केविन गिल / फ़्लिकर डॉट कॉम

जर्मन खगोल भौतिकीविदों ने गुरुत्वाकर्षण तरंगों और विद्युत चुम्बकीय विकिरण के माप के परिणामों के आधार पर, न्यूट्रॉन तारे के अधिकतम संभावित द्रव्यमान को स्पष्ट किया है। में प्रकाशित एक लेख के अनुसार, यह पता चला कि एक गैर-घूर्णन न्यूट्रॉन तारे का द्रव्यमान 2.16 सौर द्रव्यमान से अधिक नहीं हो सकता है। एस्ट्रोफिजिकल जर्नल लेटर्स.

न्यूट्रॉन तारे अति सघन सघन तारे हैं जो सुपरनोवा विस्फोट के दौरान बनते हैं। न्यूट्रॉन सितारों की त्रिज्या कई दसियों किलोमीटर से अधिक नहीं होती है, और उनका द्रव्यमान सूर्य के द्रव्यमान के बराबर हो सकता है, जिससे तारा पदार्थ का भारी घनत्व (लगभग 10 17 किलोग्राम प्रति घन मीटर) होता है। उसी समय, न्यूट्रॉन तारे का द्रव्यमान एक निश्चित सीमा से अधिक नहीं हो सकता - बड़े द्रव्यमान वाली वस्तुएं अपने गुरुत्वाकर्षण के प्रभाव में ब्लैक होल में गिर जाती हैं।

द्वारा विभिन्न अनुमान, ऊपरी सीमाक्योंकि न्यूट्रॉन तारे का द्रव्यमान दो से तीन सौर द्रव्यमानों की सीमा में होता है और यह पदार्थ की स्थिति के समीकरण के साथ-साथ तारे के घूमने की गति पर भी निर्भर करता है। तारे के घनत्व और द्रव्यमान के आधार पर, वैज्ञानिक कई भेद करते हैं विभिन्न प्रकार केतारे, एक योजनाबद्ध आरेख चित्र में दिखाया गया है। सबसे पहले, गैर-घूर्णन तारों का द्रव्यमान M TOV (सफेद क्षेत्र) से अधिक नहीं हो सकता। दूसरे, जब कोई तारा घूमता है निरंतर गति, इसका द्रव्यमान या तो M TOV (हल्का हरा क्षेत्र) से कम या अधिक (चमकीला हरा) हो सकता है, लेकिन फिर भी किसी अन्य सीमा, M अधिकतम से अधिक नहीं होना चाहिए। अंत में, न्यूट्रॉन स्टारएक चर घूर्णन गति के साथ सैद्धांतिक रूप से एक मनमाना द्रव्यमान (विभिन्न चमक के लाल क्षेत्र) हो सकता है। हालाँकि, आपको हमेशा याद रखना चाहिए कि घूमते तारों का घनत्व एक निश्चित मान से अधिक नहीं हो सकता है, अन्यथा तारा अभी भी एक ब्लैक होल में ढह जाएगा (आरेख में ऊर्ध्वाधर रेखा स्थिर समाधानों को अस्थिर समाधानों से अलग करती है)।

उनके द्रव्यमान और घनत्व के आधार पर विभिन्न प्रकार के न्यूट्रॉन सितारों का आरेख। क्रॉस बाइनरी सिस्टम के तारों के विलय के बाद बनी वस्तु के मापदंडों को चिह्नित करता है, बिंदीदार रेखाएं वस्तु के विकास के लिए दो विकल्पों में से एक को इंगित करती हैं

एल. रेजोला एट अल. / द एस्ट्रोफिजिकल जर्नल

लुसियानो रेज़ोला के नेतृत्व में खगोल भौतिकीविदों की एक टीम ने एक गैर-घूर्णन न्यूट्रॉन स्टार, एम टीओवी के अधिकतम संभव द्रव्यमान पर नई, अधिक सटीक सीमाएँ निर्धारित की हैं। अपने काम में, वैज्ञानिकों ने पिछले अध्ययनों के डेटा का उपयोग किया, प्रक्रियाओं के लिए समर्पित, जो दो विलय वाले न्यूट्रॉन सितारों की प्रणाली में घटित हुआ और गुरुत्वाकर्षण (घटना GW170817) और विद्युत चुम्बकीय (GRB 170817A) तरंगों का उत्सर्जन हुआ। इन तरंगों का एक साथ पंजीकरण बहुत अधिक निकला महत्वपूर्ण घटनाविज्ञान के लिए, आप इसके बारे में हमारी और सामग्री में अधिक पढ़ सकते हैं।

खगोलभौतिकीविदों के पिछले कार्यों से, यह निष्कर्ष निकलता है कि न्यूट्रॉन सितारों के विलय के बाद, एक हाइपरमैसिव न्यूट्रॉन स्टार का निर्माण हुआ (अर्थात, इसका द्रव्यमान एम > एम अधिकतम है), जो बाद में दो संभावित परिदृश्यों में से एक के अनुसार और एक छोटी अवधि के बाद विकसित हुआ। समय एक ब्लैक होल में बदल गया (आरेख में धराशायी रेखाएँ)। तारे के विकिरण के विद्युत चुम्बकीय घटक का अवलोकन पहले परिदृश्य की ओर इशारा करता है, जिसमें तारे का बैरोनिक द्रव्यमान अनिवार्य रूप से स्थिर रहता है और गुरुत्वाकर्षण तरंगों के उत्सर्जन के कारण गुरुत्वाकर्षण द्रव्यमान अपेक्षाकृत धीरे-धीरे घटता है। दूसरी ओर, सिस्टम से गामा-किरण विस्फोट गुरुत्वाकर्षण तरंगों के साथ लगभग एक साथ आया (केवल 1.7 सेकंड बाद), जिसका अर्थ है कि ब्लैक होल में परिवर्तन का बिंदु एम अधिकतम के करीब होना चाहिए।

इसलिए, यदि आप एक अतिविशाल न्यूट्रॉन तारे के विकास का पता लगाते हैं आरंभिक राज्य, जिसके मापदंडों की गणना पिछले कार्यों में अच्छी सटीकता के साथ की गई थी, हम एम अधिकतम का मूल्य पा सकते हैं जो हमें रुचिकर लगता है। एम अधिकतम को जानने के बाद, एम टीओवी को खोजना मुश्किल नहीं है, क्योंकि ये दो द्रव्यमान संबंध एम अधिकतम ≈ 1.2 एम टीओवी से संबंधित हैं। इस लेख में, खगोल भौतिकीविदों ने तथाकथित "सार्वभौमिक संबंधों" का उपयोग करके ऐसी गणनाएं कीं, जो विभिन्न द्रव्यमानों के न्यूट्रॉन सितारों के मापदंडों से संबंधित हैं और उनके पदार्थ की स्थिति के समीकरण के प्रकार पर निर्भर नहीं हैं। लेखक इस बात पर जोर देते हैं कि उनकी गणनाएँ केवल सरल मान्यताओं का उपयोग करती हैं और संख्यात्मक सिमुलेशन पर भरोसा नहीं करती हैं। अधिकतम संभव द्रव्यमान का अंतिम परिणाम 2.01 और 2.16 सौर द्रव्यमान के बीच था। इसके लिए निचली सीमा पहले बाइनरी सिस्टम में बड़े पैमाने पर पल्सर के अवलोकन से प्राप्त की गई थी - सीधे शब्दों में कहें तो, अधिकतम द्रव्यमान 2.01 सौर द्रव्यमान से कम नहीं हो सकता है, क्योंकि खगोलविदों ने वास्तव में इतने बड़े द्रव्यमान वाले न्यूट्रॉन सितारों को देखा है।

