Քևին Գիլ / flickr.com

Գերմանացի աստղաֆիզիկոսները պարզել են նեյտրոնային աստղի առավելագույն հնարավոր զանգվածը՝ հիմնվելով գրավիտացիոն ալիքների և էլեկտրամագնիսական ճառագայթման չափումների արդյունքների վրա։ Պարզվել է, որ չպտտվող նեյտրոնային աստղի զանգվածը չի կարող լինել ավելի քան 2,16 արեգակնային զանգված, ասվում է հոդվածում հրապարակված հոդվածում։ Աստղաֆիզիկական ամսագրի նամակներ.

Նեյտրոնային աստղերը գերխիտ կոմպակտ աստղեր են, որոնք ձևավորվում են գերնոր աստղերի պայթյունների ժամանակ։ Նեյտրոնային աստղերի շառավիղը չի գերազանցում մի քանի տասնյակ կիլոմետրը, և նրանց զանգվածը կարող է համեմատելի լինել Արեգակի զանգվածի հետ, ինչը հանգեցնում է աստղային նյութի հսկայական խտության (մոտ 10 17 կիլոգրամ մեկ խորանարդ մետրի համար): Միևնույն ժամանակ, նեյտրոնային աստղի զանգվածը չի կարող գերազանցել որոշակի սահմանը՝ մեծ զանգված ունեցող առարկաները փլուզվում են դեպի սև խոռոչներ իրենց իսկ ձգողականության ազդեցության տակ։

Ըստ տարբեր գնահատականներ, վերին սահմանըքանի որ նեյտրոնային աստղի զանգվածը գտնվում է արևի երկուից երեք զանգվածի միջակայքում և կախված է նյութի վիճակի հավասարումից, ինչպես նաև աստղի պտտման արագությունից։ Կախված աստղի խտությունից և զանգվածից՝ գիտնականներն առանձնացնում են մի քանիսը տարբեր տեսակներաստղեր, նկարում ներկայացված է սխեմատիկ դիագրամ: Նախ, չպտտվող աստղերը չեն կարող ունենալ ավելի մեծ զանգված, քան M TOV (սպիտակ շրջան): Երկրորդ, երբ աստղը պտտվում է հետ հաստատուն արագություն, դրա զանգվածը կարող է լինել կամ պակաս, քան M TOV (բաց կանաչ տարածք) կամ ավելի (վառ կանաչ), բայց դեռ չպետք է գերազանցի մեկ այլ սահմանաչափ՝ M max. Վերջապես, նեյտրոնային աստղպտտման փոփոխական արագությամբ տեսականորեն կարող է ունենալ կամայական զանգված (տարբեր պայծառության կարմիր տարածքներ): Այնուամենայնիվ, դուք միշտ պետք է հիշեք, որ պտտվող աստղերի խտությունը չի կարող որոշակի արժեքից մեծ լինել, հակառակ դեպքում աստղը դեռևս կփլուզվի սև խոռոչի մեջ (գծապատկերի ուղղահայաց գիծը բաժանում է կայուն լուծումները անկայուններից):

Նեյտրոնային աստղերի տարբեր տեսակների դիագրամ՝ ըստ նրանց զանգվածի և խտության: Խաչը նշում է երկուական համակարգի աստղերի միաձուլումից հետո ձևավորված օբյեկտի պարամետրերը, կետավոր գծերը ցույց են տալիս օբյեկտի էվոլյուցիայի երկու տարբերակներից մեկը:

L. Rezzolla et al. / The Astrophysical Journal

Աստղաֆիզիկոսների թիմը՝ Լուչիանո Ռեցոլլայի գլխավորությամբ, նոր, ավելի ճշգրիտ սահմաններ է սահմանել չպտտվող նեյտրոնային աստղի՝ M TOV-ի հնարավոր առավելագույն զանգվածի վրա: Իրենց աշխատանքում գիտնականներն օգտագործել են նախորդ հետազոտությունների տվյալները, նվիրված գործընթացներին, որը տեղի է ունեցել երկու միաձուլվող նեյտրոնային աստղերի համակարգում և հանգեցրել է գրավիտացիոն (իրադարձություն GW170817) և էլեկտրամագնիսական (GRB 170817A) ալիքների արտանետմանը։ Այս ալիքների միաժամանակյա գրանցումը շատ էր կարևոր իրադարձությունգիտության համար դրա մասին ավելին կարող եք կարդալ մեր և նյութում:

Աստղաֆիզիկոսների նախորդ աշխատանքներից հետևում է, որ նեյտրոնային աստղերի միաձուլումից հետո ձևավորվել է գերզանգվածային նեյտրոնային աստղ (այսինքն՝ նրա զանգվածը M > M max է), որը հետագայում զարգացել է երկու հնարավոր սցենարներից մեկի համաձայն և կարճ ժամանակահատվածից հետո։ ժամանակը վերածվել է սև խոռոչի (գծապատկերում գծված գծերը): Աստղի ճառագայթման էլեկտրամագնիսական բաղադրիչի դիտարկումը ցույց է տալիս առաջին սցենարը, երբ աստղի բարիոնային զանգվածը մնում է էապես հաստատուն, իսկ գրավիտացիոն զանգվածը համեմատաբար դանդաղ է նվազում՝ գրավիտացիոն ալիքների արտանետման պատճառով։ Մյուս կողմից, գամմա-ճառագայթների պոռթկումը համակարգից հասել է գրավիտացիոն ալիքների հետ գրեթե միաժամանակ (ընդամենը 1,7 վայրկյան հետո), ինչը նշանակում է, որ սև խոռոչի վերածվելու կետը պետք է մոտ լինի M max-ին:

Հետևաբար, եթե հետևեք գերզանգվածային նեյտրոնային աստղի էվոլյուցիայի հետ մինչև սկզբնական վիճակ, որի պարամետրերը լավ ճշգրտությամբ են հաշվարկվել նախորդ աշխատանքներում, կարող ենք գտնել մեզ հետաքրքրող M max-ի արժեքը։ Իմանալով M max-ը, դժվար չէ գտնել M TOV, քանի որ այս երկու զանգվածները կապված են M max ≈ 1.2 M TOV հարաբերությամբ: Այս հոդվածում աստղաֆիզիկոսները կատարել են նման հաշվարկներ՝ օգտագործելով այսպես կոչված «համընդհանուր հարաբերություններ», որոնք առնչվում են տարբեր զանգվածների նեյտրոնային աստղերի պարամետրերին և կախված չեն նրանց նյութի վիճակի հավասարման տեսակից: Հեղինակները շեշտում են, որ իրենց հաշվարկներում օգտագործվում են միայն պարզ ենթադրություններ և չեն հիմնվում թվային սիմուլյացիաների վրա։ Առավելագույն հնարավոր զանգվածի վերջնական արդյունքը եղել է 2,01-ից 2,16 արեգակնային զանգվածի միջև: Նրա ստորին սահմանը նախկինում ստացվել է երկուական համակարգերում զանգվածային պուլսարների դիտարկումներից, պարզ ասած, առավելագույն զանգվածը չի կարող պակաս լինել 2,01 արեգակնային զանգվածից, քանի որ աստղագետները իրականում նկատել են այդքան մեծ զանգվածով նեյտրոնային աստղեր:

Նախկինում մենք գրել էինք այն մասին, թե ինչպես են աստղաֆիզիկոսները համակարգչային սիմուլյացիաներ օգտագործել նեյտրոնային աստղերի զանգվածը և շառավիղը գնահատելու համար, որոնց միաձուլումը հանգեցրեց GW170817 և GRB 170817A իրադարձություններին:

