerinden daha önce bahsettiğimiz manto geliyor. Bir nötron yıldızının merkezinde yoğunluklar santimetreküp başına 1015 grama ulaşır. Yani böyle bir yıldızdan gelen bir çay kaşığı maddenin ağırlığı milyarlarca tondur. Bir nötron yıldızının merkezinde, nükleer fizikte bilinenlerin yanı sıra henüz keşfedilmemiş egzotik temel parçacıkların sürekli bir oluşumunun olduğu varsayılmaktadır.

Nötron yıldızları oldukça çabuk soğur. Tahminler, ilk on ila yüz bin yıl boyunca sıcaklığın birkaç milyardan yüz milyonlarca dereceye düştüğünü gösteriyor. Nötron yıldızları hızla dönüyor ve bu da çok ilginç sonuçlara yol açıyor. Bu arada, hızlı dönüş sırasında bozulmadan kalmasını sağlayan şey yıldızın küçük boyutudur. Çapı 10 değil de 100 kilometre olsaydı, merkezkaç kuvvetleri tarafından kolayca parçalanırdı.

Pulsarların keşfinin ilgi çekici tarihinden daha önce bahsetmiştik. Pulsarın hızla dönen bir nötron yıldızı olduğu fikri hemen ortaya atıldı, çünkü bilinen tüm yıldız konfigürasyonları arasında yalnızca sabit kalabiliyor ve yüksek hızda dönebiliyordu. Teorisyenlerin "kalemin ucunda" keşfettiği nötron yıldızlarının aslında doğada var olduğu ve süpernova patlamaları sonucu ortaya çıktıkları yönündeki dikkat çekici sonuca varmayı mümkün kılan, pulsarların incelenmesiydi. Bunları optik aralıkta tespit etmenin zorlukları açıktır, çünkü küçük çaplarından dolayı çoğu nötron yıldızı en güçlü teleskoplarda görülemez, ancak gördüğümüz gibi istisnalar da vardır - bir pulsar Yengeç Bulutsusu.

Böylece gökbilimciler yeni bir nesne sınıfı keşfettiler. pulsarlar, hızla dönen nötron yıldızları. Doğal bir soru ortaya çıkıyor: Bir nötron yıldızının bu kadar hızlı dönmesinin nedeni nedir, aslında neden kendi ekseni etrafında muazzam bir hızla dönmesi gerekiyor?

Bu fenomenin nedeni basittir. Bir patencinin kollarını vücuduna yaklaştırdığında dönüş hızını nasıl artırabildiğini çok iyi biliyoruz. Bunu yaparken açısal momentumun korunumu yasasını kullanır. Bu yasa asla ihlal edilmez ve bir süpernova patlaması sırasında, kalıntısı olan pulsarın dönüş hızını birçok kez artıran da tam olarak bu yasadır.

Nitekim bir yıldızın çöküşü sırasında kütlesi (patlamadan sonra kalan) değişmez, ancak yarıçapı yaklaşık yüz bin kat azalır. Ancak ekvatoral dönüş hızının kütle ve yarıçapa göre çarpımına eşit olan açısal momentum aynı kalır. Kütle değişmez, bu nedenle hızın aynı yüz bin kat artması gerekir.

Basit bir örneğe bakalım. Güneşimiz kendi ekseni etrafında oldukça yavaş bir şekilde dönmektedir. Bu rotasyonun süresi yaklaşık 25 gündür. Yani eğer Güneş bir anda nötron yıldızı haline gelseydi, dönüş süresi saniyenin onbinde birine kadar inerdi.