पहले, हमने लिखा था कि कैसे खगोल भौतिकीविदों ने न्यूट्रॉन सितारों के द्रव्यमान और त्रिज्या का अनुमान लगाने के लिए कंप्यूटर सिमुलेशन का उपयोग किया था, जिसके विलय से GW170817 और GRB 170817A घटनाएं हुईं।

दिमित्री ट्रुनिन

खगोल भौतिकी में, वास्तव में विज्ञान की किसी भी अन्य शाखा की तरह, सबसे दिलचस्प शाश्वत प्रश्नों "क्या हुआ?" से जुड़ी विकासवादी समस्याएं हैं। और वह होगा?". हम पहले से ही जानते हैं कि हमारे सूर्य के द्रव्यमान के लगभग बराबर तारकीय द्रव्यमान का क्या होगा। एक ऐसा सितारा, जो एक दौर से गुजर चुका है लाल विशाल, हो जाएगा व्हाइट द्वार्फ. हर्ट्ज़स्प्रंग-रसेल आरेख पर सफेद बौने मुख्य अनुक्रम से दूर हैं।

सफेद बौने सौर द्रव्यमान सितारों के विकास का अंत हैं। वे एक प्रकार के विकासवादी गतिरोध हैं। सूर्य से कम द्रव्यमान वाले सभी तारों के लिए धीमी और शांत विलुप्ति सड़क का अंत है। अधिक विशाल तारों के बारे में क्या? हमने देखा कि उनका जीवन तूफानी घटनाओं से भरा था। लेकिन एक स्वाभाविक प्रश्न उठता है: सुपरनोवा विस्फोटों के रूप में देखी गई राक्षसी प्रलय कैसे समाप्त होती हैं?

1054 में, एक अतिथि तारा आकाश में चमका। यह दिन के समय भी आकाश में दिखाई देता था और कुछ महीनों बाद ही बुझ गया। आज हम इस तारकीय आपदा के अवशेषों को मेसियर नेबुला कैटलॉग में नामित एम1 नामक एक चमकदार ऑप्टिकल ऑब्जेक्ट के रूप में देखते हैं। ये मशहूर है केकड़ा निहारिका- सुपरनोवा विस्फोट के अवशेष।

हमारी सदी के 40 के दशक में अमेरिकी खगोलशास्त्री वी. बाडे ने अध्ययन करना शुरू किया मध्य भागनेबुला के केंद्र में एक सुपरनोवा विस्फोट से तारकीय अवशेष खोजने की कोशिश करने के लिए "केकड़ा"। वैसे, इस वस्तु को "केकड़ा" नाम 19वीं शताब्दी में अंग्रेजी खगोलशास्त्री लॉर्ड रॉस द्वारा दिया गया था। बाडे को तारक 17t के रूप में एक तारकीय अवशेष के लिए एक उम्मीदवार मिला।

लेकिन खगोलशास्त्री बदकिस्मत था; उसके पास विस्तृत अध्ययन के लिए उपयुक्त उपकरण नहीं थे, और इसलिए वह ध्यान नहीं दे सका कि यह तारा टिमटिमा रहा था और स्पंदित हो रहा था। यदि इन चमक स्पंदनों की अवधि 0.033 सेकंड नहीं, बल्कि, मान लीजिए, कई सेकंड होती, तो बाडे ने निस्संदेह इस पर ध्यान दिया होता, और तब पहले पल्सर की खोज का सम्मान ए. हेविश और डी. बेल को नहीं मिलता।

लगभग दस वर्ष पहले बाडे ने अपनी दूरबीन को केंद्र की ओर इंगित किया था केकड़ा निहारिकासैद्धांतिक भौतिकविदों ने सफेद बौनों (106 - 107 ग्राम/सेमी3) के घनत्व से अधिक घनत्व पर पदार्थ की स्थिति का अध्ययन करना शुरू किया। तारकीय विकास के अंतिम चरण की समस्या के संबंध में इस मुद्दे में रुचि पैदा हुई। यह दिलचस्प है कि इस विचार के सह-लेखकों में से एक वही बाडे थे, जिन्होंने सुपरनोवा विस्फोट के साथ न्यूट्रॉन तारे के अस्तित्व के तथ्य को जोड़ा था।

यदि पदार्थ को सफेद बौनों की तुलना में अधिक घनत्व तक संपीड़ित किया जाता है, तो तथाकथित न्यूट्रॉनाइजेशन प्रक्रियाएं शुरू हो जाती हैं। तारे के अंदर का भयानक दबाव इलेक्ट्रॉनों को परमाणु नाभिक में "ड्राइव" करता है। में सामान्य स्थितियाँएक नाभिक जिसने इलेक्ट्रॉनों को अवशोषित कर लिया है वह अस्थिर होगा क्योंकि इसमें न्यूट्रॉन की अधिक संख्या होती है। हालाँकि, सघन तारों में ऐसा नहीं है। जैसे-जैसे तारे का घनत्व बढ़ता है, विघटित गैस के इलेक्ट्रॉन धीरे-धीरे नाभिक द्वारा अवशोषित होते हैं, और धीरे-धीरे तारा एक विशाल तारा में बदल जाता है। न्यूट्रॉन स्टार- एक बूंद। पतित इलेक्ट्रॉन गैस को 1014-1015 ग्राम/सेमी3 के घनत्व वाली अपक्षयी न्यूट्रॉन गैस द्वारा प्रतिस्थापित किया जाता है। दूसरे शब्दों में, एक न्यूट्रॉन तारे का घनत्व एक सफेद बौने के घनत्व से अरबों गुना अधिक होता है।

लंबे समय तक तारे के इस राक्षसी विन्यास को सिद्धांतकारों के दिमाग का खेल माना जाता था। प्रकृति को इस उत्कृष्ट भविष्यवाणी की पुष्टि करने में तीस साल से अधिक समय लग गया। उसी 30 के दशक में, एक और बनाया गया था महत्वपूर्ण खोज, जिसका तारकीय विकास के संपूर्ण सिद्धांत पर निर्णायक प्रभाव पड़ा। चन्द्रशेखर और एल. लैंडौ ने स्थापित किया कि एक ऐसे तारे के लिए जिसके पास परमाणु ऊर्जा के स्रोत समाप्त हो गए हैं, एक निश्चित सीमित द्रव्यमान होता है जब तारा अभी भी स्थिर रहता है। इस द्रव्यमान पर, पतित गैस का दबाव अभी भी गुरुत्वाकर्षण बलों का विरोध करने में सक्षम है। परिणामस्वरूप, पतित तारों (श्वेत बौने, न्यूट्रॉन तारे) के द्रव्यमान की एक सीमित सीमा (चंद्रशेखर सीमा) होती है, जिसके अधिक होने पर तारे का भयावह संपीड़न होता है, उसका पतन होता है।

ध्यान दें कि यदि किसी तारे का मूल द्रव्यमान 1.2 एम और 2.4 एम के बीच है, तो ऐसे तारे के विकास का अंतिम "उत्पाद" एक न्यूट्रॉन तारा होना चाहिए। 1.2 एम से कम कोर द्रव्यमान के साथ, विकास अंततः एक सफेद बौने के जन्म की ओर ले जाएगा।

न्यूट्रॉन तारा क्या है? हम इसके द्रव्यमान को जानते हैं, हम यह भी जानते हैं कि इसमें मुख्य रूप से न्यूट्रॉन होते हैं, जिनके आकार भी ज्ञात हैं। यहां से तारे की त्रिज्या ज्ञात करना आसान है। यह करीब निकला...10 किलोमीटर! ऐसी वस्तु की त्रिज्या निर्धारित करना वास्तव में मुश्किल नहीं है, लेकिन यह कल्पना करना बहुत मुश्किल है कि सूर्य के द्रव्यमान के करीब एक द्रव्यमान को एक ऐसी वस्तु में रखा जा सकता है जिसका व्यास मॉस्को में प्रोफेसरसोयुज़्नया स्ट्रीट की लंबाई से थोड़ा बड़ा है। यह एक विशाल परमाणु बूंद है, एक तत्व का सुपरन्यूक्लियस जो किसी में भी फिट नहीं होता है आवधिक प्रणालीऔर इसकी एक अप्रत्याशित, अनोखी संरचना है।