Դմիտրի Տրունին

Աստղաֆիզիկայում, ինչպես գիտության ցանկացած այլ ճյուղում, ամենահետաքրքիրը էվոլյուցիոն խնդիրներն են՝ կապված հավերժական հարցերի հետ՝ «ի՞նչ է պատահել»։ և դա կլինի»: Մենք արդեն գիտենք, թե ինչ կլինի աստղային զանգվածի հետ, որը մոտավորապես հավասար է մեր Արեգակի զանգվածին: Այսպիսի աստղ՝ փուլ անցնելով կարմիր հսկա, կդառնա սպիտակ թզուկ. Սպիտակ թզուկները Հերցպրունգ-Ռասել դիագրամում ընկած են հիմնական հաջորդականությունից:

Սպիտակ թզուկները արեգակնային զանգվածի աստղերի էվոլյուցիայի ավարտն են: Նրանք մի տեսակ էվոլյուցիոն փակուղի են։ Արեգակից փոքր զանգված ունեցող բոլոր աստղերի ճանապարհի վերջն է դանդաղ և հանգիստ անհետացումը: Ինչ վերաբերում է ավելի զանգվածային աստղերին: Տեսանք, որ նրանց կյանքը լի էր բուռն իրադարձություններով։ Բայց բնական հարց է առաջանում՝ ինչպե՞ս են ավարտվում գերնոր աստղերի պայթյունների տեսքով դիտվող հրեշավոր կատակլիզմները։

1054 թվականին երկնքում հուր աստղ փայլատակեց։ Այն երևում էր երկնքում նույնիսկ ցերեկը և միայն մի քանի ամիս անց դուրս եկավ։ Այսօր մենք տեսնում ենք այս աստղային աղետի մնացորդները Մեսյեի միգամածության կատալոգում M1 նշանակված վառ օպտիկական օբյեկտի տեսքով: Սա հայտնի է Խեցգետնի միգամածություն- գերնոր աստղի պայթյունի մնացորդ:

Մեր դարի 40-ական թվականներին ամերիկացի աստղագետ Վ.Բաադեն սկսեց ուսումնասիրել կենտրոնական մաս«Խեցգետին»՝ միգամածության կենտրոնում գերնոր աստղային պայթյունից աստղային մնացորդ գտնելու նպատակով։ Ի դեպ, «խեցգետին» անվանումն այս օբյեկտին տվել է 19-րդ դարում անգլիացի աստղագետ Լորդ Ռոսը։ Բաադեն գտել է աստղային մնացորդի թեկնածու՝ 17տ աստղանիշի տեսքով։

Բայց աստղագետի բախտը չբերեց, նա չուներ համապատասխան սարքավորումներ մանրամասն ուսումնասիրության համար, և, հետևաբար, նա չէր կարող նկատել, որ այս աստղը փայլատակում էր և թրթռում: Եթե ​​այս պայծառության պուլսացիաների ժամանակաշրջանը լիներ ոչ թե 0,033 վայրկյան, այլ, ասենք, մի քանի վայրկյան, ապա Բաադեն, անկասկած, դա նկատած կլիներ, և այդ դեպքում առաջին պուլսարի հայտնաբերման պատիվը չէր պատկանի Ա. Հյուիշին և Դ. Բելլին։

Մոտ տասը տարի առաջ, երբ Բաադեն իր աստղադիտակն ուղղեց դեպի կենտրոնը Խեցգետնի միգամածություն, տեսական ֆիզիկոսները սկսեցին ուսումնասիրել նյութի վիճակը սպիտակ թզուկների խտությունը գերազանցող խտության դեպքում (106 - 107 գ/սմ3)։ Այս հարցի նկատմամբ հետաքրքրությունն առաջացել է աստղերի էվոլյուցիայի վերջին փուլերի խնդրի հետ կապված։ Հետաքրքիր է, որ այս գաղափարի համահեղինակներից մեկը նույն Բաադեն էր, ով նեյտրոնային աստղի գոյության փաստը կապեց գերնոր աստղի պայթյունի հետ։

Եթե ​​նյութը սեղմվում է սպիտակ թզուկների խտությունից ավելի մեծ խտությամբ, սկսվում են այսպես կոչված նեյտրոնացման գործընթացները։ Աստղի ներսում հրեշավոր ճնշումը էլեկտրոններին «քշում է» դեպի ատոմային միջուկներ։ IN նորմալ պայմաններմիջուկը, որը կլանել է էլեկտրոնները, անկայուն կլինի, քանի որ այն պարունակում է նեյտրոնների ավելցուկ: Սակայն կոմպակտ աստղերի դեպքում դա այդպես չէ։ Երբ աստղի խտությունը մեծանում է, դեգեներացված գազի էլեկտրոնները աստիճանաբար կլանում են միջուկները, և աստղը կամաց-կամաց վերածվում է հսկայի։ նեյտրոնային աստղ- մի կաթիլ: Այլասերված էլեկտրոնային գազը փոխարինվում է այլասերված նեյտրոնային գազով՝ 1014-1015 գ/սմ3 խտությամբ։ Այլ կերպ ասած, նեյտրոնային աստղի խտությունը միլիարդավոր անգամ ավելի մեծ է, քան սպիտակ թզուկինը:

Երկար ժամանակ աստղի այս հրեշավոր կոնֆիգուրացիան համարվում էր տեսաբանների մտքի խաղ։ Ավելի քան երեսուն տարի պահանջվեց, որպեսզի բնությունը հաստատի այս հիանալի կանխատեսումը: Նույն 30-ականներին կատարվեց ևս մեկ կարևոր հայտնագործություն, որը որոշիչ ազդեցություն ունեցավ աստղերի էվոլյուցիայի ողջ տեսության վրա։ Չանդրասեխարը և Լ. Լանդաուն հաստատել են, որ աստղի համար, որը սպառել է միջուկային էներգիայի իր աղբյուրները, գոյություն ունի որոշակի սահմանափակող զանգված, երբ աստղը դեռ կայուն է: Այս զանգվածում դեգեներացված գազի ճնշումը դեռևս ի վիճակի է դիմակայել ծանրության ուժերին: Որպես հետևանք, այլասերված աստղերի զանգվածը (սպիտակ թզուկներ, նեյտրոնային աստղեր) ունի վերջավոր սահման (Չանդրասեխարի սահման), որի գերազանցումը առաջացնում է աստղի աղետալի սեղմում, նրա փլուզում։

Նկատի ունեցեք, որ եթե աստղի միջուկի զանգվածը 1,2 Մ-ից 2,4 Մ է, ապա այդպիսի աստղի էվոլյուցիայի վերջնական «արտադրանքը» պետք է լինի նեյտրոնային աստղը: 1,2 Մ-ից պակաս միջուկային զանգվածով, էվոլյուցիան, ի վերջո, կհանգեցնի սպիտակ թզուկի ծնունդին:

Ի՞նչ է նեյտրոնային աստղը: Մենք գիտենք նրա զանգվածը, գիտենք նաև, որ այն բաղկացած է հիմնականում նեյտրոններից, որոնց չափերը նույնպես հայտնի են։ Այստեղից հեշտ է որոշել աստղի շառավիղը։ Պարզվում է՝ մոտ է... 10 կիլոմետր! Նման օբյեկտի շառավիղը որոշելն իսկապես դժվար չէ, բայց շատ դժվար է պատկերացնել, որ Արեգակի զանգվածին մոտ զանգված կարող է տեղադրվել մի առարկայի մեջ, որի տրամագիծը մի փոքր ավելի մեծ է, քան Մոսկվայի Պրոֆսոյուզնայա փողոցի երկարությունը: Սա հսկա միջուկային կաթիլ է, տարրի գերմիջուկ, որը չի տեղավորվում ոչ մեկի մեջ պարբերական համակարգերև ունի անսպասելի, յուրօրինակ կառուցվածք։

