Neutrontähe koostis. Mis on neutrontäht

Neutrontähed on tähtede evolutsiooni lõpp-produkt. Nende suurus ja kaal on lihtsalt hämmastavad! Läbimõõduga kuni 20 km, kuid kaaluga . Neutrontähe aine tihedus on mitu korda suurem kui aatomituuma tihedus. Supernoova plahvatuste ajal ilmuvad neutrontähed.

Enamiku teadaolevate neutrontähtede mass on ligikaudu 1,44 päikesemassi. ja on võrdne Chandrasekhari massipiiranguga. Kuid teoreetiliselt on võimalik, et neil võib olla kuni 2,5 massi. Praeguseks avastatud raskeima päikesemassiga on 1,88 ja seda nimetatakse Vele X-1 ja teiseks, mille mass on 1,97 päikeseenergiat, PSR J1614-2230. Tiheduse edasise suurenemisega muutub täht kvargiks.

Neutrontähtede magnetväli on väga tugev ja ulatub G astmeni 10 kuni 12., Maa väli on 1 Gs. Alates 1990. aastast on mõningaid neutrontähti identifitseeritud magnetaridena – need on tähed, mille magnetväljad ulatuvad kaugelt üle 10 kuni gaussi 14. astmeni. Selliste kriitiliste magnetväljadega muutub ka füüsika, ilmnevad relativistlikud efektid (valguse kõrvalekaldumine magnetvälja poolt) ja füüsikalise vaakumi polariseerumine. Neutrontähti ennustati ja seejärel avastati.

Esimesed ettepanekud tegid Walter Baade ja Fritz Zwicky 1933. aastal., tegid nad oletuse, et neutrontähed sünnivad supernoova plahvatuse tagajärjel. Arvutuste kohaselt on nende tähtede kiirgus väga väike, seda on lihtsalt võimatu tuvastada. Kuid 1967. aastal avastas Hewishi magistrant Jocelyn Bell , mis kiirgas regulaarseid raadioimpulsse.

Sellised impulsid saadi objekti kiire pöörlemise tulemusena, kuid tavalised tähed nii tugeva pöörlemise korral lendasid lihtsalt laiali ja seetõttu otsustasid nad, et nad on neutrontähed.

Pulsarid pöörlemiskiiruse kahanevas järjekorras:

Ejektor on raadiopulsar. Madal pöörlemiskiirus ja tugev magnetväli. Sellisel pulsaril on magnetväli ja täht pöörleb koos võrdse nurkkiirusega. Teatud hetkel saavutab välja joonkiirus valguse kiiruse ja hakkab seda ületama. Lisaks ei saa dipoolvälja eksisteerida ja väljatugevuse jooned on rebenenud. Liikudes mööda neid jooni, jõuavad laetud osakesed kaljuni ja murduvad maha, nii et nad lahkuvad neutrontähest ja võivad lennata mis tahes kaugusele kuni lõpmatuseni. Seetõttu nimetatakse neid pulsareid ejektoriteks (anna ära, purskama) – raadiopulsarid.

Propeller, sellel pole enam sellist pöörlemiskiirust kui ejektoril, et kiirendada osakesi valgusejärgse kiiruseni, seega ei saa see olla raadiopulsar. Kuid selle pöörlemiskiirus on endiselt väga suur, magnetvälja püütud aine ei saa veel tähele langeda, see tähendab, et akretsiooni ei toimu. Selliseid tähti uuritakse väga halvasti, sest neid on peaaegu võimatu jälgida.

Accretor on röntgenpulsar. Täht ei pöörle enam nii kiiresti ja aine hakkab tähe peale langema, langedes mööda magnetvälja joont. Kukkudes pooluse lähedale kindlale pinnale, kuumeneb aine kümnete miljonite kraadideni, mille tulemuseks on röntgenikiirgus. Pulsatsioonid tekivad tänu sellele, et täht alles pöörleb ja kuna langeva aine pindala on vaid umbes 100 meetrit, kaob see koht perioodiliselt vaateväljast.

Astrofüüsikas, nagu ka kõigis teistes teadusharudes, on kõige huvitavamad evolutsioonilised probleemid, mis on seotud igivanade küsimustega "mis juhtus?" ja see saab olema?" Mis juhtub tähe massiga, mis on ligikaudu võrdne meie Päikese massiga, me juba teame. Selline staar, lavalt läbi käiv punane hiiglane, saab valge kääbus. Valged kääbused Hertzsprung-Russelli diagrammil asuvad põhijärjestuses.

Valged kääbused on päikesemassiga tähtede evolutsiooni lõpp. Need on omamoodi evolutsiooniline ummiktee. Aeglane ja rahulik väljasuremine - kõigi tähtede tee lõpp, mille mass on väiksem kui päike. Aga massiivsemad tähed? Nägime, et nende elu on täis tormilisi sündmusi. Kuid tekib loomulik küsimus: kuidas lõppevad supernoova plahvatuste näol täheldatud koletulikud kataklüsmid?

