Նեյտրոնային աստղերի օրինակներ. Նեյտրոնային աստղեր. ի՞նչ գիտի մարդկությունը այս երևույթի մասին

Օբյեկտներ, որոնց մասին մենք կխոսենքհոդվածում հայտնաբերվել են պատահաբար, թեև գիտնականներ Լանդաու Լ.Դ.-ն և Օպենհայմեր Ռ.-ն կանխագուշակել էին նրանց գոյությունը դեռևս 1930 թվականին: Խոսքը նեյտրոնային աստղերի մասին է։ Այս տիեզերական լուսատուների բնութագրերն ու առանձնահատկությունները կքննարկվեն հոդվածում։

Նեյտրոնը և համանուն աստղը

20-րդ դարի 30-ական թվականներին նեյտրոնային աստղերի գոյության մասին կանխատեսումից հետո և նեյտրոնի հայտնաբերումից հետո (1932 թ.) Բաադ Վ.-ն Զվիկի Ֆ.-ի հետ միասին 1933 թվականին Ամերիկայի ֆիզիկոսների համագումարում հայտարարեց. նեյտրոնային աստղ կոչվող օբյեկտի ձևավորման հնարավորությունը: Սա տիեզերական մարմին է, որը հայտնվում է գերնոր աստղի պայթյունի ժամանակ։

Այնուամենայնիվ, բոլոր հաշվարկները միայն տեսական էին, քանի որ նման տեսությունը գործնականում հնարավոր չէր ապացուցել համապատասխան աստղագիտական ​​սարքավորումների բացակայության և նեյտրոնային աստղի չափազանց փոքր չափերի պատճառով: Սակայն 1960 թվականին սկսեց զարգանալ ռենտգենյան աստղագիտությունը։ Հետո միանգամայն անսպասելիորեն ռադիոդիտումների շնորհիվ հայտնաբերվեցին նեյտրոնային աստղեր։

Բացում

Այս ոլորտում նշանակալից էր 1967թ. Բել Դ.-ն, որպես Huish E.-ի ասպիրանտ, կարողացել է հայտնաբերել տիեզերական օբյեկտ՝ նեյտրոնային աստղ։ Սա ռադիոալիքների իմպուլսների մշտական ​​ճառագայթում արձակող մարմին է: Երևույթը համեմատվել է տիեզերական ռադիոփարոսի հետ՝ շնորհիվ ռադիոփողի նեղ ուղղության, որը գալիս էր շատ արագ պտտվող օբյեկտից։ Փաստն այն է, որ ցանկացած այլ ստանդարտ աստղ չի կարողանա պահպանել իր ամբողջականությունը պտտման այդքան բարձր արագությամբ: Դրան ընդունակ են միայն նեյտրոնային աստղերը, որոնցից առաջինը հայտնաբերվեց PSR B1919+21 պուլսարը։

Զանգվածային աստղերի ճակատագիրը շատ տարբեր է փոքր աստղերից: Նման լուսատուներում գալիս է մի պահ, երբ գազի ճնշումն այլևս չի հավասարակշռում գրավիտացիոն ուժերը։ Նման պրոցեսները հանգեցնում են նրան, որ աստղը սկսում է անսահման փոքրանալ (փլուզվել): Արեգակից 1,5-2 անգամ մեծ աստղային զանգվածի դեպքում փլուզումն անխուսափելի կլինի: Սեղմման գործընթացում աստղային միջուկի ներսում գազը տաքանում է։ Սկզբում ամեն ինչ շատ դանդաղ է լինում։

Փլուզում

Հասնելով որոշակի ջերմաստիճանի՝ պրոտոնը կարող է վերածվել նեյտրինոյի, որոնք անմիջապես հեռանում են աստղից՝ իրենց հետ վերցնելով էներգիա։ Փլուզումը կուժեղանա այնքան ժամանակ, մինչև բոլոր պրոտոնները վերածվեն նեյտրինոյի: Սա ստեղծում է պուլսար կամ նեյտրոնային աստղ։ Սա փլուզվող միջուկ է։