Korunum yasalarının ikinci önemli sonucu, nötron yıldızlarının çok güçlü bir şekilde mıknatıslanması gerektiğidir. Aslında herhangi bir doğal süreçte manyetik alanı (eğer zaten mevcutsa) öylece yok edemeyiz. Manyetik alan çizgileri sonsuza kadar mükemmel elektriksel iletkenliğe sahip olan yıldız maddesiyle ilişkilidir. Yıldızın yüzeyindeki manyetik akının büyüklüğü, manyetik alan kuvvetinin yıldızın yarıçapının karesiyle çarpımına eşittir. Bu değer kesinlikle sabittir. Bu nedenle bir yıldız büzüldüğünde manyetik alanın çok güçlü bir şekilde artması gerekir. Pulsarların şaşırtıcı özelliklerinin çoğunu belirleyen de bu fenomen olduğundan, bu fenomen üzerinde biraz ayrıntılı duralım.

Manyetik alan kuvveti Dünyamızın yüzeyinde ölçülebilir. Yaklaşık bir gauss kadar küçük bir değer elde edeceğiz. İyi bir fizik laboratuvarında bir milyon gaussluk manyetik alanlar elde edilebilir. Beyaz cücelerin yüzeyinde manyetik alan kuvveti yüz milyon gaussa ulaşır. Yakınlardaki alan daha da güçlüdür - on milyar gauss'a kadar. Ancak bir nötron yıldızının yüzeyinde doğa mutlak bir rekora ulaşıyor. Burada alan kuvveti yüzbinlerce milyarlarca Gauss olabilir. Böyle bir alanı içeren bir litrelik kavanozdaki boşluğun ağırlığı yaklaşık bin ton olacaktır.

Bu kadar güçlü manyetik alanlar, nötron yıldızının çevredeki maddeyle etkileşiminin doğasını (tabii ki yerçekimi alanıyla birlikte) etkilemekten başka bir şey yapamaz. Pulsarların neden bu kadar büyük aktiviteye sahip olduğunu, neden radyo dalgaları yaydığını henüz konuşmadık. Ve sadece radyo dalgaları değil. Günümüzde astrofizikçiler, yalnızca ikili sistemlerde gözlemlenen X-ışını pulsarlarının, olağandışı özelliklere sahip gama ışını kaynaklarının ve X-ışını patlamaları olarak adlandırılanların çok iyi farkındadır.

Bir nötron yıldızının madde ile etkileşiminin çeşitli mekanizmalarını hayal etmek için, nötron yıldızlarının çevre ile etkileşim modlarındaki yavaş değişikliklerin genel teorisine dönelim. Bu evrimin ana aşamalarını kısaca ele alalım. Süpernova patlamalarının kalıntıları olan nötron yıldızları başlangıçta 10 -2 - 10 -3 saniyelik bir periyotla çok hızlı bir şekilde dönerler. Bu kadar hızlı dönüşle yıldız radyo dalgaları, elektromanyetik radyasyon ve parçacıklar yayar.

Pulsarların en şaşırtıcı özelliklerinden biri, yıldızın iç kısmından gelen radyasyonun gücünden milyarlarca kat daha fazla olan radyasyonlarının korkunç gücüdür. Örneğin “Yengeç”teki pulsarın radyo emisyon gücü 1031 erg/sn'ye ulaşırken, optikte 1034 erg/sn'dir ki bu da Güneş'in emisyon gücünden çok daha fazladır. Bu pulsar, X-ışını ve gama ışını aralıklarında daha da fazla ışık yayar.

Bu doğal enerji jeneratörleri nasıl çalışıyor? Tüm radyo pulsarlarının ortak bir özelliği vardır ve bu, eylemlerinin mekanizmasını çözmenin anahtarıdır. Bu özellik, darbe emisyon periyodunun sabit kalmaması, yavaş yavaş artması gerçeğinde yatmaktadır. Dönen nötron yıldızlarının bu özelliğinin ilk önce teorisyenler tarafından tahmin edildiğini ve ardından deneysel olarak çok hızlı bir şekilde doğrulandığını belirtmekte fayda var. Böylece, 1969'da "Yengeç"teki pulsar darbelerinin yayılma periyodunun günde saniyenin 36 milyarda biri kadar arttığı tespit edildi.