न्यूट्रॉन तारे के पदार्थ में अतिद्रव्य द्रव के गुण होते हैं! पहली नजर में इस बात पर यकीन करना मुश्किल है, लेकिन ये सच है। राक्षसी घनत्व तक संपीड़ित यह पदार्थ कुछ हद तक तरल हीलियम जैसा दिखता है। इसके अलावा, हमें यह नहीं भूलना चाहिए कि एक न्यूट्रॉन तारे का तापमान लगभग एक अरब डिग्री होता है, और, जैसा कि हम जानते हैं, इसमें अत्यधिक तरलता होती है। स्थलीय स्थितियाँकेवल अति-निम्न तापमान पर ही प्रकट होता है।

सच है, न्यूट्रॉन तारे के व्यवहार में तापमान कोई विशेष भूमिका नहीं निभाता है, क्योंकि इसकी स्थिरता पतित न्यूट्रॉन गैस - तरल के दबाव से निर्धारित होती है। न्यूट्रॉन तारे की संरचना कई मायनों में किसी ग्रह की संरचना के समान होती है। सुपरकंडक्टिंग तरल के अद्भुत गुणों वाले पदार्थ से युक्त "मेंटल" के अलावा, ऐसे तारे में लगभग एक किलोमीटर मोटी पतली, कठोर परत होती है। यह माना जाता है कि छाल में एक अजीब क्रिस्टलीय संरचना होती है। अजीब है क्योंकि, हमें ज्ञात क्रिस्टल के विपरीत, जहां क्रिस्टल की संरचना विन्यास पर निर्भर करती है इलेक्ट्रॉनिक गोलेपरमाणु, न्यूट्रॉन तारे की पपड़ी में, परमाणु नाभिक इलेक्ट्रॉनों से रहित होते हैं। इसलिए, वे लोहे, तांबे, जस्ता की घन जाली की याद दिलाते हुए एक जाली बनाते हैं, लेकिन, तदनुसार, अत्यधिक उच्च घनत्व पर। इसके बाद मेंटल आता है, जिसके गुणों के बारे में हम पहले ही बात कर चुके हैं। न्यूट्रॉन तारे के केंद्र में घनत्व 1015 ग्राम प्रति घन सेंटीमीटर तक पहुँच जाता है। दूसरे शब्दों में, ऐसे तारे के पदार्थ के एक चम्मच का वजन अरबों टन होता है। ऐसा माना जाता है कि न्यूट्रॉन तारे के केंद्र में ऐसा होता है पढाई जारी रकनासभी परमाणु भौतिकी में ज्ञात हैं, साथ ही विदेशी भी अभी तक खोजे नहीं गए हैं प्राथमिक कण.

न्यूट्रॉन तारे बहुत जल्दी ठंडे हो जाते हैं। अनुमान बताते हैं कि पहले दस से एक लाख वर्षों में तापमान कई अरब से लेकर करोड़ों डिग्री तक गिर जाता है। न्यूट्रॉन तारे तेजी से घूमते हैं, और इससे कई दिलचस्प परिणाम सामने आते हैं। वैसे, यह तारे का छोटा आकार है जो इसे तीव्र घूर्णन के दौरान बरकरार रहने की अनुमति देता है। यदि इसका व्यास 10 नहीं, बल्कि, मान लीजिए, 100 किलोमीटर होता, तो इसे केन्द्रापसारक बलों द्वारा आसानी से तोड़ दिया जाता।

हम पहले ही पल्सर की खोज के दिलचस्प इतिहास के बारे में बात कर चुके हैं। यह विचार तुरंत सामने रखा गया कि पल्सर एक तेजी से घूमने वाला न्यूट्रॉन तारा है, क्योंकि सभी ज्ञात तारकीय विन्यासों में से केवल यह ही स्थिर रह सकता है, उच्च गति से घूमता हुआ। यह पल्सर का अध्ययन था जिसने इस उल्लेखनीय निष्कर्ष पर पहुंचना संभव बना दिया कि सिद्धांतकारों द्वारा "कलम की नोक पर" खोजे गए न्यूट्रॉन तारे वास्तव में प्रकृति में मौजूद हैं और वे सुपरनोवा विस्फोटों के परिणामस्वरूप उत्पन्न होते हैं। ऑप्टिकल रेंज में उनका पता लगाने में कठिनाइयाँ स्पष्ट हैं, क्योंकि उनके छोटे व्यास के कारण, अधिकांश न्यूट्रॉन सितारों को अधिक से अधिक नहीं देखा जा सकता है शक्तिशाली दूरबीनेंहालाँकि, जैसा कि हमने देखा है, यहाँ अपवाद हैं - एक पल्सर केकड़ा निहारिका.

तो, खगोलविदों ने खोज की नई कक्षावस्तुएं - पल्सर, तेजी से घूमने वाले न्यूट्रॉन तारे। एक स्वाभाविक प्रश्न उठता है: न्यूट्रॉन तारे के इतनी तेजी से घूमने का कारण क्या है, वास्तव में, इसे अपनी धुरी के चारों ओर अत्यधिक गति से क्यों घूमना चाहिए?

इस घटना का कारण सरल है. हम अच्छी तरह से जानते हैं कि जब एक स्केटर अपनी बाहों को अपने शरीर के करीब दबाता है तो वह घूमने की गति को कैसे बढ़ा सकता है। ऐसा करने में, वह कोणीय गति के संरक्षण के नियम का उपयोग करता है। इस नियम का कभी भी उल्लंघन नहीं किया जाता है, और यह ठीक यही नियम है, जो सुपरनोवा विस्फोट के दौरान, इसके अवशेष, पल्सर की घूर्णन गति को कई गुना बढ़ा देता है।

दरअसल, किसी तारे के ढहने के दौरान उसका द्रव्यमान (विस्फोट के बाद जो बचता है) नहीं बदलता है, लेकिन त्रिज्या लगभग एक लाख गुना कम हो जाती है। लेकिन कोणीय गति, द्रव्यमान और त्रिज्या द्वारा भूमध्यरेखीय घूर्णन गति के उत्पाद के बराबर, वही रहती है। द्रव्यमान में परिवर्तन नहीं होता है, इसलिए, गति उसी प्रकार एक लाख गुना बढ़नी चाहिए।

आइए एक सरल उदाहरण देखें. हमारा सूर्य अपनी धुरी पर काफी धीमी गति से घूमता है। इस परिभ्रमण की अवधि लगभग 25 दिन है। इसलिए, यदि सूर्य अचानक न्यूट्रॉन तारा बन जाता है, तो उसकी घूर्णन अवधि घटकर एक सेकंड के दस हजारवें हिस्से तक रह जाएगी।

संरक्षण कानूनों का दूसरा महत्वपूर्ण परिणाम यह है कि न्यूट्रॉन सितारों को बहुत दृढ़ता से चुंबकित किया जाना चाहिए। वास्तव में, किसी भी प्राकृतिक प्रक्रिया में हम चुंबकीय क्षेत्र को आसानी से नष्ट नहीं कर सकते (यदि यह पहले से मौजूद है)। चुंबकीय क्षेत्र रेखाएं तारकीय पदार्थ से हमेशा जुड़ी रहती हैं, जिसमें उत्कृष्ट विद्युत चालकता होती है। तारे की सतह पर चुंबकीय प्रवाह का परिमाण तीव्रता के परिमाण के उत्पाद के बराबर होता है चुंबकीय क्षेत्रतारे की त्रिज्या के प्रति वर्ग. यह मान पूर्णतः स्थिर है. इसीलिए, जब कोई तारा सिकुड़ता है, तो चुंबकीय क्षेत्र बहुत तेज़ी से बढ़ना चाहिए। आइए हम इस घटना पर थोड़ा विस्तार से ध्यान दें, क्योंकि यह वह घटना है जो पल्सर के कई अद्भुत गुणों को निर्धारित करती है।