Պուլսարի ձևավորման ժամանակ արտաքին թաղանթն ստանում է սեղմման էներգիա, որն այնուհետև կլինի ավելի քան հազար կմ/վ արագությամբ։ նետված տիեզերք. Սա հարվածային ալիք է ստեղծում, որը կարող է հանգեցնել նոր աստղերի ձևավորման: Այս մեկը միլիարդավոր անգամ ավելի մեծ կլինի բնօրինակից: Այս գործընթացից հետո, մեկ շաբաթից մինչև մեկ ամսվա ընթացքում, աստղը լույս է արձակում մի ամբողջ գալակտիկայից գերազանցող քանակությամբ: Նման երկնային մարմինը կոչվում է գերնոր: Նրա պայթյունը հանգեցնում է միգամածության առաջացման։ Միգամածության կենտրոնում գտնվում է պուլսարը կամ նեյտրոնային աստղը։ Սա, այսպես կոչված, աստղի հետնորդն է, որը պայթել է:

Վիզուալիզացիա

Ամբողջ տիեզերքի խորքերում զարմանալի իրադարձություններ են տեղի ունենում, որոնց թվում է աստղերի բախումը։ Բարդ մաթեմատիկական մոդելի շնորհիվ ՆԱՍԱ-ի գիտնականները կարողացան պատկերացնել հսկայական քանակությամբ էներգիայի խռովությունը և դրանում ներգրավված նյութի այլասերումը: Դիտորդների աչքի առաջ տիեզերական կատակլիզմի անհավանական հզոր պատկեր է ցուցադրվում: Նեյտրոնային աստղերի բախման հավանականությունը շատ մեծ է։ Երկու նման լուսատուների հանդիպումը տիեզերքում սկսվում է գրավիտացիոն դաշտերում նրանց խճճվելուց։ Ունենալով հսկայական զանգված՝ նրանք, այսպես ասած, գրկախառնություններ են փոխանակում։ Բախման ժամանակ տեղի է ունենում հզոր պայթյուն, որն ուղեկցվում է գամմա ճառագայթման աներևակայելի հզոր արտանետմամբ:

Եթե ​​առանձին դիտարկենք նեյտրոնային աստղը, ապա դա գերնոր աստղի պայթյունի մնացորդն է, որում կյանքի ցիկլավարտվում է. Մեռնող աստղի զանգվածը 8-30 անգամ ավելի մեծ է, քան արեգակը: Տիեզերքը հաճախ լուսավորվում է գերնոր աստղերի պայթյուններով: Տիեզերքում նեյտրոնային աստղերի հայտնաբերման հավանականությունը բավականին մեծ է։

Հանդիպում

Հետաքրքիր է, որ երբ հանդիպում են երկու աստղեր, իրադարձությունների զարգացումը միանշանակ չի կարելի կանխատեսել։ Տարբերակներից մեկը նկարագրում է մաթեմատիկական մոդել, առաջարկվել է Տիեզերական թռիչքների կենտրոնի NASA-ի գիտնականների կողմից։ Գործընթացը սկսվում է երկու նեյտրոնային աստղերով, որոնք գտնվում են արտաքին տիեզերքում միմյանցից մոտավորապես 18 կմ հեռավորության վրա: Տիեզերական չափանիշներով Արեգակից 1,5-1,7 անգամ մեծ զանգված ունեցող նեյտրոնային աստղերը համարվում են մանր օբյեկտներ։ Նրանց տրամագիծը տատանվում է 20 կմ-ի սահմաններում։ Ծավալի և զանգվածի միջև այս անհամապատասխանության պատճառով նեյտրոնային աստղն ունի ամենաուժեղ գրավիտացիոն և մագնիսական դաշտը. Պարզապես պատկերացրեք. նեյտրոնային աստղից ստացված նյութի մեկ թեյի գդալը կշռում է այնքան, որքան ամբողջ Էվերեստը:

Դեգեներացիա

Նրա շուրջ նեյտրոնային աստղի անհավատալիորեն բարձր գրավիտացիոն ալիքներն են պատճառը, որ նյութը չի կարող գոյություն ունենալ առանձին ատոմների տեսքով, որոնք սկսում են փլուզվել։ Նյութը ինքնին վերածվում է այլասերված նեյտրոնային նյութի, որի դեպքում նեյտրոնների կառուցվածքը թույլ չի տա աստղին անցնել եզակիության, այնուհետև սև խոռոչի: Եթե ​​դեգեներատ նյութի զանգվածը սկսի մեծանալ դրա ավելացման պատճառով, ապա գրավիտացիոն ուժերը կկարողանան հաղթահարել նեյտրոնների դիմադրությունը։ Այդ դեպքում ոչինչ չի խանգարի նեյտրոնային աստղային օբյեկտների բախման արդյունքում ձևավորված կառուցվածքի ոչնչացմանը։