Şimdi bu kadar kısa sürelerin nasıl ölçüldüğünden bahsetmeyeceğiz. Bizim için önemli olan, pulsarların yaşını tahmin etmeyi mümkün kılan atımlar arasındaki süreyi artırma gerçeğidir. Ama yine de bir pulsar neden radyo emisyonu darbeleri yayar? Bu olgu herhangi bir eksiksiz teori çerçevesinde tam olarak açıklanmamıştır. Ancak yine de olgunun niteliksel bir resmi çizilebilir.

Sorun şu ki, nötron yıldızının dönme ekseni manyetik ekseniyle çakışmıyor. Elektrodinamikten, bir mıknatısın manyetik eksenle çakışmayan bir eksen etrafında bir boşlukta döndürülmesi durumunda, elektromanyetik radyasyonun tam olarak mıknatısın dönme frekansında ortaya çıkacağı iyi bilinmektedir. Aynı zamanda mıknatısın dönüş hızı da yavaşlayacaktır. Bu genel değerlendirmelerden anlaşılabilir, çünkü eğer frenleme olmasaydı, sadece bir sürekli hareket makinemiz olurdu.

Böylece vericimiz radyo darbelerinin enerjisini yıldızın dönüşünden alır ve manyetik alanı bir makinenin tahrik kayışı gibidir. Gerçek süreç çok daha karmaşıktır, çünkü boşlukta dönen bir mıknatıs sadece kısmen bir pulsarın benzeridir. Sonuçta, bir nötron yıldızı boşlukta dönmez; güçlü bir manyetosfer, bir plazma bulutu ile çevrilidir ve bu, çizdiğimiz basit ve oldukça şematik resme göre kendi ayarlamalarını yapan iyi bir iletkendir. Pulsarın manyetik alanının çevredeki manyetosfer ile etkileşimi sonucunda, galaksinin çeşitli yerlerinde, özellikle Dünya'da gözlemlenebilen, "yıldızların uygun konumu" ile dar yönlendirilmiş radyasyon ışınları oluşur. .

Bir radyo pulsarının ömrünün başlangıcındaki hızlı dönüşü yalnızca radyo emisyonuna neden olmaz. Enerjinin önemli bir kısmı da göreceli parçacıklar tarafından taşınıyor. Pulsarın dönüş hızı azaldıkça radyasyon basıncı da düşer. Daha önce radyasyon plazmayı pulsardan uzağa itmişti. Artık çevredeki madde yıldızın üzerine düşmeye ve onun radyasyonunu söndürmeye başlar. Bu süreç özellikle pulsarın ikili bir sistemin parçası olması durumunda etkili olabilir. Böyle bir sistemde, özellikle yeterince yakınsa, pulsar “normal” yoldaşın maddesini kendine çeker.

Pulsar genç ve enerji doluysa, radyo emisyonu yine de gözlemciye "geçebilir". Ancak eski pulsar artık birikimle mücadele edemiyor ve yıldızı "söndürüyor". Pulsarın dönüşü yavaşladıkça diğer dikkat çekici süreçler ortaya çıkmaya başlıyor. Bir nötron yıldızının çekim alanı çok güçlü olduğundan, maddenin birikmesi X-ışınları biçiminde önemli miktarda enerji açığa çıkarır. İkili bir sistemde normal yoldaş, pulsara dikkate değer miktarda, yılda yaklaşık 10 -5 - 10 -6 M madde katkıda bulunursa, nötron yıldızı bir radyo pulsarı olarak değil, bir X-ışını pulsarı olarak gözlemlenecektir.

Ama hepsi bu değil. Bazı durumlarda, bir nötron yıldızının manyetosferi yüzeyine yakın olduğunda, madde orada birikmeye başlar ve yıldızın bir tür kabuğunu oluşturur. Bu kabukta, termonükleer reaksiyonların geçişi için uygun koşullar yaratılabilir ve ardından gökyüzünde bir X-ışını patlaması görebiliriz (İngilizce patlama kelimesinden - "flaş").