Aastal 1054 süttis taevas külalistäht. Seda oli taevas näha isegi päeval ja kustus alles mõne kuu pärast. Täna näeme selle tähekatastroofi jäänuseid ereda optilise objekti kujul, mis on Monsieuri udukogude kataloogis tähistatud M1-ga. See on kuulus krabi udukogu- supernoova plahvatuse jäänuk.

Meie sajandi 40. aastatel asus Ameerika astronoom W. Baade uurima "Krabi" keskosa, et püüda leida udukogu keskelt supernoova plahvatuse tähejäänuseid. Muide, nimetuse “krabi” andis sellele objektile 19. sajandil inglise astronoom Lord Ross. Baade leidis kandidaadi tähejäänuseks tärni kujul 17m.

Kuid astronoomil ei vedanud, tal polnud üksikasjalikuks uurimiseks sobivat tehnikat ja seetõttu ei osanud ta märgata, et see täht vilkus, pulseeris. Kui nende heleduspulsatsioonide periood ei oleks 0,033 sekundit, vaid ütleme mitu sekundit, oleks Baade seda kahtlemata märganud ja siis ei kuuluks esimese pulsari avastamise au A. Hewishile ja D. Bellile.

Kümme aastat enne seda, kui Baade oma teleskoobi keskpunkti suunas krabi udukogu, hakkasid teoreetilised füüsikud uurima aine olekut tihedustel, mis ületavad valgete kääbuste tihedust (106–107 g/cm3). Huvi selle teema vastu tekkis seoses tähtede evolutsiooni viimaste etappide probleemiga. Huvitaval kombel oli üks selle idee kaasautoritest seesama Baade, kes just sidus neutrontähe olemasolu fakti supernoova plahvatusega.

Kui aine pressitakse valgete kääbuste tihedusest suuremaks, algavad nn neutronisatsiooniprotsessid. Tähe sees olev koletu rõhk "ajab" elektronid aatomituumadesse. Normaalsetes tingimustes on elektrone neelanud tuum ebastabiilne, kuna see sisaldab liigset kogust neutroneid. Kompaktsete tähtede puhul see aga nii ei ole. Tähe tiheduse kasvades neelavad tuumades järk-järgult degenereerunud gaasi elektronid ja täht muutub vähehaaval hiiglaslikuks. neutrontäht- tilk. Degenereerunud elektrongaas asendatakse degenereerunud neutrongaasiga tihedusega 1014-1015 g/cm3. Teisisõnu, neutrontähe tihedus on miljardeid kordi suurem kui valge kääbuse tihedus.

Pikka aega peeti seda koletu tähe konfiguratsiooni teoreetikute mõistuse mänguks. Loodusel kulus selle silmapaistva ennustuse kinnitamiseks rohkem kui kolmkümmend aastat. Samadel 30ndatel tehti veel üks oluline avastus, millel oli otsustav mõju kogu tähtede evolutsiooni teooriale. Chandrasekhar ja L. Landau tegid kindlaks, et tuumaenergia allikad ammendanud tähe jaoks on teatud piirav mass, kui täht on veel stabiilne. Selle massi juures suudab degenereerunud gaasi rõhk ikkagi gravitatsioonijõududele vastu seista. Selle tulemusena on degenereerunud tähtede (valged kääbused, neutrontähed) massil piiratud piir (Chandrasekhari piir), mille ületamine põhjustab tähe katastroofilist kokkusurumist, selle kokkuvarisemist.

Pange tähele, et kui tähe tuuma mass on vahemikus 1,2 M kuni 2,4 M, peab sellise tähe evolutsiooni lõpp-produktiks olema neutrontäht. Kui südamiku mass on alla 1,2 M, viib evolutsioon lõpuks valge kääbuse sünnini.

Mis on neutrontäht? Teame selle massi, teame ka, et see koosneb peamiselt neutronitest, mille suurused on samuti teada. Siit on lihtne määrata tähe raadiust. Selgub, et see on lähedal... 10 kilomeetrit! Sellise objekti raadiuse määramine pole tõepoolest keeruline, kuid väga raske on ette kujutada, et Päikese massile lähedase massi saab paigutada objekti, mille läbimõõt on pisut suurem kui Moskva Profsojuznaja tänava pikkus. See on hiiglaslik tuumatilk, elemendi supertuum, mis ei sobitu ühtegi perioodilist süsteemi ja millel on ootamatu, omapärane struktuur.

Neutrontähe ainel on ülivedela vedeliku omadused! Esmapilgul on seda tõsiasja raske uskuda, kuid see on tõsi. Koletu tiheduseni kokkusurutuna meenutab aine mingil määral vedelat heeliumi. Lisaks ei tasu unustada, et neutrontähe temperatuur on umbes miljard kraadi ja nagu me teame, avaldub ülivoolavus maapealsetes tingimustes vaid ülimadalatel temperatuuridel.