Մաթեմատիկական մոդել

Ուսումնասիրելով այս երկնային օբյեկտները՝ գիտնականները եկան այն եզրակացության, որ նեյտրոնային աստղի խտությունը համեմատելի է ատոմի միջուկում նյութի խտության հետ։ Դրա ցուցանիշները տատանվում են 1015 կգ/մ³-ից մինչև 1018 կգ/մ³: Այսպիսով, էլեկտրոնների և պրոտոնների անկախ գոյությունն անհնար է։ Աստղի նյութը գործնականում բաղկացած է միայն նեյտրոններից։

Ստեղծված մաթեմատիկական մոդելը ցույց է տալիս, թե ինչպես են անցնում երկու նեյտրոնային աստղերի միջև առաջացող պարբերական գրավիտացիոն փոխազդեցությունները։ բարակ պատյաներկու աստղ և նետվում են նրանց շրջապատող տարածություն, մեծ գումարճառագայթում (էներգիա և նյութ): Մերձեցման գործընթացը տեղի է ունենում շատ արագ, բառացիորեն մի վայրկյանում: Բախման արդյունքում առաջանում է նյութի տորոիդային օղակ՝ կենտրոնում նորածին սև խոռոչով։

Կարևոր

Նման միջոցառումների մոդելավորումը կարևոր է։ Նրանց շնորհիվ գիտնականները կարողացան հասկանալ, թե ինչպես են առաջանում նեյտրոնային աստղը և սև խոռոչը, ինչ է տեղի ունենում աստղերի բախման ժամանակ, ինչպես են ծնվում և մահանում գերնոր աստղերը և շատ այլ գործընթացներ արտաքին տիեզերքում: Այս բոլոր իրադարձություններն ամենադաժանի աղբյուրն են քիմիական տարրերՏիեզերքում՝ նույնիսկ երկաթից ծանր, այլ կերպ ձևավորվելու անկարող։ Սա շատ բան է խոսում կարևորությունընեյտրոնային աստղեր ամբողջ Տիեզերքում:

Հսկայական ծավալով երկնային օբյեկտի պտույտը իր առանցքի շուրջ զարմանալի է։ Այս գործընթացը առաջացնում է փլուզում, բայց միևնույն ժամանակ նեյտրոնային աստղի զանգվածը գործնականում մնում է նույնը։ Եթե ​​պատկերացնենք, որ աստղը կշարունակի կծկվել, ապա, ըստ անկյունային իմպուլսի պահպանման օրենքի, աստղի պտտման անկյունային արագությունը կմեծանա անհավանական արժեքների։ Եթե ​​աստղին անհրաժեշտ էր մոտ 10 օր լիարժեք պտույտ իրականացնելու համար, ապա արդյունքում նա կկատարի նույն պտույտը 10 միլիվայրկյանում: Սրանք անհավանական գործընթացներ են:

Փլուզման զարգացում

Գիտնականներն ուսումնասիրում են նման գործընթացները։ Թերևս մենք ականատես կլինենք նոր բացահայտումների, որոնք դեռևս ֆանտաստիկ են թվում մեզ: Բայց ի՞նչ կարող է լինել, եթե պատկերացնենք փլուզման հետագա զարգացումը։ Պատկերացնելն ավելի հեշտ դարձնելու համար համեմատության համար վերցնենք նեյտրոնային աստղ/Երկիր զույգը և նրանց գրավիտացիոն շառավիղները։ Այսպիսով, շարունակական սեղմման դեպքում աստղը կարող է հասնել մի վիճակի, որտեղ նեյտրոնները սկսում են վերածվել հիպերոնների: Շառավիղ երկնային մարմինկդառնա այնքան փոքր, որ մեր դիմաց կգտնվի աստղի զանգվածով և գրավիտացիոն դաշտով գերմոլորակային մարմնի մի կտոր: Սա կարելի է համեմատել այն բանի հետ, թե ինչպես, եթե Երկիրը դառնա պինգ-պոնգի գնդակի չափ, իսկ մեր լուսատուի՝ Արեգակի գրավիտացիոն շառավիղը հավասար լինի 1 կմ-ի:

Եթե ​​պատկերացնենք, որ աստղային նյութի մի փոքրիկ զանգված ունի հսկայական աստղի ձգողություն, ապա այն ունակ է իր մոտ պահել մի ամբողջ մոլորակային համակարգ։ Բայց նման երկնային մարմնի խտությունը չափազանց բարձր է: Լույսի ճառագայթները աստիճանաբար դադարում են ճեղքել այն, մարմինը կարծես դուրս է գալիս, այն դադարում է տեսանելի լինել աչքի համար: Միայն գրավիտացիոն դաշտը չի փոխվում, ինչը զգուշացնում է, որ այստեղ գրավիտացիոն անցք կա։

Բացահայտումներ և դիտարկումներ

Առաջին անգամ նեյտրոնային աստղերի միաձուլումը գրանցվել է բոլորովին վերջերս՝ օգոստոսի 17-ին: Երկու տարի առաջ հայտնաբերվեց սև խոռոչի միաձուլում: Այդպես է կարևոր իրադարձությունաստղաֆիզիկայի ոլորտում, որ դիտարկումները միաժամանակ իրականացվել են 70 տիեզերական աստղադիտարանների կողմից։ Գիտնականները կարողացան ստուգել գամմա-ճառագայթների պայթյունների մասին վարկածների ճիշտությունը, նրանք կարողացան դիտարկել տեսաբանների կողմից նախկինում նկարագրված ծանր տարրերի սինթեզը:

Գամմա-ճառագայթների պայթյունի, գրավիտացիոն ալիքների և տեսանելի լույսի այս համատարած դիտարկումը հնարավորություն տվեց որոշել երկնքի այն տարածքը, որտեղ տեղի է ունեցել նշանակալի իրադարձությունը, և գալակտիկան, որտեղ գտնվում էին այս աստղերը: Սա NGC 4993 է:

Իհարկե, աստղագետները երկար ժամանակ դիտում էին կարճները, սակայն մինչ այժմ չէին կարող հստակ ասել դրանց ծագման մասին։ Հիմնական տեսության հետևում նեյտրոնային աստղերի միաձուլման վարկածն էր։ Այժմ դա հաստատվել է։

Նեյտրոնային աստղը մաթեմատիկայի միջոցով նկարագրելու համար գիտնականները դիմում են վիճակի հավասարմանը, որը կապում է խտությունը նյութի ճնշման հետ: Սակայն նման տարբերակները շատ են, և գիտնականները պարզապես չգիտեն, թե եղածներից որն է ճիշտ։ Հույս կա, որ գրավիտացիոն դիտարկումները կօգնեն լուծել այս խնդիրը: Վրա այս պահինազդանշանը միանշանակ պատասխան չտվեց, բայց դա արդեն օգնում է գնահատել աստղի ձևը՝ կախված երկրորդ մարմնի (աստղի) նկատմամբ գրավիտացիոն գրավչությունից։