Նեյտրոնային աստղի նյութը գերհեղուկ հեղուկի հատկություններ ունի։ Այս փաստին առաջին հայացքից դժվար է հավատալ, բայց դա այդպես է։ Նյութը, սեղմված մինչև հրեշավոր խտության, որոշ չափով հիշեցնում է հեղուկ հելիում։ Բացի այդ, չպետք է մոռանալ, որ նեյտրոնային աստղի ջերմաստիճանը մոտ միլիարդ աստիճան է, և, ինչպես գիտենք, գերհոսքը ցամաքային պայմաններըհայտնվում է միայն ծայրահեղ ցածր ջերմաստիճանի դեպքում:

Ճիշտ է, ջերմաստիճանը հատուկ դեր չի խաղում բուն նեյտրոնային աստղի վարքագծի մեջ, քանի որ դրա կայունությունը որոշվում է դեգեներատիվ նեյտրոնային գազի՝ հեղուկի ճնշմամբ: Նեյտրոնային աստղի կառուցվածքը շատ առումներով նման է մոլորակի կառուցվածքին։ Բացի «թաղանթից», որը բաղկացած է գերհաղորդիչ հեղուկի զարմանալի հատկություններով նյութից, նման աստղն ունի մոտ մեկ կիլոմետր հաստությամբ բարակ, կոշտ կեղև: Ենթադրվում է, որ կեղևն ունի յուրահատուկ բյուրեղային կառուցվածք։ Յուրահատուկ, քանի որ, ի տարբերություն մեզ հայտնի բյուրեղների, որտեղ բյուրեղի կառուցվածքը կախված է կոնֆիգուրացիայից. էլեկտրոնային պատյաններատոմ, նեյտրոնային աստղի ընդերքում ատոմային միջուկները զուրկ են էլեկտրոններից։ Հետևաբար, դրանք ձևավորում են երկաթի, պղնձի, ցինկի խորանարդ վանդակաճաղեր հիշեցնող վանդակ, բայց, համապատասխանաբար, անչափ ավելի բարձր խտությամբ: Հաջորդը գալիս է թիկնոցը, որի հատկությունների մասին մենք արդեն խոսել ենք։ Նեյտրոնային աստղի կենտրոնում խտությունը հասնում է 1015 գրամի մեկ խորանարդ սանտիմետրի վրա։ Այլ կերպ ասած, նման աստղից ստացված նյութի մեկ թեյի գդալը կշռում է միլիարդավոր տոննա: Ենթադրվում է, որ նեյտրոնային աստղի կենտրոնում տեղի է ունենում շարունակական կրթությունբոլորը հայտնի են միջուկային ֆիզիկայում, ինչպես նաև դեռևս չբացահայտված էկզոտիկ տարրական մասնիկներ.

Նեյտրոնային աստղերը բավականին արագ սառչում են։ Հաշվարկները ցույց են տալիս, որ առաջին տասը-հարյուր հազար տարիների ընթացքում ջերմաստիճանը մի քանի միլիարդից իջնում ​​է հարյուր միլիոնավոր աստիճանի: Նեյտրոնային աստղերն արագ են պտտվում, և դա հանգեցնում է մի շարք շատ հետաքրքիր հետևանքների։ Ի դեպ, աստղի փոքր չափերն են, որոնք թույլ են տալիս նրան անձեռնմխելի մնալ արագ պտույտի ժամանակ։ Եթե ​​նրա տրամագիծը լիներ ոչ թե 10, այլ, ասենք, 100 կիլոմետր, ապա այն ուղղակի կպոկվեր կենտրոնաձիգ ուժերով։

Մենք արդեն խոսել ենք պուլսարների հայտնաբերման հետաքրքիր պատմության մասին։ Անմիջապես առաջ քաշվեց այն գաղափարը, որ պուլսարը արագ պտտվող նեյտրոնային աստղ է, քանի որ աստղային բոլոր հայտնի կոնֆիգուրացիաներից միայն այն կարող էր կայուն մնալ՝ պտտվելով մեծ արագությամբ։ Պուլսարների ուսումնասիրությունն էր, որը հնարավորություն տվեց գալ ուշագրավ եզրակացության, որ տեսաբանների կողմից «գրչի ծայրին» հայտնաբերված նեյտրոնային աստղերը իրականում գոյություն ունեն բնության մեջ և դրանք առաջանում են գերնոր աստղերի պայթյունների արդյունքում: Օպտիկական տիրույթում դրանք հայտնաբերելու դժվարություններն ակնհայտ են, քանի որ նրանց փոքր տրամագծի պատճառով նեյտրոնային աստղերի մեծ մասը հնարավոր չէ տեսնել առավելագույնը: հզոր աստղադիտակներ, չնայած, ինչպես տեսանք, այստեղ կան բացառություններ՝ պուլսար ին Խեցգետնի միգամածություն.

Այսպիսով, աստղագետները հայտնաբերել են նոր դասառարկաներ - պուլսարներ, արագ պտտվող նեյտրոնային աստղեր։ Բնական հարց է առաջանում՝ ինչո՞վ է պայմանավորված նեյտրոնային աստղի նման արագ պտույտը, իրականում ինչու՞ այն պետք է հսկայական արագությամբ պտտվի իր առանցքի շուրջ։

Այս երեւույթի պատճառը պարզ է. Մենք լավ գիտենք, թե ինչպես կարող է չմուշկորդը մեծացնել պտտման արագությունը, երբ ձեռքերը սեղմում է մարմնին ավելի մոտ: Դրանով նա օգտագործում է անկյունային իմպուլսի պահպանման օրենքը։ Այս օրենքը երբեք չի խախտվում, և հենց այս օրենքն է, որ գերնոր աստղի պայթյունի ժամանակ բազմապատիկ ավելացնում է իր մնացորդի՝ պուլսարի պտտման արագությունը։

Իրոք, աստղի փլուզման ժամանակ նրա զանգվածը (այն, ինչ մնում է պայթյունից հետո) չի փոխվում, բայց շառավիղը նվազում է մոտ հարյուր հազար անգամ։ Բայց անկյունային իմպուլսը, որը հավասար է զանգվածի և շառավղով հասարակածային պտույտի արագության արտադրյալին, մնում է նույնը։ Զանգվածը չի փոխվում, հետևաբար արագությունը պետք է ավելանա նույն հարյուր հազար անգամ։

Եկեք նայենք մի պարզ օրինակի. Մեր Արեգակը բավականին դանդաղ է պտտվում իր սեփական առանցքի շուրջ։ Այս ռոտացիայի ժամկետը մոտավորապես 25 օր է։ Այսպիսով, եթե Արևը հանկարծ դառնա նեյտրոնային աստղ, ապա նրա պտույտի շրջանը կնվազի մինչև վայրկյանի տասը հազարերորդ մասը:

Պահպանման օրենքների երկրորդ կարևոր հետևանքն այն է, որ նեյտրոնային աստղերը պետք է շատ ուժեղ մագնիսացված լինեն: Իրականում, ցանկացած բնական գործընթացում մենք չենք կարող պարզապես ոչնչացնել մագնիսական դաշտը (եթե այն արդեն գոյություն ունի): Մագնիսական դաշտի գծերը հավերժ կապված են աստղային նյութի հետ, որն ունի գերազանց էլեկտրական հաղորդունակություն: Աստղի մակերեսի մագնիսական հոսքի մեծությունը հավասար է ինտենսիվության մեծության արտադրյալին մագնիսական դաշտըաստղի շառավիղի մեկ քառակուսի: Այս արժեքը խիստ հաստատուն է: Այդ իսկ պատճառով, երբ աստղը կծկվում է, մագնիսական դաշտը պետք է շատ ուժեղ աճի։ Եկեք մանրամասն խոսենք այս երևույթի մասին, քանի որ հենց այս երևույթն է որոշում պուլսարների զարմանալի հատկություններից շատերը:

Մագնիսական դաշտի ուժգնությունը կարելի է չափել մեր Երկրի մակերևույթի վրա։ Մենք կստանանք մոտ մեկ գաուսի փոքր արժեք։ Լավ ֆիզիկայի լաբորատորիայում կարելի է ձեռք բերել միլիոն գաուսի մագնիսական դաշտեր։ Սպիտակ թզուկների մակերեսի վրա մագնիսական դաշտի ուժգնությունը հասնում է հարյուր միլիոն գաուսի։ Մոտակա դաշտն էլ ավելի ուժեղ է՝ մինչև տասը միլիարդ գաուս: Բայց նեյտրոնային աստղի մակերեսի վրա բնությունը հասնում է բացարձակ ռեկորդի: Այստեղ դաշտի ուժգնությունը կարող է լինել հարյուր հազարավոր միլիարդավոր գաուս: Նման դաշտ պարունակող լիտր տարայի դատարկությունը կկշռեր մոտ հազար տոննա։

Նման ուժեղ մագնիսական դաշտերը չեն կարող չազդել (իհարկե, գրավիտացիոն դաշտի հետ միասին) նեյտրոնային աստղի հարակից նյութի հետ փոխազդեցության բնույթի վրա։ Ի վերջո, մենք դեռ չենք խոսել, թե ինչու են պուլսարները հսկայական ակտիվություն, ինչու են ռադիոալիքներ արձակում։ Եվ ոչ միայն ռադիոալիքները։ Այսօր աստղաֆիզիկոսները քաջատեղյակ են միայն երկուական համակարգերում նկատվող ռենտգենյան պուլսարների, արտասովոր հատկություններով գամմա-ճառագայթների աղբյուրների, այսպես կոչված, ռենտգենյան պուլսարների մասին:

Նեյտրոնային աստղի նյութի հետ փոխազդեցության տարբեր մեխանիզմները պատկերացնելու համար դիմենք նեյտրոնային աստղերի հետ նեյտրոնային աստղերի փոխազդեցության եղանակների դանդաղ փոփոխությունների ընդհանուր տեսությանը։ միջավայրը. Եկեք համառոտ դիտարկենք նման էվոլյուցիայի հիմնական փուլերը: Նեյտրոնային աստղերը՝ գերնոր աստղերի պայթյունների մնացորդները, սկզբում շատ արագ պտտվում են 10 -2 - 10 -3 վայրկյան ժամանակահատվածով: Այսպիսի արագ պտույտով աստղը արձակում է ռադիոալիքներ, էլեկտրամագնիսական ճառագայթում և մասնիկներ։

Ամենաներից մեկը զարմանալի հատկություններպուլսարները նրանց ճառագայթման հրեշավոր ուժն է, միլիարդավոր անգամ ավելի մեծ, քան աստղերի ներսից ստացվող ճառագայթման ուժը: Օրինակ՝ «Խեցգետնի» մեջ պուլսարի ռադիոարտանետման հզորությունը հասնում է 1031 Էրգ/վրկ-ի, օպտիկայի մեջ՝ 1034 Էրգ/վրկ, ինչը շատ ավելին է, քան Արեգակի արտանետման հզորությունը։ Այս պուլսարն ավելի շատ է արձակում ռենտգենյան և գամմա ճառագայթների տիրույթում:

Ինչպե՞ս են աշխատում այս բնական էներգիայի գեներատորները: Բոլոր ռադիոպուլսարներն ունեն մեկ ընդհանուր հատկություն, որը ծառայեց որպես նրանց գործողության մեխանիզմի բացահայտման բանալին: Այս հատկությունը կայանում է նրանում, որ զարկերակային արտանետման ժամանակահատվածը չի մնում հաստատուն, այն կամաց-կամաց մեծանում է։ Հարկ է նշել, որ պտտվող նեյտրոնային աստղերի այս հատկությունը սկզբում կանխատեսվել է տեսաբանների կողմից, իսկ հետո շատ արագ հաստատվել է փորձարարական եղանակով։ Այսպիսով, 1969 թվականին պարզվեց, որ «Խեցգետնի» պուլսարային իմպուլսների արտանետման ժամանակաշրջանը օրական աճում է 36 միլիարդերորդ վայրկյանով։

Մենք հիմա չենք խոսի այն մասին, թե ինչպես են չափվում այդքան կարճ ժամանակահատվածները։ Մեզ համար կարևորը իմպուլսների միջև ընկած ժամանակահատվածի ավելացման փաստն է, որն, ի դեպ, հնարավորություն է տալիս գնահատել պուլսարների տարիքը։ Բայց այնուամենայնիվ, ինչու է պուլսարը ռադիոհաղորդման իմպուլսներ արձակում: Այս երեւույթը ոչ մի ամբողջական տեսության շրջանակներում ամբողջությամբ չի բացատրվել։ Բայց երեւույթի որակական պատկերը, այնուամենայնիվ, կարելի է գծել։

Բանն այն է, որ նեյտրոնային աստղի պտտման առանցքը չի համընկնում նրա մագնիսական առանցքի հետ։ Էլեկտրադինամիկայից քաջ հայտնի է, որ եթե մագնիսը վակուումում պտտվում է առանցքի շուրջը, որը չի համընկնում մագնիսականի հետ, ապա էլեկտրամագնիսական ճառագայթումը կառաջանա հենց մագնիսի պտտման հաճախականությամբ։ Միեւնույն ժամանակ, մագնիսի պտտման արագությունը կդանդաղի: Սա հասկանալի է ընդհանուր նկատառումներից, քանի որ եթե արգելակումը տեղի չունենար, մենք պարզապես կունենայինք հավերժ շարժման մեքենա:

Այսպիսով, մեր հաղորդիչը ռադիո իմպուլսների էներգիան վերցնում է աստղի պտույտից, և նրա մագնիսական դաշտը նման է մեքենայի շարժիչ գոտու։ Իրական գործընթացը շատ ավելի բարդ է, քանի որ վակուումում պտտվող մագնիսը միայն մասամբ է պուլսարի անալոգը: Ի վերջո, նեյտրոնային աստղը չի պտտվում վակուումում, այն շրջապատված է հզոր մագնիտոսֆերայով, պլազմային ամպով, և սա լավ հաղորդիչ է, որն իր սեփական ճշգրտումները կատարում է պարզ և բավականին սխեմատիկ նկարում, որը մենք նկարել ենք: Պուլսարի մագնիսական դաշտի հարակից մագնիսոլորտի հետ փոխազդեցության արդյունքում ձևավորվում են ուղղորդված ճառագայթման նեղ ճառագայթներ, որոնք «աստղերի» բարենպաստ դիրքով կարող են դիտվել գալակտիկայի տարբեր մասերում, մասնավորապես՝ Երկրի վրա։ .