Aslında bu süreç bize beklenmedik gelmemeli, beyaz cücelerle ilgili olarak bundan bahsetmiştik. Ancak bir beyaz cücenin ve bir nötron yıldızının yüzeyindeki koşullar çok farklıdır ve bu nedenle X-ışını patlamaları açıkça nötron yıldızlarıyla ilişkilidir. Termo-nükleer patlamalar tarafımızdan X-ışını parlamaları ve belki de gama-ışını patlamaları şeklinde gözlemlenmektedir. Aslında bazı gama ışını patlamaları, nötron yıldızlarının yüzeyindeki termonükleer patlamalardan kaynaklanıyor gibi görünebilir.

Ama X-ışını pulsarlarına dönelim. Radyasyonlarının mekanizması doğal olarak patlamalarınkinden tamamen farklıdır. Nükleer enerji kaynaklarının artık burada hiçbir rolü yok. Nötron yıldızının kinetik enerjisi de gözlemsel verilerle bağdaştırılamaz.

Örnek olarak X-ışını kaynağı Centaurus X-1'i ele alalım. Gücü 10 erg/sn'dir. Dolayısıyla bu enerjinin rezervi ancak bir yıl yetebilecektir. Ayrıca bu durumda yıldızın dönüş süresinin artması gerekeceği de oldukça açıktır. Ancak birçok X-ışını pulsarında, radyo pulsarlarının aksine, pulslar arasındaki süre zamanla azalır. Bu, buradaki meselenin dönmenin kinetik enerjisi olmadığı anlamına gelir. X-ışını pulsarları nasıl çalışır?

İkili sistemlerde kendilerini gösterdiklerini hatırlıyoruz. Birikme süreçlerinin özellikle etkili olduğu yer burasıdır. Nötron yıldızının üzerine maddenin düşme hızı, ışık hızının üçte birine (saniyede 100 bin kilometre) ulaşabilmektedir. Daha sonra maddenin bir gramı 1020 erg enerji açığa çıkaracaktır. Ve 1037 erg/sn'lik bir enerji salınımının sağlanması için, nötron yıldızına madde akışının saniyede 1017 gram olması gerekmektedir. Bu genel olarak çok fazla değil, Dünya'nın yıllık kütlesinin yaklaşık binde biri kadardır.

Malzeme tedarikçisi optik bir yardımcı olabilir. Yüzeyinin bir kısmından nötron yıldızına doğru sürekli bir gaz akışı akacaktır. Nötron yıldızı çevresinde oluşan birikim diskine hem enerji hem de madde sağlayacak.

Bir nötron yıldızı çok büyük bir manyetik alana sahip olduğundan gaz, manyetik alan çizgileri boyunca kutuplara doğru “akacaktır”. Güçlü X-ışını radyasyonunun yaratılmasına ilişkin görkemli ölçekli süreçlerin, yalnızca bir kilometre büyüklüğündeki nispeten küçük "noktalarda" gerçekleştiği yer burasıdır. X ışınları, pulsarın manyetik alanında hareket eden göreceli ve sıradan elektronlar tarafından yayılır. Üzerine düşen gaz da dönüşünü “besleyebilir”. Bu nedenle bazı durumlarda tam olarak X-ışını pulsarlarında dönme periyodunda bir azalma gözlemlenir.

İkili sistemlerde yer alan X-ışını kaynakları uzaydaki en dikkat çekici olaylardan biridir. Galaksimizde bunlardan çok az var, muhtemelen yüzden fazla değil, ancak bunların önemi yalnızca bakış açısından değil, özellikle Tip I'in anlaşılması açısından da çok büyük. İkili sistemler, maddenin yıldızdan yıldıza akışının en doğal ve verimli yolunu sağlar ve burada (yıldız kütlesindeki nispeten hızlı değişim nedeniyle) "hızlandırılmış" evrim için çeşitli seçeneklerle karşılaşabiliriz.