ՆԵՅՏՐՈՆԱՅԻՆ ԱՍՏՂ
աստղ, որը կազմված է հիմնականում նեյտրոններից։ Նեյտրոնը չեզոք ենթաատոմային մասնիկ է, նյութի հիմնական բաղադրիչներից մեկը։ Նեյտրոնային աստղերի գոյության վարկածը առաջ են քաշել աստղագետներ Վ. Բաադը և Ֆ. Ցվիկին 1932 թվականին նեյտրոնի հայտնաբերումից անմիջապես հետո: Բայց այս վարկածը հաստատվել է դիտարկումներով միայն 1967 թվականին պուլսարների հայտնաբերումից հետո:
տես նաեւ PULSAR. Նեյտրոնային աստղերառաջանում են Արեգակից մի քանի անգամ մեծ զանգված ունեցող սովորական աստղերի գրավիտացիոն փլուզման արդյունքում։ Նեյտրոնային աստղի խտությունը մոտ է նեյտրոնային աստղի խտությանը ատոմային միջուկ, այսինքն. 100 միլիոն անգամ գերազանցում է սովորական նյութի խտությունը: Հետևաբար, իր ահռելի զանգվածով նեյտրոնային աստղի շառավիղը կազմում է ընդամենը մոտ. 10 կմ. Նեյտրոնային աստղի փոքր շառավիղի պատճառով նրա մակերևույթի վրա ձգողական ուժը չափազանց բարձր է՝ մոտ 100 միլիարդ անգամ ավելի, քան Երկրի վրա: Այս աստղը փլուզումից զերծ է մնում խիտ նեյտրոնային նյութի «դեգեներացիոն ճնշումից», որը կախված չէ նրա ջերմաստիճանից։ Այնուամենայնիվ, եթե նեյտրոնային աստղի զանգվածը դառնա մոտ 2 արևից ավելի, ապա ձգողականության ուժը կգերազանցի այս ճնշումը, և աստղը չի դիմանա փլուզմանը:
տես նաեւ GRAVITATIONAL CALLAPS. Նեյտրոնային աստղերն ունեն շատ ուժեղ մագնիսական դաշտ՝ մակերեսի վրա հասնելով 10 12-10 13 Գ-ի (համեմատության համար՝ Երկիրն ունի մոտ 1 Գ): Երկու տարբեր տեսակի երկնային մարմիններ կապված են նեյտրոնային աստղերի հետ:
Պուլսարներ (ռադիո պուլսարներ):Այս օբյեկտները խիստ կանոնավոր կերպով ռադիոալիքների իմպուլսներ են արձակում: Ճառագայթման մեխանիզմը լիովին պարզ չէ, բայց ենթադրվում է, որ պտտվող նեյտրոնային աստղը ռադիոփնջ է արձակում իր մագնիսական դաշտի հետ կապված ուղղությամբ, որի համաչափության առանցքը չի համընկնում աստղի պտտման առանցքի հետ: Ուստի ռոտացիան առաջացնում է ռադիոփողի պտույտ, որը պարբերաբար ուղղվում է դեպի Երկիր։
Ռենտգեն կրկնապատկվում է:Պուլսացիոն ռենտգենյան աղբյուրները նույնպես կապված են նեյտրոնային աստղերի հետ, որոնք զանգվածային նորմալ աստղ ունեցող երկուական համակարգի մաս են կազմում: Նման համակարգերում սովորական աստղի մակերևույթից գազն ընկնում է նեյտրոնային աստղի վրա՝ արագանալով հսկայական արագությամբ։ Նեյտրոնային աստղի մակերեսին հարվածելիս գազն արտազատում է իր հանգստի էներգիայի 10-30%-ը, մինչդեռ միջուկային ռեակցիաների ժամանակ այդ ցուցանիշը չի հասնում 1%-ի։ Ջեռուցվում է բարձր ջերմաստիճանիՆեյտրոնային աստղի մակերեսը դառնում է ռենտգենյան ճառագայթման աղբյուր։ Այնուամենայնիվ, գազի անկումը միատեսակ չի լինում ամբողջ մակերևույթի վրա. նեյտրոնային աստղի ուժեղ մագնիսական դաշտը գրավում է ընկնող իոնացված գազը և ուղղում այն ​​դեպի մագնիսական բևեռներ, որտեղ այն ընկնում է ձագարի մեջ: Ուստի միայն բևեռային շրջաններն են շատ տաքանում, իսկ պտտվող աստղի վրա դրանք դառնում են ռենտգենյան իմպուլսների աղբյուր։ Նման աստղից ռադիոզարկերներն այլևս չեն ստացվում, քանի որ ռադիոալիքները ներծծվում են այն շրջապատող գազով:
Բաղադրյալ.Նեյտրոնային աստղի խտությունը մեծանում է խորության հետ։ Ընդամենը մի քանի սանտիմետր հաստությամբ մթնոլորտային շերտի տակ մի քանի մետր հաստությամբ հեղուկ մետաղյա պատյան է, իսկ դրանից ներքև՝ մեկ կիլոմետր հաստությամբ պինդ կեղև։ Կեղևի նյութը սովորական մետաղի է հիշեցնում, բայց շատ ավելի խիտ է։ Կեղևի արտաքին մասում հիմնականում երկաթ է; Խորության հետ ավելանում է նեյտրոնների մասնաբաժինը նրա բաղադրության մեջ։ Որտեղ խտությունը հասնում է մոտ. 4*10 11 գ/սմ3, նեյտրոնների մասնաբաժինը այնքան է մեծանում, որ դրանցից մի քանիսն այլեւս միջուկների մաս չեն կազմում, այլ կազմում են շարունակական միջավայր։ Այնտեղ նյութը նման է նեյտրոնների և էլեկտրոնների «ծովի», որի մեջ ատոմների միջուկները ցրված են։ Իսկ խտությամբ մոտ. 2*10 14 գ/սմ3 (ատոմի միջուկի խտությունը), առանձին միջուկներն ընդհանրապես անհետանում են, և մնում է շարունակական նեյտրոնային «հեղուկ»՝ պրոտոնների և էլեկտրոնների խառնուրդով: Հավանական է, որ նեյտրոններն ու պրոտոններն իրենց պահում են գերհեղուկ հեղուկի պես՝ նման հեղուկ հելիումին և գերհաղորդիչ մետաղներին երկրային լաբորատորիաներում։