Ռադիոպուլսարի արագ պտույտը իր կյանքի սկզբում առաջացնում է ոչ միայն ռադիոհաղորդում։ Էներգիայի զգալի մասը տարվում է նաև հարաբերական մասնիկներով։ Քանի որ պուլսարի պտտման արագությունը նվազում է, ճառագայթման ճնշումը նվազում է։ Նախկինում ճառագայթումը պլազման հեռացրել էր պուլսարից։ Այժմ շրջապատող նյութը սկսում է ընկնել աստղի վրա և մարել նրա ճառագայթումը։ Այս գործընթացը կարող է հատկապես արդյունավետ լինել, եթե պուլսարը երկուական համակարգի մի մասն է: Նման համակարգում, հատկապես, եթե այն բավական մոտ է, պուլսարը քաշում է «նորմալ» ուղեկցողի նյութը իր վրա:

Եթե ​​պուլսարը երիտասարդ է և էներգիայով լի, նրա ռադիոհաղորդումը դեռևս կարող է «թափանցել» դիտորդին: Սակայն հին պուլսարն այլևս ի վիճակի չէ պայքարել կուտակումների դեմ, և այն «մարում է» աստղը: Քանի որ պուլսարի պտույտը դանդաղում է, սկսում են ի հայտ գալ այլ ուշագրավ գործընթացներ։ Քանի որ նեյտրոնային աստղի գրավիտացիոն դաշտը շատ հզոր է, նյութի կուտակումը ռենտգենյան ճառագայթների տեսքով զգալի քանակությամբ էներգիա է թողարկում։ Եթե ​​երկուական համակարգում սովորական ուղեկիցը զգալի քանակությամբ նյութ է հատկացնում պուլսարին՝ մոտավորապես 10 -5 - 10 -6 Մ տարեկան, ապա նեյտրոնային աստղը կդիտարկվի ոչ թե որպես ռադիոպուլսար, այլ որպես ռենտգենյան պուլսար:

Բայց սա դեռ ամենը չէ։ Որոշ դեպքերում, երբ նեյտրոնային աստղի մագնիտոսֆերան մոտ է իր մակերեսին, նյութը սկսում է կուտակվել այնտեղ՝ ձևավորելով աստղի մի տեսակ պատյան։ Այս թաղանթում կարող են բարենպաստ պայմաններ ստեղծվել ջերմամիջուկային ռեակցիաների առաջացման համար, այնուհետև մենք կարող ենք տեսնել ռենտգենյան պայթուցիկ երկնքում (սկսած. Անգլերեն բառպոռթկում - «ֆլռում»):

Փաստորեն, այս գործընթացը մեզ համար չպետք է անսպասելի թվա, մենք դրա մասին արդեն խոսել ենք սպիտակ թզուկների հետ կապված։ Այնուամենայնիվ, սպիտակ թզուկի և նեյտրոնային աստղի մակերևույթի պայմանները շատ տարբեր են, և, հետևաբար, ռենտգենյան ճառագայթները բացահայտորեն կապված են նեյտրոնային աստղերի հետ: Թերմո միջուկային պայթյուններմեր կողմից դիտվում են ռենտգենյան բռնկումների և, հնարավոր է, գամմա-ճառագայթների տեսքով։ Իրոք, որոշ գամմա-ճառագայթների պայթյուններ կարող են առաջանալ նեյտրոնային աստղերի մակերևույթի ջերմամիջուկային պայթյունների հետևանքով։

Բայց վերադառնանք ռենտգենյան պուլսարներին։ Նրանց ճառագայթման մեխանիզմը, բնականաբար, բոլորովին տարբերվում է պայթուցիկներից։ Միջուկային էներգիայի աղբյուրներն այստեղ այլեւս դեր չեն խաղում։ Նեյտրոնային աստղի կինետիկ էներգիան նույնպես չի կարող համադրվել դիտողական տվյալների հետ:

Որպես օրինակ վերցնենք ռենտգենյան աղբյուրը Centaurus X-1: Նրա հզորությունը 10 erg/վրկ է։ Ուստի այս էներգիայի պաշարը կարող էր բավարարել միայն մեկ տարվա համար։ Բացի այդ, միանգամայն ակնհայտ է, որ աստղի պտտման ժամանակահատվածն այս դեպքում պետք է ավելանա։ Այնուամենայնիվ, շատ ռենտգենյան պուլսարների համար, ի տարբերություն ռադիոպուլսարների, իմպուլսների միջև ընկած ժամանակահատվածը նվազում է ժամանակի ընթացքում: Սա նշանակում է, որ այստեղ խնդիրը պտտման կինետիկ էներգիան չէ։ Ինչպե՞ս են աշխատում ռենտգենյան պուլսարները:

Հիշում ենք, որ դրանք դրսևորվում են երկակի համակարգերում։ Հենց այնտեղ է, որ ակրեցիոն գործընթացները հատկապես արդյունավետ են։ Արագությունը, որով նյութն ընկնում է նեյտրոնային աստղի վրա, կարող է հասնել լույսի արագության մեկ երրորդի (վայրկյանում 100 հազար կիլոմետր): Այնուհետև նյութի մեկ գրամը կազատի 1020 Էրգ էներգիա: Իսկ 1037 Էրգ/վրկ էներգիայի արտանետում ապահովելու համար անհրաժեշտ է, որ նյութի հոսքը դեպի նեյտրոնային աստղ լինի 1017 գրամ վայրկյանում։ Սա, ընդհանուր առմամբ, շատ չէ, տարեկան Երկրի զանգվածի մեկ հազարերորդ մասը:

Նյութերի մատակարարը կարող է լինել օպտիկական ուղեկից: Գազի հոսքը շարունակաբար կհոսի իր մակերեսի մի մասից դեպի նեյտրոնային աստղ: Այն կմատակարարի ինչպես էներգիա, այնպես էլ նյութ նեյտրոնային աստղի շուրջ ձևավորված ակրեցիոն սկավառակին:

Քանի որ նեյտրոնային աստղն ունի հսկայական մագնիսական դաշտ, գազը «կհոսի» մագնիսական դաշտի գծերով դեպի բևեռներ: Հենց այնտեղ, ընդամենը մեկ կիլոմետրի չափի համեմատաբար փոքր «կետերում», տեղի են ունենում հզոր ռենտգենյան ճառագայթման ստեղծման մեծածավալ գործընթացներ։ Ռենտգենյան ճառագայթներն արտանետվում են պուլսարի մագնիսական դաշտում շարժվող հարաբերական և սովորական էլեկտրոններից։ Նրա վրա ընկնող գազը կարող է նաև «սնուցել» նրա պտույտը։ Այդ իսկ պատճառով հենց ռենտգենյան պուլսարներում մի շարք դեպքերում նկատվում է պտտման շրջանի նվազում։

Երկուական համակարգերում ընդգրկված ռենտգենյան աղբյուրները տիեզերքի ամենաուշագրավ երեւույթներից են: Դրանք քիչ են, հավանաբար հարյուրից ոչ ավելի մեր Գալակտիկայում, բայց դրանց նշանակությունը հսկայական է ոչ միայն տեսակետից, մասնավորապես I տիպը հասկանալու համար։ Երկուական համակարգերը ապահովում են նյութի աստղից աստղ հոսելու ամենաբնական և արդյունավետ միջոցը, և հենց այստեղ (աստղերի զանգվածի համեմատաբար արագ փոփոխության պատճառով) մենք կարող ենք հանդիպել: տարբեր տարբերակներ«արագացված» էվոլյուցիա.