चुंबकीय क्षेत्र की ताकत को हमारी पृथ्वी की सतह पर मापा जा सकता है। हमें लगभग एक गॉस का छोटा सा मूल्य मिलेगा। एक अच्छी भौतिकी प्रयोगशाला में दस लाख गॉस का चुंबकीय क्षेत्र प्राप्त किया जा सकता है। सफ़ेद बौनों की सतह पर, चुंबकीय क्षेत्र की ताकत एक सौ मिलियन गॉस तक पहुँच जाती है। पास में मैदान और भी मजबूत है - दस अरब गॉस तक। लेकिन एक न्यूट्रॉन तारे की सतह पर, प्रकृति एक पूर्ण रिकॉर्ड तक पहुंच जाती है। यहां क्षेत्र की ताकत सैकड़ों-हजारों अरबों गॉस हो सकती है। ऐसे क्षेत्र वाले एक लीटर जार में खाली स्थान का वजन लगभग एक हजार टन होगा।

इस तरह के मजबूत चुंबकीय क्षेत्र आसपास के पदार्थ के साथ न्यूट्रॉन स्टार की बातचीत की प्रकृति को प्रभावित नहीं कर सकते हैं (निश्चित रूप से, गुरुत्वाकर्षण क्षेत्र के साथ संयोजन में)। आख़िरकार, हमने अभी तक इस बारे में बात नहीं की है कि पल्सर में अत्यधिक गतिविधि क्यों होती है, वे रेडियो तरंगें क्यों उत्सर्जित करते हैं। और केवल रेडियो तरंगें ही नहीं। आज, खगोलशास्त्री केवल बाइनरी सिस्टम, असामान्य गुणों वाले गामा-रे स्रोतों, तथाकथित एक्स-रे बर्स्टर्स में देखे गए एक्स-रे पल्सर के बारे में अच्छी तरह से जानते हैं।

पदार्थ के साथ न्यूट्रॉन तारे की अंतःक्रिया के विभिन्न तंत्रों की कल्पना करने के लिए, आइए हम न्यूट्रॉन तारे की पदार्थ के साथ अंतःक्रिया के तरीकों में धीमे बदलाव के सामान्य सिद्धांत की ओर मुड़ें। पर्यावरण. आइए हम ऐसे विकास के मुख्य चरणों पर संक्षेप में विचार करें। न्यूट्रॉन तारे - सुपरनोवा विस्फोटों के अवशेष - शुरू में 10 -2 - 10 -3 सेकंड की अवधि के साथ बहुत तेजी से घूमते हैं। इतनी तीव्र गति से घूमने पर तारा रेडियो तरंगें, विद्युत चुम्बकीय विकिरण और कण उत्सर्जित करता है।

सबसे ज्यादा अद्भुत गुणपल्सर उनके विकिरण की राक्षसी शक्ति है, जो तारों के आंतरिक भाग से निकलने वाले विकिरण की शक्ति से अरबों गुना अधिक है। उदाहरण के लिए, "क्रैब" में पल्सर की रेडियो उत्सर्जन शक्ति 1031 अर्ग/सेकंड, प्रकाशिकी में - 1034 अर्ग/सेकंड तक पहुंच जाती है, जो सूर्य की उत्सर्जन शक्ति से कहीं अधिक है। यह पल्सर एक्स-रे और गामा-रे रेंज में और भी अधिक उत्सर्जन करता है।

ये प्राकृतिक ऊर्जा जनरेटर कैसे काम करते हैं? सभी रेडियो पल्सर में एक सामान्य गुण होता है, जो उनकी क्रिया के तंत्र को जानने की कुंजी के रूप में कार्य करता है। यह गुण इस बात में निहित है कि नाड़ी उत्सर्जन की अवधि स्थिर नहीं रहती, वह धीरे-धीरे बढ़ती जाती है। यह ध्यान देने योग्य है कि घूमने वाले न्यूट्रॉन सितारों की इस संपत्ति की भविष्यवाणी सबसे पहले सिद्धांतकारों द्वारा की गई थी, और फिर बहुत जल्दी प्रयोगात्मक रूप से इसकी पुष्टि की गई। इस प्रकार, 1969 में यह पाया गया कि "क्रैब" में पल्सर पल्स के उत्सर्जन की अवधि प्रति दिन एक सेकंड के 36 अरबवें हिस्से से बढ़ रही है।

हम अभी इस बारे में बात नहीं करेंगे कि इतने कम समय को कैसे मापा जाता है। हमारे लिए जो महत्वपूर्ण है वह पल्स के बीच की अवधि को बढ़ाने का तथ्य है, जो, वैसे, पल्सर की उम्र का अनुमान लगाना संभव बनाता है। लेकिन फिर भी, पल्सर रेडियो उत्सर्जन के स्पंदों का उत्सर्जन क्यों करता है? इस घटना को किसी भी पूर्ण सिद्धांत के ढांचे के भीतर पूरी तरह से समझाया नहीं गया है। लेकिन फिर भी घटना की गुणात्मक तस्वीर खींची जा सकती है।

बात यह है कि न्यूट्रॉन तारे का घूर्णन अक्ष उसके चुंबकीय अक्ष से मेल नहीं खाता है। इलेक्ट्रोडायनामिक्स से यह सर्वविदित है कि यदि किसी चुंबक को निर्वात में किसी ऐसे अक्ष के चारों ओर घुमाया जाता है जो चुंबकीय अक्ष के साथ मेल नहीं खाता है, तो चुंबक के घूमने की आवृत्ति पर विद्युत चुम्बकीय विकिरण उत्पन्न होगा। साथ ही चुंबक की घूमने की गति धीमी हो जाएगी। यह सामान्य विचारों से समझ में आता है, क्योंकि यदि ब्रेकिंग नहीं होती, तो हमारे पास बस एक सतत गति मशीन होती।

इस प्रकार, हमारा ट्रांसमीटर तारे के घूर्णन से रेडियो पल्स की ऊर्जा खींचता है, और इसका चुंबकीय क्षेत्र एक मशीन के ड्राइविंग बेल्ट की तरह है। वास्तविक प्रक्रिया बहुत अधिक जटिल है, क्योंकि निर्वात में घूमने वाला चुंबक केवल आंशिक रूप से पल्सर का एक एनालॉग होता है। आख़िरकार, एक न्यूट्रॉन तारा निर्वात में नहीं घूमता है; यह एक शक्तिशाली मैग्नेटोस्फीयर, एक प्लाज्मा बादल और इससे घिरा हुआ है अच्छा मार्गदर्शक, हमारे द्वारा खींचे गए सरल और योजनाबद्ध चित्र में अपना समायोजन कर रहा है। आसपास के मैग्नेटोस्फीयर के साथ पल्सर के चुंबकीय क्षेत्र की बातचीत के परिणामस्वरूप, निर्देशित विकिरण की संकीर्ण किरणें बनती हैं, जो अनुकूल "तारों के स्थान" के साथ, आकाशगंगा के विभिन्न हिस्सों में देखी जा सकती हैं, विशेष रूप से पृथ्वी पर .