Նույնիսկ ավելի բարձր խտության դեպքում՝ առավելագույնը անսովոր ձևերնյութեր. Հավանաբար նեյտրոններն ու պրոտոնները քայքայվում են նույնիսկ ավելի փոքր մասնիկների՝ քվարկների; Հնարավոր է նաեւ, որ ծնվեն բազմաթիվ պի-մեզոններ, որոնք կազմում են այսպես կոչված պիոն կոնդենսատը։
տես նաեւ
ԳԼԽԱՎՈՐ ՄԱՍՆԻԿՆԵՐ;
ԳԵՐհաղորդունակություն;
ԳԵՐԼՈՒՅԴՈՒԹՅՈՒՆ.
ԳՐԱԿԱՆՈՒԹՅՈՒՆ
Dyson F., Ter Haar D. Նեյտրոնային աստղեր և պուլսարներ: Մ., 1973 Լիպունով Վ.Մ. Նեյտրոնային աստղերի աստղաֆիզիկա. Մ., 1987

Collier's Encyclopedia. - Բաց հասարակություն. 2000 .

Տեսեք, թե ինչ է «Նեյտրոնային աստղը» այլ բառարաններում.

ՆԵՅՏՐՈՆԱՅԻՆ ԱՍՏՂ, բարձր խտությամբ շատ փոքր աստղ՝ կազմված ՆԵՅՏՐՈՆՆԵՐԻՑ։ Է վերջին փուլշատ աստղերի էվոլյուցիա. Նեյտրոնային աստղերը ձևավորվում են, երբ զանգվածային աստղը բռնկվում է ՍՈՒՊԵՐՆՈՎԱ աստղ, պայթեցնելով նրանց... ... Գիտատեխնիկական հանրագիտարանային բառարան

Աստղ, որի նյութը, ըստ տեսական հասկացությունների, հիմնականում բաղկացած է նեյտրոններից։ Նյութի նեյտրոնացումը կապված է աստղի գրավիտացիոն փլուզման հետ՝ նրա միջուկային վառելիքի սպառվելուց հետո։ Նեյտրոնային աստղերի միջին խտությունը 2,1017 ... Մեծ Հանրագիտարանային բառարան

Նեյտրոնային աստղի կառուցվածքը. Նեյտրոնային աստղը աստղագիտական ​​օբյեկտ է, որը վերջնական արտադրանքներից է ... Վիքիպեդիա

Աստղ, որի նյութը, ըստ տեսական հասկացությունների, հիմնականում բաղկացած է նեյտրոններից։ Նման աստղի միջին խտությունը նեյտրոնային աստղ է 2·1017 կգ/մ3, միջին շառավիղը՝ 20 կմ։ Հայտնաբերվել է իմպուլսային ռադիոհաղորդմամբ, տես Պուլսարներ... Աստղագիտական ​​բառարան

Աստղ, որի նյութը, ըստ տեսական հասկացությունների, հիմնականում բաղկացած է նեյտրոններից։ Նյութի նեյտրոնացումը կապված է աստղի գրավիտացիոն փլուզման հետ՝ նրա միջուկային վառելիքի սպառվելուց հետո։ Նեյտրոնային աստղի միջին խտությունը... Հանրագիտարանային բառարան