Մեկ այլ հետաքրքիր նկատառում. Մենք գիտենք, թե որքան դժվար, գրեթե անհնար է գնահատել մեկ աստղի զանգվածը: Բայց քանի որ նեյտրոնային աստղերը երկուական համակարգերի մաս են կազմում, կարող է պարզվել, որ վաղ թե ուշ հնարավոր կլինի էմպիրիկորեն (և սա չափազանց կարևոր է) որոշել նեյտրոնային աստղի առավելագույն զանգվածը, ինչպես նաև ուղղակի տեղեկատվություն ստանալ դրա ծագման մասին: .

Ներածություն

Իր պատմության ընթացքում մարդկությունը չի դադարել տիեզերքը հասկանալու փորձերից: Տիեզերքը գոյություն ունեցող ամեն ինչի ամբողջությունն է, այս մասնիկների միջև տարածության բոլոր նյութական մասնիկները: Ժամանակակից պատկերացումների համաձայն՝ Տիեզերքի տարիքը մոտ 14 միլիարդ տարի է։

Տիեզերքի տեսանելի մասի չափը մոտավորապես 14 միլիարդ լուսային տարի է (մեկ լուսային տարին այն հեռավորությունն է, որը լույսը մեկ տարում անցնում է վակուումում): Որոշ գիտնականներ Տիեզերքի տարածությունը գնահատում են 90 միլիարդ լուսային տարի: Նման հսկայական հեռավորությունների շահագործումը հարմար դարձնելու համար օգտագործվում է Parsec կոչվող արժեքը: Պարսեկը այն հեռավորությունն է, որից Երկրի ուղեծրի միջին շառավիղը՝ տեսողության գծին ուղղահայաց, տեսանելի է մեկ աղեղնության անկյան տակ։ 1 պարսեկ = 3,2616 լուսային տարի:

Տիեզերքում կան հսկայական թվով տարբեր առարկաներ, որոնց անունները շատերին ծանոթ են, ինչպիսիք են մոլորակները և արբանյակները, աստղերը, սև խոռոչները և այլն: Աստղերը շատ բազմազան են իրենց պայծառությամբ, չափերով, ջերմաստիճանով և այլ պարամետրերով: Աստղերը ներառում են այնպիսի առարկաներ, ինչպիսիք են սպիտակ թզուկները, նեյտրոնային աստղերը, հսկաները և գերհսկաները, քվազարները և պուլսարները: Հատուկ հետաքրքրություն են ներկայացնում գալակտիկաների կենտրոնները։ Ժամանակակից պատկերացումների համաձայն՝ սեւ խոռոչը հարմար է գալակտիկայի կենտրոնում գտնվող օբյեկտի դերին։ Սև անցքերը աստղերի էվոլյուցիայի արդյունք են, որոնք յուրահատուկ են իրենց հատկություններով: Սև խոռոչների գոյության փորձնական հավաստիությունը կախված է հարաբերականության ընդհանուր տեսության վավերականությունից։

Բացի գալակտիկաներից, տիեզերքը լցված է միգամածություններով (միջաստղային ամպեր, որոնք բաղկացած են փոշուց, գազից և պլազմայից), տիեզերական միկրոալիքային ֆոնային ճառագայթմամբ, որը թափանցում է ամբողջ տիեզերքը և այլ քիչ ուսումնասիրված առարկաներ։

Նեյտրոնային աստղեր

Նեյտրոնային աստղը աստղագիտական ​​օբյեկտ է, որը աստղերի էվոլյուցիայի վերջնական արտադրանքներից է, որը հիմնականում բաղկացած է նեյտրոնային միջուկից, որը ծածկված է նյութի համեմատաբար բարակ (? 1 կմ) ընդերքով՝ ծանր ատոմային միջուկների և էլեկտրոնների տեսքով։ Նեյտրոնային աստղերի զանգվածները համեմատելի են Արեգակի զանգվածի հետ, սակայն բնորոշ շառավիղը կազմում է ընդամենը 10-20 կիլոմետր։ Ուստի նման աստղի նյութի միջին խտությունը մի քանի անգամ գերազանցում է ատոմային միջուկի խտությունը (որը ծանր միջուկների համար միջինում կազմում է 2,8 * 1017 կգ/մ)։ Նեյտրոնային աստղի հետագա գրավիտացիոն սեղմումը կանխվում է նեյտրոնների փոխազդեցության պատճառով առաջացող միջուկային նյութի ճնշման շնորհիվ:

Շատ նեյտրոնային աստղեր ունեն չափազանց բարձր արագությունռոտացիա, վայրկյանում մինչև հազար պտույտ։ Ենթադրվում է, որ նեյտրոնային աստղերը ծնվում են գերնոր աստղերի պայթյունների ժամանակ։

Ներսում գրավիտացիոն ուժեր նեյտրոնային աստղերհավասարակշռված են այլասերված նեյտրոնային գազի ճնշմամբ, նեյտրոնային աստղի զանգվածի առավելագույն արժեքը սահմանվում է Օպենհայմեր-Վոլկովի սահմանով, որի թվային արժեքը կախված է նյութի վիճակի (դեռևս վատ հայտնի) հավասարումից։ աստղի միջուկը. Տեսական նախադրյալներ կան, որ խտության էլ ավելի մեծ աճով հնարավոր է նեյտրոնային աստղերի քվարկների վերածումը։

Նեյտրոնային աստղերի մակերևույթի մագնիսական դաշտը հասնում է 1012-1013 Գ արժեքի (Գաուսը մագնիսական ինդուկցիայի չափման միավոր է), և հենց նեյտրոնային աստղերի մագնիսոլորտներում տեղի ունեցող գործընթացներն են պատասխանատու պուլսարների ռադիոհաղորդման համար։ 1990-ականներից ի վեր որոշ նեյտրոնային աստղեր ճանաչվել են որպես մագնիսներ՝ 1014 Գաուսի կամ ավելի բարձր մագնիսական դաշտերով աստղեր։ Նման դաշտերը (գերազանցելով «կրիտիկական» արժեքը 4,414 1013 Գ, որի դեպքում էլեկտրոնի փոխազդեցության էներգիան մագնիսական դաշտի հետ գերազանցում է նրա հանգստի էներգիան) ներկայացնում են որակապես նոր ֆիզիկա, քանի որ հատուկ հարաբերական էֆեկտներ, ֆիզիկական վակուումի բևեռացում և այլն: նշանակալից դառնալ։

Նեյտրոնային աստղերի դասակարգում

Նեյտրոնային աստղերի փոխազդեցությունը շրջակա նյութի հետ և, որպես հետևանք, դրանց դիտողական դրսևորումները բնութագրող երկու հիմնական պարամետր են պտտման շրջանը և մագնիսական դաշտի մեծությունը։ Ժամանակի ընթացքում աստղը ծախսում է իր պտույտի էներգիան, և նրա պտտման ժամանակահատվածը մեծանում է։ Մագնիսական դաշտը նույնպես թուլանում է։ Այդ պատճառով նեյտրոնային աստղն իր կյանքի ընթացքում կարող է փոխել իր տեսակը։