Başka bir ilginç düşünce. Tek bir yıldızın kütlesini tahmin etmenin ne kadar zor, hatta neredeyse imkansız olduğunu biliyoruz. Ancak nötron yıldızları ikili sistemlerin bir parçası olduğundan, er ya da geç bir nötron yıldızının maksimum kütlesini ampirik olarak belirlemenin (ve bu son derece önemlidir!) yanı sıra kökeni hakkında doğrudan bilgi edinmenin mümkün olacağı ortaya çıkabilir. .

Bir süpernova patlamasından sonra ortaya çıkar.

Bu bir yıldızın hayatının alacakaranlığıdır. Yer çekimi o kadar güçlüdür ki, atomların yörüngelerinden elektronları fırlatarak onları nötronlara dönüştürür.

İç basıncının desteğini kaybettiğinde çöker ve bu durum süpernova patlaması.

Bu cismin kalıntıları, Güneş'in kütlesinin 1,4 katı bir kütleye ve neredeyse Amerika Birleşik Devletleri'ndeki Manhattan'ın yarıçapına eşit bir yarıçapa sahip bir Nötron Yıldızı haline gelir.

Bir parça şekerin ağırlığı ile nötron yıldızının yoğunluğu...

Örneğin hacmi 1 cm3 olan bir parça şekeri alıp onun şekerden yapıldığını hayal ederseniz nötron yıldızı maddesi o zaman kütlesi yaklaşık bir milyar ton olacaktır. Bu yaklaşık 8 bin uçak gemisinin kütlesine denk geliyor. Küçük nesne inanılmaz yoğunluk!

Yeni doğan nötron yıldızı yüksek bir dönüş hızına sahiptir. Büyük bir yıldız nötron yıldızına dönüştüğünde dönüş hızı değişir.

Dönen bir nötron yıldızı doğal bir elektrik jeneratörüdür. Dönmesi güçlü bir manyetik alan yaratır. Bu muazzam manyetizma kuvveti, elektronları ve diğer atom parçacıklarını yakalar ve onları muazzam bir hızla Evrenin derinliklerine gönderir. Yüksek hızlı parçacıklar radyasyon yayma eğilimindedir. Pulsar yıldızlarında gözlemlediğimiz titreşim, bu parçacıkların radyasyonudur.Ancak bunu yalnızca radyasyonu bizim yönümüze yönlendirildiğinde fark ederiz.

Dönen nötron yıldızı, Süpernova patlamasından sonra yaratılan egzotik bir nesne olan bir Pulsar'dır. Bu onun hayatının gün batımıdır.

Nötron yıldızlarının yoğunluğu farklı şekilde dağılmıştır. İnanılmaz derecede yoğun bir kabukları var. Ancak bir nötron yıldızının içindeki kuvvetler kabuğu delebilir. Ve bu gerçekleştiğinde yıldız konumunu ayarlar ve bu da dönüşünün değişmesine neden olur. Buna denir: kabuk çatlamış. Bir nötron yıldızında patlama meydana gelir.

Nesne

Nötron yıldızları kavramı

1960'ların başında kozmik X-ışını kaynaklarının keşfi, nötron yıldızlarını göksel X-ışınlarının olası kaynakları olarak görenlere 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

Yıldız evriminin son ürünü nötron yıldızları olarak adlandırılır. Boyutları ve ağırlıkları tek kelimeyle muhteşem! Çapı 20 km'ye kadar olan ancak ağırlığı . Bir nötron yıldızının madde yoğunluğu atom çekirdeğinin yoğunluğundan kat kat fazladır. Nötron yıldızları süpernova patlamaları sırasında ortaya çıkar.