Tõsi, neutrontähe enda käitumise jaoks ei mängi temperatuur erilist rolli, kuna selle stabiilsuse määrab degenereerunud neutrongaasi - vedeliku - rõhk. Neutrontähe ehitus sarnaneb paljuski planeedi ehitusega. Lisaks ülijuhtiva vedeliku hämmastavate omadustega ainest koosnevale mantlile on sellisel tähel õhuke, umbes kilomeetri paksune tahke koorik. Eeldatakse, et koorel on omapärane kristalne struktuur. Omapärane, sest erinevalt meile tuntud kristallidest, kus kristalli struktuur sõltub aatomi elektronkestade konfiguratsioonist, on neutrontähe tuumas aatomituumades elektronid puuduvad. Seetõttu moodustavad nad võre, mis sarnaneb raua, vase, tsingi kuupvõredega, kuid vastavalt mõõtmatult suurema tihedusega. Edasi tuleb mantel, mille omadustest oleme juba rääkinud. Neutronitähe keskmes ulatub tihedus 1015 grammi kuupsentimeetri kohta. Teisisõnu, teelusikatäis sellise tähe ainet kaalub miljardeid tonne. Eeldatakse, et neutrontähe keskmes moodustub pidevalt kõik tuumafüüsikas tuntud, aga ka veel avastamata eksootilised elementaarosakesed.

Neutrontähed jahtuvad üsna kiiresti. Hinnangud näitavad, et esimese kümne kuni saja tuhande aasta jooksul langeb temperatuur mitmelt miljardilt sadade miljonite kraadideni. Neutrontähed pöörlevad kiiresti ja see toob kaasa mitmeid väga huvitavaid tagajärgi. Muide, just tähe väiksus võimaldab sellel kiire pöörlemise ajal terveks jääda. Kui selle läbimõõt ei oleks 10, vaid näiteks 100 kilomeetrit, rebeneks see tsentrifugaaljõudude toimel lihtsalt laiali.

Oleme juba rääkinud intrigeerivast pulsarite avastamise loost. Kohe esitati idee, et pulsar on kiiresti pöörlev neutrontäht, kuna kõigist teadaolevatest tähekonfiguratsioonidest suudab ainult see püsida stabiilsena, pöörledes suurel kiirusel. Just pulsarite uurimine võimaldas jõuda tähelepanuväärsele järeldusele, et teoreetikute poolt "pliiatsi otsast" avastatud neutrontähed on looduses tõesti olemas ja need tekivad supernoova plahvatuste tagajärjel. Nende optilises vahemikus tuvastamise raskused on ilmsed, kuna nende väikese läbimõõdu tõttu ei saa enamikku neutrontähti kõige võimsamates teleskoobides näha, kuigi, nagu nägime, on siin erandeid - pulsar krabi udukogu.

Niisiis on astronoomid avastanud uue objektide klassi - pulsarid, kiiresti pöörlevad neutrontähed. Tekib loomulik küsimus: mis on neutrontähe nii kiire pöörlemise põhjus, miks ta tegelikult peaks suure kiirusega ümber oma telje pöörlema?

Selle nähtuse põhjus on lihtne. Teame hästi, kuidas uisutaja saab käed kehale surudes pöörlemiskiirust suurendada. Seejuures kasutab ta nurkimpulsi jäävuse seadust. Seda seadust ei rikuta kunagi ja just tema suurendab supernoova plahvatuse ajal mitu korda selle jäägi - pulsari - pöörlemiskiirust.

Tõepoolest, tähe kokkuvarisemise ajal ei muutu selle mass (mis jääb pärast plahvatust alles) ja raadius väheneb umbes sada tuhat korda. Kuid nurkimpulss, mis võrdub ekvaatorilise pöörlemiskiiruse korrutisega massi ja raadiusega, jääb samaks. Mass ei muutu, seetõttu peab kiirus kasvama sama sada tuhat korda.

Vaatleme lihtsat näidet. Meie Päike pöörleb üsna aeglaselt ümber oma telje. Selle rotatsiooni periood on ligikaudu 25 päeva. Seega, kui Päike muutuks ootamatult neutrontäheks, väheneks selle pöörlemisperiood ühe kümnetuhandiksekundini.

Säilitusseaduste teine oluline tagajärg on see, et neutrontähed peavad olema väga tugevalt magnetiseeritud. Tõepoolest, igas looduslikus protsessis ei saa me lihtsalt võtta ja hävitada magnetvälja (kui see on juba olemas). Magnetilised jõujooned on igavesti seotud tähe suure elektrijuhtivusega ainega. Magnetvoo suurus tähe pinnal on võrdne magnetvälja tugevuse suuruse ja tähe raadiuse ruudu korrutisega. See väärtus on rangelt konstantne. Sellepärast peab tähe kokkutõmbumisel magnetväli väga palju suurenema. Vaatleme seda nähtust üksikasjalikumalt, kuna just see nähtus määrab ära paljud pulsaride hämmastavad omadused.