Էժեկտոր (ռադիոպուլսար) - ուժեղ մագնիսական դաշտեր և կարճ ռոտացիայի շրջան: IN ամենապարզ մոդելըմագնիտոսֆերա, մագնիսական դաշտը պտտվում է ամուր, այսինքն՝ նույնով անկյունային արագություն, որը նույնն է, ինչ բուն նեյտրոնային աստղը։ Որոշակի շառավղով դաշտի պտտման գծային արագությունը մոտենում է լույսի արագությանը։ Այս շառավիղը կոչվում է լուսաբլանի շառավիղ։ Այս շառավղից այն կողմ սովորական դիպոլային դաշտը չի կարող գոյություն ունենալ, ուստի դաշտի ուժգնության գծերը կտրվում են այս կետում: Լիցքավորված մասնիկները, որոնք շարժվում են մագնիսական դաշտի գծերով, կարող են լքել նեյտրոնային աստղը նման ժայռերի միջով և թռչել դեպի անսահմանություն: Այս տիպի նեյտրոնային աստղը արտանետում է (դուրս է նետում) հարաբերական լիցքավորված մասնիկներ, որոնք արձակում են ռադիոտիրույթում։ Դիտորդի համար արտանետիչները նման են ռադիոպուլսարների:

Պտուտակ - պտտման արագությունն այլևս բավարար չէ մասնիկների արտանետման համար, ուստի այդպիսի աստղը չի կարող լինել ռադիոպուլսար: Այնուամենայնիվ, այն դեռևս մեծ է, և մագնիսական դաշտի կողմից գրավված նեյտրոնային աստղը շրջապատող նյութը չի կարող ընկնել, այսինքն՝ նյութի կուտակում տեղի չի ունենում։ Այս տեսակի նեյտրոնային աստղերը գործնականում չունեն դիտելի դրսևորումներ և վատ են ուսումնասիրված:

Ակրետոր (ռենտգենյան պուլսար) - պտտման արագությունն այնքան է նվազում, որ այժմ ոչինչ չի խանգարում նյութին ընկնել նման նեյտրոնային աստղի վրա: Պլազման, ընկնելով, շարժվում է մագնիսական դաշտի գծերով և հարվածում է պինդ մակերեսին նեյտրոնային աստղի բևեռների շրջանում՝ տաքանալով մինչև տասնյակ միլիոնավոր աստիճաններ։ Նյութը տաքացվում է այնպիսի մի բարձր ջերմաստիճաններ, փայլում է ռենտգենյան տիրույթում։ Տարածքը, որտեղ ընկնող նյութը բախվում է աստղի մակերեսին, շատ փոքր է՝ ընդամենը մոտ 100 մետր: Աստղի պտույտի պատճառով այս տաք կետը պարբերաբար անհետանում է տեսադաշտից, որը դիտորդն ընկալում է որպես պուլսացիաներ։ Նման առարկաները կոչվում են ռենտգենյան պուլսարներ։

Georotator - նման նեյտրոնային աստղերի պտտման արագությունը ցածր է և չի խոչընդոտում ավելացմանը: Բայց մագնիտոսֆերայի չափերն այնպիսին են, որ պլազման կանգ է առնում մագնիսական դաշտի կողմից՝ նախքան գրավիտացիայի ուժով գրավելը: Նման մեխանիզմ է գործում Երկրի մագնիտոսֆերայում, ինչի պատճառով էլ այս տեսակն ստացել է իր անվանումը:

Նեյտրոնային աստղ
Նեյտրոնային աստղ

Նեյտրոնային աստղ - գերխիտ աստղ, որը ձևավորվել է գերնոր աստղի պայթյունի արդյունքում: Նեյտրոնային աստղի նյութը հիմնականում բաղկացած է նեյտրոններից։
Նեյտրոնային աստղն ունի միջուկային խտություն (10 14 -10 15 գ/սմ 3) և 10-20 կմ տիպիկ շառավիղ։ Նեյտրոնային աստղի հետագա գրավիտացիոն սեղմումը կանխվում է նեյտրոնների փոխազդեցության պատճառով առաջացող միջուկային նյութի ճնշման շնորհիվ: Զգալիորեն ավելի խիտ նեյտրոնային գազի այս ճնշումը կարող է գրավիտացիոն փլուզումից զերծ պահել մինչև 3 մ զանգվածները: Այսպիսով, նեյտրոնային աստղի զանգվածը տատանվում է (1,4-3)M միջակայքում։

Բրինձ. 1. 1.5M զանգվածով և R=16 կմ շառավղով նեյտրոնային աստղի խաչմերուկը։ Ρ խտությունը նշված է աստղի տարբեր մասերում g/cm 3-ով:

Գերնոր աստղի փլուզման ժամանակ արտադրված նեյտրինոները արագ սառեցնում են նեյտրոնային աստղը։ Ենթադրվում է, որ նրա ջերմաստիճանը կնվազի 10 11-ից մինչև 10 9 Կ 100 վրկ-ի ընթացքում: Այնուհետեւ սառեցման արագությունը նվազում է: Այնուամենայնիվ, այն բարձր է տիեզերական մասշտաբով: Ջերմաստիճանի նվազում 10 9-ից մինչև 10 8 Կ տեղի է ունենում 100 տարում, իսկ մինչև 10 6 Կ՝ միլիոն տարում:
Հայտնի է մոտավորապես 1200 օբյեկտ, որոնք դասակարգվում են որպես նեյտրոնային աստղեր։ Դրանցից մոտ 1000-ը գտնվում են մեր գալակտիկայում: 1,5 մ զանգվածով և 16 կմ շառավղով նեյտրոնային աստղի կառուցվածքը ներկայացված է Նկ. 1. I – խիտ փաթեթավորված ատոմների բարակ արտաքին շերտ: II շրջանը ատոմային միջուկների և այլասերված էլեկտրոնների բյուրեղային ցանց է։ III շրջանը նեյտրոններով գերհագեցված ատոմային միջուկների պինդ շերտ է։ IV – հեղուկ միջուկ, որը բաղկացած է հիմնականում այլասերված նեյտրոններից։ V շրջանը կազմում է նեյտրոնային աստղի հադրոնային միջուկը։ Բացի նուկլեոններից, այն կարող է պարունակել պիոններ և հիպերոններ։ Նեյտրոնային աստղի այս հատվածում հնարավոր է նեյտրոնային հեղուկի անցումը պինդ բյուրեղային վիճակի, պիոնային կոնդենսատի առաջացում և քվարկ-գլյուոն և հիպերոն պլազմայի առաջացում։ Ներկայումս պարզվում են նեյտրոնային աստղի կառուցվածքի որոշակի մանրամասներ։
Հայտնաբերել նեյտրոնային աստղերը օպտիկական մեթոդներդժվար է իր փոքր չափերի և ցածր պայծառության պատճառով: 1967 թվականին Է. Հյուիշը և Ջ. Բելը (Քեմբրիջի համալսարան) հայտնաբերեցին պարբերական ռադիոհաղորդման տիեզերական աղբյուրներ՝ պուլսարներ։ Պուլսարային ռադիո իմպուլսների կրկնման ժամանակաշրջանները խիստ հաստատուն են և պուլսարների մեծ մասի համար տատանվում են 10-2-ից մինչև մի քանի վայրկյան: Պուլսարները պտտվող նեյտրոնային աստղեր են։ Միայն նեյտրոնային աստղերի հատկություններով կոմպակտ օբյեկտները կարող են պահպանել իրենց ձևը՝ առանց պտտվելու նման արագությամբ փլուզվելու։ Անկյունային իմպուլսի և մագնիսական դաշտի պահպանումը գերնոր աստղի փլուզման և նեյտրոնային աստղի ձևավորման ժամանակ հանգեցնում է արագ պտտվող պուլսարների ծնունդին՝ 10 10 – 10 14 Գ շատ ուժեղ մագնիսական դաշտով: Մագնիսական դաշտը պտտվում է նեյտրոնային աստղի հետ միասին, սակայն այս դաշտի առանցքը չի համընկնում աստղի պտտման առանցքի հետ։ Այս պտույտով աստղից ստացվող ռադիոհաղորդումը փարոսի ճառագայթի պես սահում է Երկրով մեկ: Ամեն անգամ, երբ ճառագայթը հատում է Երկիրը և հարվածում Երկրի վրա գտնվող դիտորդին, ռադիոաստղադիտակը հայտնաբերում է ռադիոհաղորդման կարճ զարկերակ: Նրա կրկնության հաճախականությունը համապատասխանում է նեյտրոնային աստղի պտտման ժամանակաշրջանին։ Նեյտրոնային աստղի ճառագայթումը տեղի է ունենում, երբ աստղի մակերևույթից լիցքավորված մասնիկները (էլեկտրոնները) շարժվում են դեպի դուրս մագնիսական դաշտի գծերով՝ արտանետելով էլեկտրամագնիսական ալիքներ։ Սա առաջին անգամ առաջարկված պուլսարից ռադիոհաղորդման մեխանիզմն է