अपने जीवन की शुरुआत में रेडियो पल्सर का तीव्र घूर्णन न केवल रेडियो उत्सर्जन का कारण बनता है। ऊर्जा का एक महत्वपूर्ण हिस्सा सापेक्ष कणों द्वारा भी ले जाया जाता है। जैसे ही पल्सर की घूर्णन गति कम हो जाती है, विकिरण दबाव कम हो जाता है। पहले, विकिरण ने प्लाज्मा को पल्सर से दूर धकेल दिया था। अब आसपास का पदार्थ तारे पर पड़ने लगता है और उसके विकिरण को ख़त्म कर देता है। यह प्रक्रिया विशेष रूप से प्रभावी हो सकती है यदि पल्सर बाइनरी सिस्टम का हिस्सा हो। ऐसी प्रणाली में, खासकर अगर यह काफी करीब हो, तो पल्सर "सामान्य" साथी के मामले को अपनी ओर खींच लेता है।

यदि पल्सर युवा है और ऊर्जा से भरपूर है, तो इसका रेडियो उत्सर्जन अभी भी पर्यवेक्षक तक "तोड़ने" में सक्षम है। लेकिन पुराना पल्सर अब अभिवृद्धि से लड़ने में सक्षम नहीं है, और यह तारे को "बुझा" देता है। जैसे ही पल्सर का घूमना धीमा होता है, अन्य उल्लेखनीय प्रक्रियाएँ दिखाई देने लगती हैं। चूँकि न्यूट्रॉन तारे का गुरुत्वाकर्षण क्षेत्र बहुत शक्तिशाली होता है, पदार्थ के संचय से एक्स-रे के रूप में महत्वपूर्ण मात्रा में ऊर्जा निकलती है। यदि किसी बाइनरी सिस्टम में सामान्य साथी पल्सर में ध्यान देने योग्य मात्रा में पदार्थ का योगदान देता है, लगभग 10 -5 - 10 -6 एम प्रति वर्ष, तो न्यूट्रॉन स्टार को रेडियो पल्सर के रूप में नहीं, बल्कि एक्स-रे पल्सर के रूप में देखा जाएगा।

लेकिन यह बिलकुल भी नहीं है। कुछ मामलों में, जब न्यूट्रॉन तारे का मैग्नेटोस्फीयर उसकी सतह के करीब होता है, तो पदार्थ वहां जमा होने लगता है, जिससे तारे का एक प्रकार का खोल बनता है। इस शेल में, थर्मोन्यूक्लियर प्रतिक्रियाओं के होने के लिए अनुकूल परिस्थितियाँ बनाई जा सकती हैं, और फिर हम आकाश में एक एक्स-रे बर्स्टर देख सकते हैं (से) अंग्रेज़ी शब्दफट - "फ्लैश")।

वास्तव में, यह प्रक्रिया हमें अप्रत्याशित नहीं लगनी चाहिए; हम पहले ही सफेद बौनों के संबंध में इसके बारे में बात कर चुके हैं। हालाँकि, एक सफेद बौने और एक न्यूट्रॉन तारे की सतह पर स्थितियाँ बहुत भिन्न होती हैं, और इसलिए एक्स-रे बर्स्टर स्पष्ट रूप से न्यूट्रॉन तारों से जुड़े होते हैं। थर्मामीटरों परमाणु विस्फोटहमारे द्वारा एक्स-रे फ्लेयर्स और, शायद, गामा-रे विस्फोट के रूप में देखा जाता है। दरअसल, कुछ गामा-किरण विस्फोट न्यूट्रॉन सितारों की सतह पर थर्मोन्यूक्लियर विस्फोटों के कारण हो सकते हैं।

लेकिन आइए एक्स-रे पल्सर पर वापस लौटें। उनके विकिरण का तंत्र, स्वाभाविक रूप से, बर्स्टर से पूरी तरह से अलग है। परमाणु ऊर्जा स्रोत अब यहां कोई भूमिका नहीं निभाते। स्वयं न्यूट्रॉन तारे की गतिज ऊर्जा का भी अवलोकन संबंधी आंकड़ों से मिलान नहीं किया जा सकता है।

आइए एक उदाहरण के रूप में एक्स-रे स्रोत सेंटोरस एक्स-1 को लें। इसकी शक्ति 10 अर्ग/सेकंड है। इसलिए, इस ऊर्जा का भंडार केवल एक वर्ष के लिए ही पर्याप्त हो सकता है। इसके अलावा, यह बिल्कुल स्पष्ट है कि इस मामले में तारे की घूर्णन अवधि बढ़नी होगी। हालाँकि, रेडियो पल्सर के विपरीत, कई एक्स-रे पल्सर के लिए, समय के साथ पल्स के बीच की अवधि कम हो जाती है। इसका मतलब यह है कि यहां मुद्दा घूर्णन की गतिज ऊर्जा का नहीं है। एक्स-रे पल्सर कैसे काम करते हैं?

हमें याद है कि वे स्वयं को दोहरी प्रणालियों में प्रकट करते हैं। यह वहां है कि अभिवृद्धि प्रक्रियाएं विशेष रूप से प्रभावी हैं। न्यूट्रॉन तारे पर गिरने वाले पदार्थ की गति प्रकाश की गति से एक तिहाई (100 हजार किलोमीटर प्रति सेकंड) तक पहुँच सकती है। तब पदार्थ का एक ग्राम 1020 अर्ग की ऊर्जा जारी करेगा। और 1037 एर्ग/सेकंड की ऊर्जा रिहाई सुनिश्चित करने के लिए, यह आवश्यक है कि न्यूट्रॉन तारे पर पदार्थ का प्रवाह 1017 ग्राम प्रति सेकंड हो। सामान्य तौर पर, यह बहुत ज़्यादा नहीं है, प्रति वर्ष पृथ्वी के द्रव्यमान का लगभग एक हज़ारवां हिस्सा।

सामग्री आपूर्तिकर्ता एक ऑप्टिकल साथी हो सकता है। इसकी सतह के एक हिस्से से गैस की एक धारा लगातार न्यूट्रॉन तारे की ओर प्रवाहित होगी। यह न्यूट्रॉन तारे के चारों ओर बनी अभिवृद्धि डिस्क को ऊर्जा और पदार्थ दोनों की आपूर्ति करेगा।

क्योंकि न्यूट्रॉन तारे में एक विशाल चुंबकीय क्षेत्र होता है, गैस ध्रुवों की ओर चुंबकीय क्षेत्र रेखाओं के साथ "प्रवाह" करेगी। यह वहां है, केवल एक किलोमीटर आकार के अपेक्षाकृत छोटे "स्पॉट" में, शक्तिशाली एक्स-रे विकिरण के निर्माण की भव्य पैमाने की प्रक्रियाएं होती हैं। एक्स-रे पल्सर के चुंबकीय क्षेत्र में घूमने वाले सापेक्षतावादी और साधारण इलेक्ट्रॉनों द्वारा उत्सर्जित होते हैं। इस पर गिरने वाली गैस इसके घूर्णन को "फ़ीड" भी कर सकती है। यही कारण है कि एक्स-रे पल्सर में कई मामलों में घूर्णन अवधि में कमी देखी जाती है।

एक्स-रे स्रोत शामिल हैं दोहरी प्रणाली, अंतरिक्ष में सबसे उल्लेखनीय घटनाओं में से एक है। उनमें से कुछ हैं, शायद हमारी आकाशगंगा में सौ से अधिक नहीं, लेकिन उनका महत्व न केवल दृष्टिकोण से, विशेष रूप से प्रकार I को समझने के दृष्टिकोण से बहुत बड़ा है। बाइनरी सिस्टम पदार्थ को तारे से तारे तक प्रवाहित करने के लिए सबसे प्राकृतिक और कुशल तरीका प्रदान करते हैं, और यहीं (सितारों के द्रव्यमान में अपेक्षाकृत तेजी से बदलाव के कारण) हमारा सामना हो सकता है विभिन्न विकल्प"त्वरित" विकास।

एक और दिलचस्प विचार. हम जानते हैं कि किसी एक तारे के द्रव्यमान का अनुमान लगाना कितना कठिन, लगभग असंभव है। लेकिन चूंकि न्यूट्रॉन तारे बाइनरी सिस्टम का हिस्सा हैं, इसलिए यह पता चल सकता है कि देर-सबेर अनुभवजन्य रूप से (और यह अत्यंत महत्वपूर्ण है!) न्यूट्रॉन तारे का अधिकतम द्रव्यमान निर्धारित करना, साथ ही इसकी उत्पत्ति के बारे में प्रत्यक्ष जानकारी प्राप्त करना संभव होगा। .