Meie Maa pinnal saate mõõta magnetvälja tugevust. Saame väikese väärtuse, umbes ühe gaussi. Heas füüsikalises laboris on võimalik saada miljoni gaussi magnetvälju. Valgete kääbuste pinnal ulatub magnetvälja tugevus saja miljoni gaussini. Välja lähedal veelgi tugevam - kuni kümme miljardit gaussi. Kuid neutrontähe pinnal saavutab loodus absoluutse rekordi. Siin võib väljatugevus ulatuda sadadesse tuhandetesse miljarditesse gaussidesse. Sellist välja sisaldava liitrise purgi tühjus kaaluks umbes tuhat tonni.

Sellised tugevad magnetväljad ei saa muud kui mõjutada (muidugi koos gravitatsiooniväljaga) neutrontähe ja ümbritseva aine vastastikmõju olemust. Lõppude lõpuks pole me veel rääkinud sellest, miks pulsarid on suure aktiivsusega, miks nad kiirgavad raadiolaineid. Ja mitte ainult raadiolained. Tänapäeval teavad astrofüüsikud hästi ainult kahendsüsteemides vaadeldavaid röntgenpulsareid, ebatavaliste omadustega gammakiirgusallikaid ehk niinimetatud röntgenipurskeid.

Selleks, et ette kujutada neutrontähe ja aine vastastikmõju erinevaid mehhanisme, pöördugem neutrontähtede ja keskkonnaga suhtlemise viiside aeglase muutumise üldise teooria poole. Vaatleme lühidalt sellise evolutsiooni peamisi etappe. Neutrontähed - supernoovade jäänused - pöörlevad alguses väga kiiresti 10 -2 - 10 -3 sekundilise perioodiga. Sellise kiire pöörlemise korral kiirgab täht raadiolaineid, elektromagnetkiirgust, osakesi.

Pulsaride üks hämmastavamaid omadusi on nende kiirguse koletu võimsus, mis on miljardeid kordi suurem kui tähtede sisemuse kiirgus. Näiteks ulatub pulsari raadiokiirguse võimsus "krabis" 1031 erg / sek, optikas - 1034 erg / sek, mis on palju rohkem kui Päikese kiirgusvõimsus. See pulsar kiirgab veelgi rohkem röntgeni- ja gammakiirguse vahemikus.

Kuidas need looduslikud energiageneraatorid on paigutatud? Kõigil raadiopulsaridel on üks ühine omadus, mis oli nende toimemehhanismi lahtiharutamise võti. See omadus seisneb selles, et impulsi emissiooni periood ei jää konstantseks, see pikeneb aeglaselt. Väärib märkimist, et seda pöörlevate neutrontähtede omadust ennustasid kõigepealt teoreetikud ja seejärel kinnitasid see väga kiiresti eksperimentaalselt. Nii leiti 1969. aastal, et "krabis" pikeneb pulsarimpulsside kiirgusperiood 36 miljardit sekundit päevas.

Me ei hakka nüüd arutama, kuidas selliseid väikeseid ajavahemikke mõõdetakse. Meie jaoks on oluline juba impulssidevahelise perioodi pikenemise fakt, mis, muide, võimaldab hinnata ka pulsaride vanust. Kuid ikkagi, miks pulsar kiirgab raadiokiirguse impulsse? Seda nähtust ei selgitata täielikult ühegi tervikliku teooria raames. Kuid sellest nähtusest saab siiski teha kvalitatiivse pildi.

Asi on selles, et neutrontähe pöörlemistelg ei lange kokku selle magnetteljega. Elektrodünaamikast on hästi teada, et kui magnetit pöörata vaakumis ümber telje, mis ei lange kokku magnetilisega, siis tekib elektromagnetkiirgus täpselt magneti pöörlemissagedusel. Samal ajal aeglustub magneti pöörlemiskiirus. See on üldistest kaalutlustest arusaadav, sest kui pidurdamist ei oleks, oleks meil lihtsalt igiliikur.

Seega ammutab meie saatja raadioimpulsside energiat tähe pöörlemisest ja selle magnetväli on justkui masina veorihm. Tegelik protsess on palju keerulisem, kuna vaakumis pöörlev magnet on pulsariga vaid osaliselt analoogne. Neutrontäht ju ei pöörle üldse vaakumis, teda ümbritseb võimas magnetosfäär, plasmapilv ja see on hea juht, mis teeb meie joonistatud lihtsas ja üsna skemaatilises pildis omad kohandused. Pulsari magnetvälja ja seda ümbritseva magnetosfääri interaktsiooni tulemusena tekivad kitsad suunakiirguse kiired, mida soodsa "valgustite paigutuse" korral on võimalik jälgida galaktika erinevates osades, a. eriti Maal.

Raadiopulsari kiire pöörlemine selle eluea alguses põhjustab enamat kui lihtsalt raadiokiirgust. Märkimisväärse osa energiast kannavad ära ka relativistlikud osakesed. Pulsari pöörlemiskiiruse vähenedes väheneb kiirgusrõhk. Enne seda paiskas kiirgus plasma pulsarist eemale. Nüüd hakkab ümbritsev aine tähele langema ja kustutab selle kiirguse. See protsess võib olla eriti tõhus, kui pulsar siseneb kahendsüsteemi. Sellises süsteemis, eriti kui see on piisavalt lähedal, tõmbab pulsar "tavalise" kaaslase asja enda külge.