ՄՈՍԿՎԱ, 28 օգոստոսի – ՌԻԱ Նովոստի.Գիտնականները հայտնաբերել են Արեգակից երկու անգամ մեծ զանգվածով ռեկորդային ծանր նեյտրոնային աստղ՝ ստիպելով նրանց վերանայել մի շարք տեսություններ, մասնավորապես այն տեսությունը, որ նեյտրոնային աստղերի գերխիտ նյութի ներսում կարող են լինել «ազատ» քվարկներ։ մի հոդված, որը հրապարակվել է հինգշաբթի օրը Nature ամսագրում:

Նեյտրոնային աստղը գերնոր աստղի պայթյունից հետո մնացած աստղի «դիակն» է: Դրա չափը չի գերազանցում փոքր քաղաքի չափը, բայց նյութի խտությունը 10-15 անգամ ավելի մեծ է, քան ատոմային միջուկի խտությունը. նեյտրոնային աստղի նյութի «պտղունցը» կշռում է ավելի քան 500 միլիոն տոննա:

Ձգողականությունը էլեկտրոնները «սեղմում է» պրոտոնների՝ դրանք վերածելով նեյտրոնների, ինչի պատճառով էլ նեյտրոնային աստղերն ստացել են իրենց անվանումը։ Մինչև վերջերս գիտնականները կարծում էին, որ նեյտրոնային աստղի զանգվածը չի կարող գերազանցել արևի երկու զանգվածը, քանի որ հակառակ դեպքում գրավիտացիան աստղը «կփլուզի» դեպի սև խոռոչ: Նեյտրոնային աստղերի ինտերիերի վիճակը հիմնականում առեղծված է: Օրինակ՝ քննարկվում է «ազատ» քվարկների և այնպիսի տարրական մասնիկների առկայությունը, ինչպիսիք են K-մեզոնները և հիպերոնները նեյտրոնային աստղի կենտրոնական հատվածներում։

Հետազոտության հեղինակները՝ ամերիկացի գիտնականների խումբը՝ Փոլ Դեմորեստի գլխավորությամբ, ազգային ռադիոաստղադիտարանից, ուսումնասիրել են J1614-2230 կրկնակի աստղը, որը գտնվում է Երկրից երեք հազար լուսային տարի, որի բաղադրիչներից մեկը նեյտրոնային աստղ է, իսկ մյուսը՝ սպիտակ թզուկ։ .

Այս դեպքում նեյտրոնային աստղը պուլսար է, այսինքն՝ աստղ, որը արձակում է ռադիոհաղորդումների նեղ ուղղորդված հոսքեր; աստղի պտույտի արդյունքում ճառագայթման հոսքը կարելի է հայտնաբերել Երկրի մակերևույթից ռադիոաստղադիտակների միջոցով։ տարբեր ժամանակային ընդմիջումներով:

Սպիտակ թզուկը և նեյտրոնային աստղը պտտվում են միմյանց նկատմամբ։ Այնուամենայնիվ, նեյտրոնային աստղի կենտրոնից ռադիոազդանշանի անցման արագության վրա ազդում է սպիտակ թզուկի ձգողականությունը, այն «դանդաղեցնում է» այն։ Գիտնականները, չափելով Երկրի վրա ռադիոազդանշանների ժամանման ժամանակը, կարող են ճշգրիտ որոշել ազդանշանի ուշացման համար «պատասխանատու» օբյեկտի զանգվածը։

«Մենք շատ բախտավոր ենք այս համակարգի հետ: Արագ պտտվող պուլսարը մեզ ազդանշան է տալիս, որը գալիս է կատարյալ դիրքավորված ուղեծրից: Ավելին, մեր սպիտակ թզուկը բավականին մեծ է այս տիպի աստղերի համար: Այս եզակի համակցությունը թույլ է տալիս մեզ լիարժեք օգտվել Շապիրոյի էֆեկտը (ազդանշանի գրավիտացիոն ձգձգումը) և պարզեցնում է չափումները»,- ասում է հոդվածի հեղինակներից մեկը՝ Սքոթ Ռանսոմը:

Երկուական J1614-2230 համակարգը գտնվում է այնպես, որ այն կարելի է դիտարկել գրեթե եզրային, այսինքն՝ ուղեծրի հարթությունում։ Սա հեշտացնում է ճշգրիտ չափել նրա կազմող աստղերի զանգվածը:

Արդյունքում պուլսարի զանգվածը հավասար է 1,97 արեգակնային զանգվածի, ինչը ռեկորդային է դարձել նեյտրոնային աստղերի համար։

«Զանգվածի այս չափումները մեզ ասում են, որ եթե նեյտրոնային աստղի միջուկում ընդհանրապես քվարկներ կան, դրանք չեն կարող «ազատ» լինել, բայց, ամենայն հավանականությամբ, պետք է փոխազդեն միմյանց հետ շատ ավելի ուժեղ, քան «սովորական» աստղերում: ատոմային միջուկներ», - բացատրում է այս հարցով աշխատող աստղաֆիզիկոսների խմբի ղեկավար Ֆերիալ Օզելը Արիզոնայի պետական ​​համալսարանից։

«Ինձ համար զարմանալի է, որ նեյտրոնային աստղի զանգվածի նման պարզ բանը կարող է շատ բան պատմել ֆիզիկայի և աստղագիտության տարբեր ոլորտներում», - ասում է Ռանսոմը:

Աստղաֆիզիկոս Սերգեյ Պոպովը Շտերնբերգի պետական ​​աստղագիտական ​​ինստիտուտից նշում է, որ նեյտրոնային աստղերի ուսումնասիրությունը կարող է կենսական տեղեկատվություն տրամադրել նյութի կառուցվածքի մասին:

«Երկրային լաբորատորիաներում հնարավոր չէ ուսումնասիրել նյութը միջուկայինից շատ ավելի մեծ խտությամբ: Եվ սա շատ կարևոր է հասկանալու համար, թե ինչպես է աշխատում աշխարհը: Բարեբախտաբար, սա խիտ նյութգոյություն ունի նեյտրոնային աստղերի խորքերում։ Այս նյութի հատկությունները որոշելու համար շատ կարևոր է պարզել, թե ինչ առավելագույն զանգված կարող է ունենալ նեյտրոնային աստղը՝ առանց սև խոռոչի վերածվելու»,- ասել է Պոպովը ՌԻԱ Նովոստիին։