Bilinen nötron yıldızlarının çoğu yaklaşık 1,44 güneş kütlesi ağırlığındadır. ve Chandrasekhar kütle sınırına eşittir. Ancak teorik olarak 2,5 kütleye kadar sahip olmaları mümkündür. Bugüne kadar keşfedilenlerin en ağırı 1,88 güneş kütlesindeki Vele X-1, ikincisi ise 1,97 güneş kütlesindeki PSR J1614-2230'dur. Yoğunluğun daha da artmasıyla yıldız kuark haline gelir.

Nötron yıldızlarının manyetik alanı çok güçlüdür ve 10,12 derece G'ye ulaşır., Dünya'nın alanı 1G'dir. 1990'dan bu yana bazı nötron yıldızlarının magnetar olduğu belirlendi; bunlar, manyetik alanları Gauss'un 10 ila 14 derecesinin çok ötesine geçen yıldızlardır. Bu tür kritik manyetik alanlarda fizik değişiklikleri, göreceli etkiler (ışığın manyetik alan tarafından bükülmesi) ve fiziksel boşluğun kutuplaşması ortaya çıkar. Nötron yıldızları tahmin edildi ve keşfedildi.

İlk varsayımlar 1933'te Walter Baade ve Fritz Zwicky tarafından yapıldı. nötron yıldızlarının süpernova patlaması sonucu doğduğu varsayımını yaptılar. Hesaplamalara göre bu yıldızlardan gelen radyasyon çok küçük, tespit edilmesi imkansız. Ancak 1967'de Huish'in yüksek lisans öğrencisi Jocelyn Bell, düzenli radyo darbeleri yayan bir radyo sinyali keşfetti.

Bu tür dürtüler, nesnenin hızlı dönmesinin bir sonucu olarak elde edildi, ancak sıradan yıldızlar bu kadar güçlü bir dönüş olmadan uçup giderlerdi ve bu nedenle nötron yıldızları olduklarına karar verdiler.

Azalan dönüş hızına göre pulsarlar:

Ejektör bir radyo pulsarıdır. Düşük dönüş hızı ve güçlü manyetik alan. Böyle bir pulsarın manyetik alanı vardır ve yıldız birlikte aynı açısal hızda döner. Belirli bir anda alanın doğrusal hızı ışık hızına ulaşır ve onu aşmaya başlar. Ayrıca dipol alanı var olamaz ve alan kuvveti çizgileri kırılır. Bu çizgiler boyunca hareket eden yüklü parçacıklar bir uçuruma ulaşıp kırılırlar, böylece nötron yıldızını terk ederek sonsuza kadar istenilen uzaklığa uçabilirler. Bu nedenle bu pulsarlara ejektör (vermek, fırlatmak) - radyo pulsarları adı verilir.

Pervane Artık parçacıkları ışık sonrası hıza hızlandıracak ejektörle aynı dönüş hızına sahip değil, dolayısıyla bir radyo pulsarı olamaz. Ancak dönüş hızı hala çok yüksek, manyetik alanın yakaladığı madde henüz yıldızın üzerine düşemiyor, yani birikim meydana gelmiyor. Bu tür yıldızlar çok az incelenmiştir çünkü onları gözlemlemek neredeyse imkansızdır.

Toplayıcı bir X-ışını pulsarıdır. Yıldız artık o kadar hızlı dönmüyor ve manyetik alan çizgisi boyunca madde yıldızın üzerine düşmeye başlıyor. Direğin yakınındaki katı bir yüzeye düştüğünde madde on milyonlarca dereceye kadar ısınır ve X-ışını radyasyonuna neden olur. Titreşimler, yıldızın hala dönmesinin bir sonucu olarak ortaya çıkıyor ve maddenin düşme alanı yalnızca 100 metre civarında olduğundan, bu nokta periyodik olarak gözden kayboluyor.

giriiş

İnsanlık tarihi boyunca evreni anlamaya çalışmaktan vazgeçmedi. Evren, var olan her şeyin bütünlüğüdür, bu parçacıklar arasındaki uzayın tüm maddi parçacıklarıdır. Modern fikirlere göre Evrenin yaşı yaklaşık 14 milyar yıldır.