परिचय

अपने पूरे इतिहास में, मानवता ने ब्रह्मांड को समझने की कोशिश करना बंद नहीं किया है। ब्रह्मांड अस्तित्व में मौजूद हर चीज की समग्रता है, इन कणों के बीच अंतरिक्ष के सभी भौतिक कण। आधुनिक विचारों के अनुसार ब्रह्माण्ड की आयु लगभग 14 अरब वर्ष है।

ब्रह्मांड के दृश्य भाग का आकार लगभग 14 अरब प्रकाश वर्ष है (एक प्रकाश वर्ष वह दूरी है जो प्रकाश एक वर्ष में निर्वात में तय करता है)। कुछ वैज्ञानिकों का अनुमान है कि ब्रह्माण्ड का विस्तार 90 अरब प्रकाश वर्ष है। इतनी बड़ी दूरियों को संचालित करना सुविधाजनक बनाने के लिए पारसेक नामक मान का उपयोग किया जाता है। पारसेक वह दूरी है जहां से पृथ्वी की कक्षा की औसत त्रिज्या, दृष्टि रेखा के लंबवत, एक आर्कसेकंड के कोण पर दिखाई देती है। 1 पारसेक = 3.2616 प्रकाश वर्ष.

ब्रह्मांड में बड़ी संख्या में अलग-अलग वस्तुएं हैं, जिनके नाम से कई लोग परिचित हैं, जैसे ग्रह और उपग्रह, तारे, ब्लैक होल आदि। तारे अपनी चमक, आकार, तापमान और अन्य मापदंडों में बहुत विविध हैं। सितारों में सफेद बौने, न्यूट्रॉन तारे, दिग्गज और सुपरजायंट, क्वासर और पल्सर जैसी वस्तुएं शामिल हैं। आकाशगंगाओं के केंद्र विशेष रुचि के हैं। आधुनिक विचारों के अनुसार ब्लैक होल आकाशगंगा के केंद्र में स्थित वस्तु की भूमिका के लिए उपयुक्त है। ब्लैक होल तारों के विकास के उत्पाद हैं, जो अपने गुणों में अद्वितीय हैं। ब्लैक होल के अस्तित्व की प्रायोगिक विश्वसनीयता सापेक्षता के सामान्य सिद्धांत की वैधता पर निर्भर करती है।

आकाशगंगाओं के अलावा, ब्रह्मांड नीहारिकाओं (धूल, गैस और प्लाज्मा से बने अंतरतारकीय बादल), ब्रह्मांडीय माइक्रोवेव पृष्ठभूमि विकिरण जो पूरे ब्रह्मांड में व्याप्त है, और अन्य अल्प-अध्ययनित वस्तुओं से भरा है।

न्यूट्रॉन तारे

न्यूट्रॉन तारा एक खगोलीय वस्तु है, जो तारों के विकास के अंतिम उत्पादों में से एक है, जिसमें मुख्य रूप से भारी परमाणु नाभिक और इलेक्ट्रॉनों के रूप में पदार्थ की अपेक्षाकृत पतली (? 1 किमी) परत से ढका हुआ न्यूट्रॉन कोर होता है। न्यूट्रॉन तारों का द्रव्यमान सूर्य के द्रव्यमान के बराबर है, लेकिन सामान्य त्रिज्या केवल 10-20 किलोमीटर है। इसलिए, ऐसे तारे के पदार्थ का औसत घनत्व परमाणु नाभिक के घनत्व से कई गुना अधिक होता है (जो भारी नाभिक के लिए औसतन 2.8 * 1017 किग्रा/मीटर है?)। न्यूट्रॉन तारे के आगे गुरुत्वाकर्षण संपीड़न को न्यूट्रॉन की परस्पर क्रिया के कारण उत्पन्न होने वाले परमाणु पदार्थ के दबाव से रोका जाता है।

अनेक न्यूट्रॉन तारे अत्यंत होते हैं उच्च गतिघूर्णन, प्रति सेकंड एक हजार चक्कर तक। ऐसा माना जाता है कि न्यूट्रॉन तारे सुपरनोवा विस्फोट के दौरान पैदा होते हैं।

गुरुत्वाकर्षण बल न्यूट्रॉन तारेपतित न्यूट्रॉन गैस के दबाव से संतुलित होते हैं, न्यूट्रॉन तारे के द्रव्यमान का अधिकतम मूल्य ओपेनहाइमर-वोल्कोव सीमा द्वारा निर्धारित किया जाता है, जिसका संख्यात्मक मान पदार्थ की स्थिति के (अभी भी खराब ज्ञात) समीकरण पर निर्भर करता है तारे का मूल. ऐसे सैद्धांतिक आधार हैं कि घनत्व में और भी अधिक वृद्धि के साथ, न्यूट्रॉन सितारों का क्वार्क में अध:पतन संभव है।

न्यूट्रॉन सितारों की सतह पर चुंबकीय क्षेत्र 1012-1013 जी (गॉस चुंबकीय प्रेरण की माप की एक इकाई है) के मूल्य तक पहुंचता है, और यह न्यूट्रॉन सितारों के मैग्नेटोस्फेयर में होने वाली प्रक्रियाएं हैं जो पल्सर के रेडियो उत्सर्जन के लिए जिम्मेदार हैं। 1990 के दशक से, कुछ न्यूट्रॉन सितारों की पहचान मैग्नेटर्स के रूप में की गई है - 1014 गॉस या उच्चतर क्रम के चुंबकीय क्षेत्र वाले तारे। ऐसे क्षेत्र (4.414 1013 जी के "महत्वपूर्ण" मान से अधिक, जिस पर चुंबकीय क्षेत्र के साथ एक इलेक्ट्रॉन की बातचीत की ऊर्जा उसकी बाकी ऊर्जा से अधिक हो जाती है) विशिष्ट सापेक्षतावादी प्रभावों, भौतिक वैक्यूम के ध्रुवीकरण आदि के बाद से गुणात्मक रूप से नई भौतिकी का परिचय देते हैं। महत्वपूर्ण हो जाओ.

न्यूट्रॉन सितारों का वर्गीकरण

आस-पास के पदार्थ के साथ न्यूट्रॉन सितारों की बातचीत और, परिणामस्वरूप, उनकी अवलोकन संबंधी अभिव्यक्तियाँ, रोटेशन की अवधि और चुंबकीय क्षेत्र की भयावहता को दर्शाने वाले दो मुख्य पैरामीटर हैं। समय के साथ, तारा अपनी घूर्णी ऊर्जा खर्च करता है, और उसकी घूर्णन अवधि बढ़ जाती है। चुंबकीय क्षेत्र भी कमजोर हो जाता है. इस कारण से, एक न्यूट्रॉन तारा अपने जीवन के दौरान अपना प्रकार बदल सकता है।