Kui pulsar on noor ja energiat täis, suudab selle raadiokiirgus ikkagi vaatlejani "läbi murda". Kuid vana pulsar ei suuda enam akretsiooniga võidelda ja see "kustutab" tähe. Pulsari pöörlemise aeglustudes hakkavad ilmnema muud tähelepanuväärsed protsessid. Kuna neutrontähe gravitatsiooniväli on väga võimas, vabaneb aine akretsioon röntgenikiirte näol märkimisväärsel hulgal energiat. Kui kaksiksüsteemis annab tavaline kaaslane pulsarile märgatava koguse ainet, ligikaudu 10 -5 - 10 -6 M aastas, siis vaadeldakse neutrontähte mitte raadiopulsarina, vaid röntgenpulsarina.

Kuid see pole veel kõik. Mõnel juhul, kui neutrontähe magnetosfäär on selle pinna lähedal, hakkab sinna kogunema aine, moodustades tähe omamoodi kesta. Selles kestas saab luua soodsad tingimused termotuumareaktsioonide läbimiseks ja siis näeme taevas röntgenikiirgust (ingliskeelsest sõnast purske - “välk”).

Rangelt võttes ei tohiks see protsess meile ootamatuna tunduda, valgete kääbuste puhul oleme sellest juba rääkinud. Tingimused valge kääbuse ja neutrontähe pinnal on aga väga erinevad ja seetõttu seostatakse röntgenikiirguse purskeid unikaalselt neutrontähtedega. Me täheldame termotuumaplahvatusi röntgenikiirguse ja võib-olla gammakiirguse purske kujul. Tõepoolest, mõned gammakiirguse pursked võivad ilmselt olla tingitud termotuumaplahvatusest neutrontähtede pinnal.

Aga tagasi röntgenpulsarite juurde. Nende kiirgusmehhanism on loomulikult täiesti erinev purskete omast. Tuumaenergiaallikad ei mängi siin enam mingit rolli. Ka neutrontähe enda kineetiline energia ei saa olla vaatlusandmetega kooskõlas.

Võtke näiteks röntgeniallikas Centaurus X-1. Selle võimsus on 10 erg/sek. Seetõttu võiks selle energia reservist piisata vaid üheks aastaks. Lisaks on üsna ilmne, et tähe pöörlemisperiood peaks sel juhul suurenema. Erinevalt raadiopulsaridest väheneb paljudes röntgenpulsarites impulsside vaheline periood aja jooksul. Niisiis, asi pole pöörlemise kineetilises energias. Kuidas röntgenpulsarid töötavad?

Mäletame, et need esinevad kahendsüsteemides. Just seal on akretsiooniprotsessid eriti tõhusad. Neutrontähele langeva aine kiirus võib ulatuda kolmandikuni valguse kiirusest (100 000 kilomeetrit sekundis). Siis vabastab üks gramm ainest energiat 1020 erg. Ja selleks, et tagada energia vabanemine 1037 erg/sek, on vajalik, et aine voog neutrontähele oleks 1017 grammi sekundis. See ei ole üldiselt kuigi palju, umbes üks tuhandik Maa massist aastas.

Materjali tarnija võib olla optiline kaaslane. Gaasi juga voolab pidevalt selle pinna osalt neutrontähe suunas. See varustab neutrontähe ümber moodustunud akretsioonikettaga nii energiat kui ka ainet.

Kuna neutrontähel on tohutu magnetväli, siis "voolab" gaas mööda magnetilisi jõujooni pooluste suunas. Just seal, suhteliselt väikestes, vaid ühe kilomeetri suurustes "laikudes", mängitakse läbi võimsaima, suurejoonelisema röntgenikiirguse tekitamise protsessid. Röntgenikiirgust kiirgavad pulsari magnetväljas liikuvad relativistlikud ja tavalised elektronid. Sellele langev gaas võib ka selle pöörlemist "toita". Sellepärast täheldatakse just röntgenpulsarites paljudel juhtudel pöörlemisperioodi vähenemist.

Röntgenikiirguse allikad kahendsüsteemides on üks tähelepanuväärsemaid nähtusi kosmoses. Neid on vähe, meie galaktikas arvatavasti mitte rohkem kui sada, kuid nende tähtsus on tohutu, mitte ainult vaatenurgast, eriti I tüübi mõistmiseks. Binaarsüsteemid pakuvad kõige loomulikumat ja tõhusamat viisi aine liikumiseks tähelt tähele ning just siin (tänu tähtede massi suhteliselt kiirele muutumisele) võime kohata erinevaid võimalusi “kiirendatud” evolutsiooniks.

Veel üks huvitav kaalutlus. Teame, kui raske, kui mitte võimatu on hinnata ühe tähe massi. Kuid kuna neutrontähed on osa kaksiksüsteemidest, võib selguda, et varem või hiljem on võimalik empiiriliselt (ja see on äärmiselt oluline!) määrata neutrontähe piirav mass, samuti saada otsest teavet selle päritolu kohta. .