Evrenin görünen kısmının büyüklüğü yaklaşık 14 milyar ışık yılıdır (bir ışık yılı, ışığın boşlukta bir yılda kat ettiği mesafedir). Bazı bilim adamları evrenin boyutunun 90 milyar ışık yılı olduğunu tahmin ediyor. Bu kadar büyük mesafelerde çalışmayı kolaylaştırmak için Parsec adı verilen bir değer kullanılır. Bir parsek, Dünya'nın yörüngesinin görüş hattına dik ortalama yarıçapının bir yay saniyelik bir açıyla görülebildiği mesafedir. 1 parsek = 3,2616 ışık yılı.

Evrende, gezegenler ve uydular, yıldızlar, kara delikler vb. Gibi isimleri pek çok kişiye tanıdık gelen çok sayıda farklı nesne vardır. Yıldızlar parlaklıkları, boyutları, sıcaklıkları ve diğer parametreleri bakımından çok çeşitlidir. Yıldızlar arasında beyaz cüceler, nötron yıldızları, devler ve süper devler, kuasarlar ve pulsarlar gibi nesneler bulunur. Galaksilerin merkezleri özellikle ilgi çekicidir. Modern fikirlere göre kara delik, galaksinin merkezinde bulunan nesnenin rolüne uygundur. Kara delikler, özellikleri bakımından benzersiz olan yıldızların evriminin ürünleridir. Kara deliklerin varlığının deneysel güvenilirliği genel görelilik teorisinin geçerliliğine bağlıdır.

Evren, galaksilere ek olarak nebulalar (toz, gaz ve plazmadan oluşan yıldızlararası bulutlar), tüm evrene nüfuz eden kozmik mikrodalga arka plan radyasyonu ve az çalışılmış diğer nesnelerle doludur.

Nötron yıldızları

Nötron yıldızı, yıldızların evriminin son ürünlerinden biri olan, esas olarak ağır atom çekirdekleri ve elektronlar şeklinde nispeten ince (? 1 km) bir madde kabuğuyla kaplı bir nötron çekirdeğinden oluşan astronomik bir cisimdir. Nötron yıldızlarının kütleleri Güneş'in kütlesiyle karşılaştırılabilir ancak tipik yarıçapı yalnızca 10-20 kilometredir. Bu nedenle, böyle bir yıldızın ortalama madde yoğunluğu, atom çekirdeğinin yoğunluğundan birkaç kat daha yüksektir (ağır çekirdekler için ortalama 2,8 * 1017 kg/m?). Nötron yıldızının daha fazla yerçekimsel sıkışması, nötronların etkileşimi nedeniyle ortaya çıkan nükleer maddenin basıncıyla önlenir.

Birçok nötron yıldızı saniyede binlerce devire varan son derece yüksek dönüş hızlarına sahiptir. Nötron yıldızlarının süpernova patlamaları sırasında doğduğuna inanılıyor.

Nötron yıldızlarındaki yerçekimi kuvvetleri, dejenere nötron gazının basıncıyla dengelenir, bir nötron yıldızının kütlesinin maksimum değeri, sayısal değeri (hala az bilinen) denkleme bağlı olan Oppenheimer-Volkoff sınırı tarafından belirlenir. yıldızın çekirdeğindeki maddenin durumu. Yoğunluğun daha da artmasıyla nötron yıldızlarının kuarklara dönüşmesinin mümkün olduğuna dair teorik önermeler vardır.