इजेक्टर (रेडियो पल्सर) - मजबूत चुंबकीय क्षेत्र और छोटी घूर्णन अवधि। में सबसे सरल मॉडलमैग्नेटोस्फीयर, चुंबकीय क्षेत्र ठोस रूप से घूमता है, अर्थात उसी के साथ कोणीय वेग, जो न्यूट्रॉन स्टार के समान ही है। एक निश्चित त्रिज्या पर, क्षेत्र के घूर्णन की रैखिक गति प्रकाश की गति के करीब पहुंच जाती है। इस त्रिज्या को प्रकाश बेलन की त्रिज्या कहा जाता है। इस त्रिज्या से परे, एक साधारण द्विध्रुवीय क्षेत्र मौजूद नहीं हो सकता है, इसलिए क्षेत्र की ताकत रेखाएं इस बिंदु पर टूट जाती हैं। चुंबकीय क्षेत्र रेखाओं के साथ चलने वाले आवेशित कण ऐसी चट्टानों के माध्यम से न्यूट्रॉन तारे को छोड़ सकते हैं और अनंत तक उड़ सकते हैं। इस प्रकार का एक न्यूट्रॉन तारा रेडियो रेंज में उत्सर्जित होने वाले सापेक्ष आवेशित कणों को बाहर निकालता (उगलता) है। एक पर्यवेक्षक के लिए, इजेक्टर रेडियो पल्सर की तरह दिखते हैं।

प्रोपेलर - घूर्णन गति अब कणों को बाहर निकालने के लिए पर्याप्त नहीं है, इसलिए ऐसा तारा रेडियो पल्सर नहीं हो सकता है। हालाँकि, यह अभी भी बड़ा है, और चुंबकीय क्षेत्र द्वारा पकड़े गए न्यूट्रॉन तारे के आसपास का पदार्थ गिर नहीं सकता है, अर्थात पदार्थ का संचय नहीं होता है। इस प्रकार के न्यूट्रॉन सितारों में वस्तुतः कोई अवलोकन योग्य अभिव्यक्तियाँ नहीं होती हैं और इनका अध्ययन बहुत कम किया जाता है।

एक्रेटर (एक्स-रे पल्सर) - घूर्णन गति इस हद तक कम हो गई है कि अब कुछ भी पदार्थ को ऐसे न्यूट्रॉन तारे पर गिरने से नहीं रोकता है। प्लाज्मा, गिरते हुए, चुंबकीय क्षेत्र रेखाओं के साथ चलता है और न्यूट्रॉन तारे के ध्रुवों के क्षेत्र में एक ठोस सतह से टकराता है, जो लाखों डिग्री तक गर्म होता है। किसी पदार्थ को इस प्रकार गर्म किया जाता है उच्च तापमान, एक्स-रे रेंज में चमकता है। वह क्षेत्र जिसमें गिरता हुआ पदार्थ तारे की सतह से टकराता है वह बहुत छोटा है - केवल लगभग 100 मीटर। तारे के घूमने के कारण, यह गर्म स्थान समय-समय पर दृश्य से गायब हो जाता है, जिसे पर्यवेक्षक स्पंदन के रूप में देखता है। ऐसी वस्तुओं को एक्स-रे पल्सर कहा जाता है।

जियोरोटेटर - ऐसे न्यूट्रॉन तारों की घूर्णन गति कम होती है और अभिवृद्धि को नहीं रोकती है। लेकिन मैग्नेटोस्फीयर का आकार ऐसा है कि प्लाज्मा को गुरुत्वाकर्षण द्वारा पकड़ने से पहले चुंबकीय क्षेत्र द्वारा रोक दिया जाता है। एक समान तंत्र पृथ्वी के मैग्नेटोस्फीयर में काम करता है, यही कारण है कि इस प्रकार को इसका नाम मिला।

न्यूट्रॉन स्टार
न्यूट्रॉन स्टार

न्यूट्रॉन स्टार - सुपरनोवा विस्फोट के परिणामस्वरूप बना एक अति सघन तारा। न्यूट्रॉन तारे के पदार्थ में मुख्यतः न्यूट्रॉन होते हैं।
एक न्यूट्रॉन तारे का परमाणु घनत्व (10 14 -10 15 ग्राम/सेमी 3) और 10-20 किमी की सामान्य त्रिज्या होती है। न्यूट्रॉन तारे के आगे गुरुत्वाकर्षण संपीड़न को न्यूट्रॉन की परस्पर क्रिया के कारण उत्पन्न होने वाले परमाणु पदार्थ के दबाव से रोका जाता है। विघटित काफी सघन न्यूट्रॉन गैस का यह दबाव 3M तक द्रव्यमान को गुरुत्वाकर्षण पतन से बचाने में सक्षम है। इस प्रकार, न्यूट्रॉन तारे का द्रव्यमान (1.4-3)M की सीमा के भीतर बदलता रहता है।

चावल। 1. 1.5M द्रव्यमान और R = 16 किमी त्रिज्या वाले न्यूट्रॉन तारे का क्रॉस-सेक्शन। तारे के विभिन्न भागों में घनत्व ρ को g/cm 3 में दर्शाया गया है।

सुपरनोवा पतन के दौरान उत्पन्न न्यूट्रिनो न्यूट्रॉन तारे को शीघ्रता से ठंडा कर देते हैं। लगभग 100 सेकंड के समय में इसका तापमान 10 11 से 10 9 K तक गिरने का अनुमान है। तब शीतलन दर कम हो जाती है। हालाँकि, यह लौकिक पैमाने पर उच्च है। तापमान में 100 वर्षों में 10 9 से 10 8 K तक और दस लाख वर्षों में 10 6 K तक की कमी होती है।
लगभग 1200 ज्ञात वस्तुएं हैं जिन्हें न्यूट्रॉन सितारों के रूप में वर्गीकृत किया गया है। उनमें से लगभग 1000 हमारी आकाशगंगा के भीतर स्थित हैं। 1.5M द्रव्यमान और 16 किमी त्रिज्या वाले न्यूट्रॉन तारे की संरचना चित्र में दिखाई गई है। 1: I - सघन रूप से भरे परमाणुओं की पतली बाहरी परत। क्षेत्र II परमाणु नाभिक और पतित इलेक्ट्रॉनों की एक क्रिस्टल जाली है। क्षेत्र III न्यूट्रॉन से सुपरसैचुरेटेड परमाणु नाभिक की एक ठोस परत है। IV - तरल कोर, जिसमें मुख्य रूप से पतित न्यूट्रॉन होते हैं। क्षेत्र V न्यूट्रॉन तारे का हैड्रोनिक कोर बनाता है। न्यूक्लियॉन के अलावा, इसमें पियोन और हाइपरॉन भी हो सकते हैं। न्यूट्रॉन तारे के इस भाग में, न्यूट्रॉन तरल का एक ठोस क्रिस्टलीय अवस्था में संक्रमण, एक पियोन संघनन की उपस्थिति और क्वार्क-ग्लूऑन और हाइपरॉन प्लाज्मा का निर्माण संभव है। न्यूट्रॉन तारे की संरचना के कुछ विवरण वर्तमान में स्पष्ट किए जा रहे हैं।
न्यूट्रॉन सितारों का पता लगाएं ऑप्टिकल तरीकेइसके छोटे आकार और कम चमक के कारण मुश्किल है। 1967 में, ई. हेविश और जे. बेल (कैम्ब्रिज विश्वविद्यालय) ने आवधिक रेडियो उत्सर्जन के ब्रह्मांडीय स्रोतों - पल्सर की खोज की। पल्सर रेडियो पल्स की पुनरावृत्ति अवधि पूरी तरह से स्थिर होती है और अधिकांश पल्सर के लिए 10 -2 से लेकर कई सेकंड तक की सीमा में होती है। पल्सर घूम रहे न्यूट्रॉन तारे हैं। केवल न्यूट्रॉन सितारों के गुणों वाली कॉम्पैक्ट वस्तुएं ही ऐसी घूर्णी गति पर ढहने के बिना अपना आकार बनाए रख सकती हैं। सुपरनोवा के पतन और न्यूट्रॉन तारे के निर्माण के दौरान कोणीय गति और चुंबकीय क्षेत्र के संरक्षण से 10 10 -10 14 जी के बहुत मजबूत चुंबकीय क्षेत्र के साथ तेजी से घूमने वाले पल्सर का जन्म होता है। चुंबकीय क्षेत्र न्यूट्रॉन तारे के साथ-साथ घूमता है, हालाँकि, इस क्षेत्र की धुरी तारे के घूर्णन अक्ष से मेल नहीं खाती है। इस घूर्णन के साथ, तारे से रेडियो उत्सर्जन एक प्रकाशस्तंभ किरण की तरह पृथ्वी पर घूमता है। हर बार जब किरण पृथ्वी को पार करती है और पृथ्वी पर किसी पर्यवेक्षक से टकराती है, तो रेडियो टेलीस्कोप रेडियो उत्सर्जन की एक छोटी पल्स का पता लगाता है। इसकी पुनरावृत्ति आवृत्ति न्यूट्रॉन तारे की घूर्णन अवधि से मेल खाती है। न्यूट्रॉन तारे से विकिरण तब होता है जब तारे की सतह से आवेशित कण (इलेक्ट्रॉन) विद्युत चुम्बकीय तरंगों का उत्सर्जन करते हुए चुंबकीय क्षेत्र रेखाओं के साथ बाहर की ओर बढ़ते हैं। यह पल्सर से रेडियो उत्सर्जन का तंत्र है, जिसे पहली बार प्रस्तावित किया गया था