Sellise objekti ained on mitu korda suuremad kui aatomituuma tihedus (mis raskete tuumade puhul on keskmiselt 2,8⋅10 17 kg/m³). Neutrontähe edasist gravitatsioonilist kokkutõmbumist takistab tuumaaine rõhk, mis tekib neutronite koosmõjul.

Paljudel neutrontähtedel on ülikõrge pöörlemiskiirus – kuni mitusada pööret sekundis. Neutrontähed tekivad supernoova plahvatuste tulemusena.

Üldine informatsioon

Usaldusväärselt mõõdetud massiga neutrontähtedest jääb enamik vahemikku 1,3–1,5 päikesemassi, mis on Chandrasekhari piiri lähedal. Teoreetiliselt on vastuvõetavad neutrontähed massiga 0,1 kuni umbes 2,16 päikesemassi. Kõige massiivsemad teadaolevad neutrontähed on Vela X-1 (selle mass on vähemalt 1,88 ± 0,13 päikesemassi 1σ tasemel, mis vastab olulisuse tasemele α≈34%), PSR J1614–2230 en (massiga hinnanguliselt 1, 97±0,04 päikeseenergiat) ja PSR J0348+0432 en (hinnanguliselt 2,01±0,04 päikeseenergiat). Gravitatsiooni neutrontähtedes tasakaalustab degenereerunud neutrongaasi rõhk, neutrontähe massi maksimumväärtuse annab Oppenheimeri-Volkovi piir, mille arvväärtus sõltub (veel vähetuntud) olekuvõrrandist. ainest tähe tuumas. Teoreetilised eeldused on selleks, et veelgi suurema tiheduse suurenemisega on võimalik neutrontähtede muundumine kvarktähtedeks.

2015. aastaks on avastatud üle 2500 neutrontähe. Umbes 90% neist on vallalised. Kokku võib meie galaktikas eksisteerida 10 8–10 9 neutrontähte, see tähendab kuskil üks tuhandest tavalisest tähest. Neutrontähti iseloomustavad suured kiirused (tavaliselt sadu km/s). Pilveaine akretsiooni tulemusena võib sellises olukorras neutrontäht olla Maalt nähtav erinevates spektrivahemikes, sealhulgas optilistes, mis moodustab umbes 0,003% kiiratavast energiast (vastab 10 tähesuurusele).

Struktuur

Neutrontähel võib eristada viit kihti: atmosfäär, välimine koorik, sisemine koorik, välimine tuum ja sisemine tuum.

Neutrontähe atmosfäär on väga õhuke plasmakiht (kuumade tähtede puhul kümnetest sentimeetritest kuni külmade puhul millimeetriteni), selles tekib neutrontähe soojuskiirgus.

Välimine maakoor koosneb ioonidest ja elektronidest, selle paksus ulatub mitmesaja meetrini. Kuuma neutrontähe õhuke (mitte rohkem kui paar meetrit) pinnalähedane kiht sisaldab mittemandunud elektrongaasi, sügavamad kihid - degenereerunud elektrongaasi, sügavuse suurenedes muutub see relativistlikuks ja ultrarelativistlikuks.

Sisemine koorik koosneb elektronidest, vabadest neutronitest ja neutronirikastest aatomituumadest. Sügavuse kasvades suureneb vabade neutronite osakaal, samas kui aatomituumade oma väheneb. Sisemise maakoore paksus võib ulatuda mitme kilomeetrini.

Välimine tuum koosneb neutronitest, milles on väike (mitu protsenti) prootonite ja elektronide segu. Madala massiga neutrontähtedel võib välimine tuum ulatuda tähe keskmesse.

Massiivsetel neutrontähtedel on ka sisemine tuum. Selle raadius võib ulatuda mitme kilomeetrini, tihedus tuuma keskmes võib ületada aatomituumade tihedust 10-15 korda. Sisetuuma koostis ja olekuvõrrand pole täpselt teada: on mitmeid hüpoteese, millest kolm kõige tõenäolisemat on: 1) kvargi tuum, kus neutronid lagunevad oma koostisosadeks üles ja alla kvarkideks; 2) barüonide, sealhulgas kummaliste kvarkide hüperoni tuum; ja 3) kaooni tuum, mis koosneb kahekvargi mesonitest, sealhulgas kummalistest (anti)kvarkidest. Siiski ei ole praegu võimalik ühtegi neist hüpoteesidest kinnitada ega ümber lükata.

Vaba neutroni eluiga normaalsetes tingimustes, mis ei kuulu aatomituuma, on tavaliselt umbes 880 sekundit, kuid neutrontähe gravitatsiooniline mõju ei lase neutronil laguneda, seetõttu on neutrontähed ühed stabiilsemad. objektid universumis. [ ]

Jahutavad neutrontähed

Neutrontähe sünni ajal (supernoova plahvatuse tagajärjel) on selle temperatuur väga kõrge - umbes 10 11 K (st 4 suurusjärku kõrgem kui Päikese keskpunkti temperatuur), kuid see langeb neutriinode jahutamise tõttu väga kiiresti. Vaid mõne minutiga langeb temperatuur 10 11 K-lt 10 9 K-ni, kuuga 10 8 K-ni. Seejärel väheneb neutriinode heledus järsult (see sõltub väga palju temperatuurist) ja jahtumine toimub palju aeglasemalt, kuna pinna footon- (soojus)kiirgus. Teadaolevate neutrontähtede pinnatemperatuur, mille jaoks seda on mõõdetud, on suurusjärgus 10 5–10 6 K (kuigi tuum on ilmselt palju kuumem).