Nötron yıldızlarının yüzeyindeki manyetik alan 1012-1013 G değerine ulaşır (Gauss, manyetik indüksiyon ölçüm birimidir) ve pulsarların radyo emisyonundan sorumlu olan, nötron yıldızlarının manyetosferlerindeki süreçlerdir. 1990'lardan bu yana, bazı nötron yıldızlarının magnetar (1014 Gauss veya daha yüksek manyetik alana sahip yıldızlar) olduğu belirlendi. Bu tür alanlar (bir elektronun manyetik alanla etkileşiminin enerjisinin dinlenme enerjisini aştığı 4.414 1013 G'nin “kritik” değerini aşan), spesifik göreli etkiler, fiziksel boşluğun polarizasyonu vb. nedeniyle niteliksel olarak yeni fizik sunar. anlamlı hale gelir.

Nötron yıldızlarının sınıflandırılması

Nötron yıldızlarının çevredeki maddeyle etkileşimini ve bunun sonucunda gözlemsel belirtilerini karakterize eden iki ana parametre, dönme periyodu ve manyetik alanın büyüklüğüdür. Zamanla yıldız dönme enerjisini tüketir ve dönüş süresi artar. Manyetik alan da zayıflıyor. Bu nedenle bir nötron yıldızı yaşamı boyunca tür değiştirebilmektedir.

Ejektör (radyo pulsarı) - güçlü manyetik alanlar ve kısa dönüş süresi. Manyetosferin en basit modelinde, manyetik alan katı bir şekilde, yani nötron yıldızının kendisiyle aynı açısal hızla döner. Belirli bir yarıçapta alanın doğrusal dönüş hızı ışık hızına yaklaşır. Bu yarıçapa ışık silindirinin yarıçapı denir. Bu yarıçapın ötesinde sıradan bir dipol alanı var olamaz, dolayısıyla alan şiddeti çizgileri bu noktada kesilir. Manyetik alan çizgileri boyunca hareket eden yüklü parçacıklar, nötron yıldızını bu tür uçurumların arasından bırakıp sonsuza kadar uçup gidebilirler. Bu tür bir nötron yıldızı, radyo aralığında yayılan göreli yüklü parçacıkları fırlatır (püskürtür). Bir gözlemciye ejektörler radyo pulsarlarına benziyor.

Pervane - dönüş hızı artık parçacıkların fırlatılması için yeterli değildir, bu nedenle böyle bir yıldız radyo pulsarı olamaz. Ancak yine de büyüktür ve manyetik alanın yakaladığı nötron yıldızını çevreleyen madde düşemez, yani madde birikmesi meydana gelmez. Bu tür nötron yıldızlarının neredeyse hiçbir gözlemlenebilir belirtisi yoktur ve yeterince araştırılmamıştır.

Toplayıcı (X-ışını pulsarı) - dönüş hızı o kadar azaltıldı ki artık hiçbir şey maddenin böyle bir nötron yıldızına düşmesini engellemiyor. Düşen plazma, manyetik alan çizgileri boyunca hareket eder ve nötron yıldızının kutupları bölgesindeki katı bir yüzeye çarparak on milyonlarca dereceye kadar ısınır. Bu kadar yüksek sıcaklıklara ısıtılan madde X-ışını aralığında parlıyor. Düşen maddenin yıldızın yüzeyine çarptığı bölge çok küçük; yalnızca 100 metre civarında. Yıldızın dönmesi nedeniyle, gözlemcinin titreşim olarak algıladığı bu sıcak nokta periyodik olarak gözden kaybolur. Bu tür nesnelere X-ışını pulsarları denir.

Georotator - bu tür nötron yıldızlarının dönüş hızı düşüktür ve birikmesini engellemez. Ancak manyetosferin boyutu öyledir ki, plazma yerçekimi tarafından yakalanmadan önce manyetik alan tarafından durdurulur. Benzer bir mekanizma Dünya'nın manyetosferinde de işliyor, bu yüzden bu tür adını aldı.