मॉस्को, 28 अगस्त - आरआईए नोवोस्ती।वैज्ञानिकों ने सूर्य से दोगुने द्रव्यमान वाले एक रिकॉर्ड-भारी न्यूट्रॉन तारे की खोज की है, जिससे उन्हें कई सिद्धांतों पर पुनर्विचार करने के लिए मजबूर होना पड़ा है, विशेष रूप से इस सिद्धांत पर कि न्यूट्रॉन सितारों के अति-घने पदार्थ के अंदर "मुक्त" क्वार्क हो सकते हैं, के अनुसार जर्नल नेचर में गुरुवार को प्रकाशित एक पेपर।

न्यूट्रॉन तारा सुपरनोवा विस्फोट के बाद छोड़े गए तारे की "लाश" है। इसका आकार एक छोटे शहर के आकार से अधिक नहीं है, लेकिन पदार्थ का घनत्व परमाणु नाभिक के घनत्व से 10-15 गुना अधिक है - न्यूट्रॉन स्टार के पदार्थ का एक "चुटकी" 500 मिलियन टन से अधिक वजन का होता है।

गुरुत्वाकर्षण इलेक्ट्रॉनों को प्रोटॉन में "दबाता" है, उन्हें न्यूट्रॉन में बदल देता है, यही कारण है कि न्यूट्रॉन सितारों को उनका नाम मिलता है। कुछ समय पहले तक, वैज्ञानिकों का मानना ​​था कि एक न्यूट्रॉन तारे का द्रव्यमान दो सौर द्रव्यमानों से अधिक नहीं हो सकता है, अन्यथा गुरुत्वाकर्षण तारे को एक ब्लैक होल में "ढह" देगा। न्यूट्रॉन सितारों की आंतरिक स्थिति काफी हद तक एक रहस्य है। उदाहरण के लिए, न्यूट्रॉन तारे के केंद्रीय क्षेत्रों में "मुक्त" क्वार्क और के-मेसन और हाइपरॉन जैसे प्राथमिक कणों की उपस्थिति पर चर्चा की गई है।

अध्ययन के लेखक, राष्ट्रीय रेडियो वेधशाला से पॉल डेमोरेस्ट के नेतृत्व में अमेरिकी वैज्ञानिकों के एक समूह ने पृथ्वी से तीन हजार प्रकाश वर्ष दूर दोहरे तारे J1614-2230 का अध्ययन किया, जिनमें से एक घटक न्यूट्रॉन तारा और दूसरा एक सफेद बौना है। .

इस मामले में, एक न्यूट्रॉन तारा एक पल्सर है, अर्थात, तारे के घूमने के परिणामस्वरूप रेडियो उत्सर्जन के संकीर्ण निर्देशित प्रवाह का उत्सर्जन करने वाला तारा, रेडियो दूरबीनों का उपयोग करके पृथ्वी की सतह से विकिरण के प्रवाह का पता लगाया जा सकता है; अलग-अलग समय अंतराल पर.

सफ़ेद बौना और न्यूट्रॉन तारा एक दूसरे के सापेक्ष घूमते हैं। हालाँकि, न्यूट्रॉन तारे के केंद्र से रेडियो सिग्नल के पारित होने की गति सफेद बौने के गुरुत्वाकर्षण से प्रभावित होती है; यह इसे "धीमा" कर देता है। वैज्ञानिक, पृथ्वी पर रेडियो संकेतों के आगमन के समय को मापकर, सिग्नल विलंब के लिए "जिम्मेदार" वस्तु के द्रव्यमान का सटीक निर्धारण कर सकते हैं।

"हम इस प्रणाली के साथ बहुत भाग्यशाली हैं। तेजी से घूमने वाला पल्सर हमें एक ऐसी कक्षा से आने वाला संकेत देता है जो पूरी तरह से स्थित है। इसके अलावा, हमारा सफेद बौना इस प्रकार के सितारों के लिए काफी बड़ा है। यह अनूठा संयोजन हमें इसका पूरा लाभ उठाने की अनुमति देता है शापिरो प्रभाव (सिग्नल का गुरुत्वाकर्षण विलंब) और माप को सरल बनाता है, ”पेपर के लेखकों में से एक, स्कॉट रैनसम कहते हैं।

बाइनरी सिस्टम J1614-2230 इस तरह से स्थित है कि इसे लगभग "एज-ऑन" यानी कक्षीय तल में देखा जा सकता है। इससे इसके घटक तारों के द्रव्यमान को सटीक रूप से मापना आसान हो जाता है।

परिणामस्वरूप, पल्सर का द्रव्यमान 1.97 सौर द्रव्यमान के बराबर हो गया, जो न्यूट्रॉन सितारों के लिए एक रिकॉर्ड बन गया।

"ये द्रव्यमान माप हमें बताते हैं कि यदि न्यूट्रॉन तारे के मूल में क्वार्क हैं, तो वे "मुक्त" नहीं हो सकते हैं, लेकिन संभवतः उन्हें "सामान्य" तारों की तुलना में एक-दूसरे के साथ अधिक मजबूत तरीके से बातचीत करनी होगी। परमाणु नाभिक", इस मुद्दे पर काम कर रहे खगोल भौतिकीविदों के समूह के नेता, एरिजोना स्टेट यूनिवर्सिटी के फेरयाल ओज़ेल बताते हैं।

रैनसम कहते हैं, "यह मेरे लिए आश्चर्यजनक है कि न्यूट्रॉन तारे के द्रव्यमान जैसी सरल चीज़ भौतिकी और खगोल विज्ञान के विभिन्न क्षेत्रों में बहुत कुछ बता सकती है।"

स्टर्नबर्ग स्टेट एस्ट्रोनॉमिकल इंस्टीट्यूट के खगोलभौतिकीविद् सर्गेई पोपोव का कहना है कि न्यूट्रॉन सितारों का अध्ययन प्रदान कर सकता है महत्वपूर्ण सूचनापदार्थ की संरचना के बारे में.

“पृथ्वी की प्रयोगशालाओं में परमाणु घनत्व से कहीं अधिक घनत्व पर पदार्थ का अध्ययन करना असंभव है और यह समझने के लिए बहुत महत्वपूर्ण है कि दुनिया कैसे काम करती है सघन पदार्थन्यूट्रॉन सितारों की गहराई में मौजूद है। इस पदार्थ के गुणों को निर्धारित करने के लिए, यह पता लगाना बहुत महत्वपूर्ण है कि ब्लैक होल में बदले बिना एक न्यूट्रॉन तारे का अधिकतम द्रव्यमान कितना हो सकता है, ”पोपोव ने आरआईए नोवोस्ती को बताया।