Avastamise ajalugu

Neutrontähed on üks väheseid kosmoseobjektide klasse, mida teoreetiliselt ennustasid vaatlejad enne avastamist.

Esimest korda väljendas kuulus Nõukogude teadlane Lev Landau ideed suurenenud tihedusega tähtede olemasolust juba enne neutroni avastamist, mille Chadwick tegi 1932. aasta veebruari alguses. Nii kirjutab ta oma 1931. aasta veebruaris kirjutatud ja teadmata põhjustel hilinemisega 29. veebruaril 1932 (rohkem kui aasta hiljem) avaldatud artiklis Tähtede teooriast: „Me eeldame, et kõik see [kvantide seaduste rikkumine mehaanika] peaks avalduma siis, kui aine tihedus muutub nii suureks, et aatomituumad puutuvad tihedalt kokku, moodustades ühe hiiglasliku tuuma.

"Propeller"

Pöörlemiskiirus ei ole enam piisav osakeste väljutamiseks, seega ei saa selline täht olla raadiopulsar. Pöörlemiskiirus on aga endiselt suur ja neutrontähte ümbritseva magnetvälja poolt kinni püütud aine ei saa kukkuda, see tähendab, et aine akretsiooni ei toimu. Seda tüüpi neutrontähtedel pole praktiliselt mingeid jälgitavaid ilminguid ja neid on vähe uuritud.

Accretor (röntgenipulsar)

Pöörlemiskiirus väheneb nii palju, et nüüd ei takista miski ainel sellisele neutrontähele kukkumast. Kukkudes liigub aine, juba plasma olekus, mööda magnetvälja jooni ja põrkab vastu neutrontähe keha tahket pinda selle pooluste piirkonnas, soojenedes kuni kümnete miljonite kraadideni. Nii kõrge temperatuurini kuumutatud aine helendab röntgenikiirguse vahemikus eredalt. Piirkond, kus langev aine neutrontähe keha pinnaga kokku põrkub, on väga väike – vaid umbes 100 meetrit. See kuum koht kaob perioodiliselt tähe pöörlemise tõttu vaateväljast, mistõttu täheldatakse regulaarseid röntgenikiirte pulsatsioone. Selliseid objekte nimetatakse röntgenpulsariteks.

Georotaator

Selliste neutrontähtede pöörlemiskiirus on väike ja ei takista akretsiooni. Kuid magnetosfääri mõõtmed on sellised, et magnetväli peatab plasma enne, kui gravitatsioon selle kinni püüab. Sarnane mehhanism töötab ka Maa magnetosfääris, mistõttu on seda tüüpi neutrontähed oma nime saanud.

Märkmed

Dmitri Trunin. Astrofüüsikud on selgitanud neutrontähtede piiravat massi (määramata) . nplus1.ru. Vaadatud 18. jaanuaril 2018.
H. Quaintrell et al. Neutrontähe mass Vela X-1-s ja loodete poolt esile kutsutud mitteradiaalsed võnkumised GP Velis // Astronoomia ja astrofüüsika. - aprill 2003. - nr 401. - lk 313-323. - arXiv: astro-ph/0301243.
P. B. Demorest, T. Pennucci, S. M. Ransom, M. S. E. Roberts ja J. W. T. Hessels. Kahe päikesemassiga neutrontäht, mõõdetuna Shapiro viivituse abil // Loodus. - 2010. - Vol. 467 . - Lk 1081-1083.

See toimub pärast supernoova plahvatust.

See on tähe elu päikeseloojang. Selle gravitatsioon on nii tugev, et paiskab elektronid aatomite orbiitidelt välja, muutes need neutroniteks.

Kui ta kaotab oma sisemise surve toe, kukub ta kokku ja see viib selleni supernoova plahvatus.

Selle keha jäänustest saab neutrontäht, mille mass on 1,4 korda suurem kui Päikese mass ja mille raadius on peaaegu võrdne Ameerika Ühendriikide Manhattani raadiusega.

Neutrontähe tihedusega suhkrukuubiku kaal on...

Kui võtame näiteks suhkrutüki, mille maht on 1 cm 3, ja kujutame ette, et see on valmistatud neutrontähe aine, siis oleks selle mass ligikaudu üks miljard tonni. See on võrdne umbes 8 tuhande lennukikandja massiga. väike objekt koos uskumatu tihedus!

Vastsündinud neutrontähel on suur pöörlemiskiirus. Kui massiivne täht muutub neutroniks, muutub selle pöörlemiskiirus.

Pöörlev neutrontäht on looduslik elektrigeneraator. Selle pöörlemine loob võimsa magnetvälja. See tohutu magnetismi jõud püüab kinni elektronid ja muud aatomite osakesed ning saadab need tohutu kiirusega sügavale universumisse. Suure kiirusega osakesed kipuvad kiirgama kiirgust. Pulsartähtedes täheldatav virvendus on nende osakeste kiirgus.Kuid me märkame seda alles siis, kui selle kiirgus on suunatud meie suunas.

Pöörlev neutrontäht on pulsar, eksootiline objekt, mis ilmus pärast supernoova plahvatust. See on tema elu lõpp.

Neutrontähtede tihedus jaotub erinevalt. Neil on uskumatult tihe koor. Kuid neutrontähe sees olevad jõud on võimelised maakoorest läbi murdma. Ja kui see juhtub, kohandab täht oma asukohta, mis toob kaasa muutuse selle pöörlemises. Seda nimetatakse: koor on pragunenud. Neutrontähel toimub plahvatus.

Artiklid

neutrontäht
Neutrontäht

neutrontäht - supertihe täht, mis tekkis supernoova plahvatuse tagajärjel. Neutrontähe aine koosneb peamiselt neutronitest.
Neutrontähe tuumatihedus (10 14 -10 15 g/cm 3) ja tüüpiline raadius on 10-20 km. Neutrontähe edasist gravitatsioonilist kokkutõmbumist takistab tuumaaine rõhk, mis tekib neutronite koosmõjul. See degenereerunud palju tihedama neutrongaasi rõhk suudab hoida massi kuni 3M gravitatsioonilise kokkuvarisemise eest. Seega varieerub neutrontähe mass (1,4-3)M piires.

Riis. 1. Neutrontähe ristlõige massiga 1,5M ja raadiusega R = 16 km. Tihedus ρ on antud tähe erinevates osades ühikutes g/cm 3.

Supernoova kokkuvarisemise ajal tekkinud neutriinod jahutavad neutrontähte kiiresti. Selle temperatuur langeb hinnanguliselt 10 11 K-lt 10 9 K-le umbes 100 sekundiga. Lisaks väheneb jahutuskiirus. Siiski on see kosmilises mastaabis kõrge. Temperatuuri langus 10 9 K-lt 10 8 K-ni toimub 100 aastaga ja 10 6 K-ni miljoni aastaga.
On teada ≈ 1200 objekti, mis on klassifitseeritud neutrontähtedeks. Umbes 1000 neist asuvad meie galaktikas. 1,5 M massi ja 16 km raadiusega neutrontähe struktuur on näidatud joonisel fig. 1: I on õhuke väliskiht tihedalt pakitud aatomitest. II piirkond on aatomituumade ja degenereerunud elektronide kristallvõre. III piirkond on neutronitega üleküllastatud aatomituumade tahke kiht. IV - vedel tuum, mis koosneb peamiselt degenereerunud neutronitest. Piirkond V moodustab neutrontähe hadronilise tuuma. Lisaks nukleonidele võib see sisaldada pione ja hüperone. Selles neutrontähe osas on võimalik neutronvedeliku üleminek tahkesse kristallisse olekusse, pioonkondensaadi ilmumine ning kvarkgluooni ja hüperonplasma moodustumine. Praegu täpsustatakse neutrontähe struktuuri üksikasju.
Neutrontähti on optiliste meetoditega raske tuvastada nende väiksuse ja vähese heleduse tõttu. 1967. aastal avastasid E. Hewish ja J. Bell (Cambridge'i ülikool) perioodilise raadiokiirguse kosmilised allikad – pulsarid. Pulsarite raadioimpulsside kordusperioodid on rangelt konstantsed ja enamiku pulsarite puhul jäävad vahemikku 10–2 kuni mitu sekundit. Pulsarid on pöörlevad neutrontähed. Ainult kompaktsed objektid, millel on neutrontähtede omadused, suudavad säilitada oma kuju ilma kokku kukkumata selliste pöörlemiskiiruste juures. Nurkmomendi ja magnetvälja säilimine supernoova kokkuvarisemise ja neutrontähe tekkimise ajal toob kaasa kiiresti pöörlevate pulsaride sünni väga tugeva magnetväljaga 10 10 –10 14 G. Magnetväli pöörleb koos neutrontähega, kuid selle välja telg ei lange kokku tähe pöörlemisteljega. Sellise pöörlemise korral libiseb tähe raadiokiirgus mööda Maad nagu majakakiir. Iga kord, kui kiir ületab Maad ja tabab Maa peal olevat vaatlejat, tuvastab raadioteleskoop lühikese raadiokiirguse impulsi. Selle kordumise sagedus vastab neutrontähe pöörlemisperioodile. Neutrontähe kiirgus tekib tänu sellele, et tähe pinnalt laetud osakesed (elektronid) liiguvad mööda magnetvälja jõujooni väljapoole, kiirgades elektromagnetlaineid. See on pulsari raadiokiirguse mehhanism, mille pakkus esmakordselt välja