Հիդրոստատիկորեն հավասարակշռված աստղ, որից հիմնականում բաղկացած է պարանը նեյտրոններից։ Ձևավորվել է գրավիտացիոն ուժերով պրոտոնների նեյտրոնների փոխակերպման արդյունքում։ փլուզում բավականին զանգվածային աստղերի էվոլյուցիայի վերջին փուլերում (մի քանի անգամ ավելի մեծ զանգվածով, քան... ... Բնական գիտություն. Հանրագիտարանային բառարան

Նեյտրոնային աստղ- աստղերի էվոլյուցիայի փուլերից մեկը, երբ գրավիտացիոն փլուզման արդյունքում այն ​​սեղմվում է այնքան փոքր չափերի (գնդիկի շառավիղը 10-20 կմ է), որ էլեկտրոնները սեղմվում են ատոմների միջուկների մեջ և չեզոքանում։ նրանց մեղադրանքը, աստղի ամբողջ նյութը դառնում է... ... Ժամանակակից բնական գիտության սկիզբը

Կալվերի նեյտրոնային աստղ. Այն հայտնաբերել են ԱՄՆ-ի Փենսիլվանիայի պետական ​​համալսարանի և Կանադական ՄաքԳիլ համալսարանի աստղագետները Փոքր արջի համաստեղությունում։ Աստղն անսովոր է իր բնութագրերով և նման չէ որևէ այլ... ... Վիքիպեդիայի

- (անգլերեն փախած աստղ) աստղ, որը շարժվում է աննորմալ մեծ արագությամբ՝ կապված շրջակա միջաստղային միջավայրի հետ: Նման աստղի ճիշտ շարժումը հաճախ նշվում է հենց աստղային ասոցիացիայի համեմատ, որի անդամը... ... Վիքիպեդիա

Դա տեղի է ունենում գերնոր աստղի պայթյունից հետո։

Սա աստղի կյանքի մթնշաղն է: Նրա ձգողականությունն այնքան ուժեղ է, որ ատոմների ուղեծրերից էլեկտրոններ է նետում՝ դրանք վերածելով նեյտրոնների։

Երբ նա կորցնում է իր աջակցությունը ներքին ճնշում, այն փլուզվում է, և դա հանգեցնում է գերնոր աստղերի պայթյուն.

Այս մարմնի մնացորդները դառնում են նեյտրոնային աստղ, որի զանգվածը 1,4 անգամ գերազանցում է Արեգակի զանգվածը և շառավիղը գրեթե հավասար է Միացյալ Նահանգների Մանհեթենի շառավղին:

Նեյտրոնային աստղի խտությամբ շաքարի կտորի կշիռը...

Եթե, օրինակ, վերցնում եք 1 սմ3 ծավալով շաքարավազի կտոր և պատկերացնում, որ այն պատրաստված է նեյտրոնային աստղի նյութ, ապա դրա զանգվածը կկազմի մոտավորապես մեկ միլիարդ տոննա։ Սա հավասար է մոտավորապես 8 հազար ավիակիրների զանգվածին։ Փոքր օբյեկտի հետ անհավատալի խտություն!

Նորածին նեյտրոնային աստղը պարծենում է պտտման բարձր արագությամբ: Երբ զանգվածային աստղը վերածվում է նեյտրոնային աստղի, նրա պտտման արագությունը փոխվում է։

Պտտվող նեյտրոնային աստղը բնական էլեկտրական գեներատոր է: Դրա պտույտը ստեղծում է հզոր մագնիսական դաշտ: Մագնիսականության այս հսկայական ուժը գրավում է էլեկտրոնները և ատոմների այլ մասնիկներ և հսկայական արագությամբ դրանք ուղարկում Տիեզերքի խորքերը: Բարձր արագությամբ մասնիկները հակված են ճառագայթման: Թարթումը, որը մենք դիտում ենք պուլսարների աստղերում, այս մասնիկների ճառագայթումն է:Բայց մենք դա նկատում ենք միայն այն ժամանակ, երբ նրա ճառագայթումն ուղղված է մեր ուղղությամբ։

Պտտվող նեյտրոնային աստղը Պուլսար է, էկզոտիկ օբյեկտ, որը ստեղծվել է Գերնոր աստղի պայթյունից հետո։ Սա նրա կյանքի մայրամուտն է:

Նեյտրոնային աստղերի խտությունը տարբեր կերպ է բաշխված։ Նրանք ունեն աներևակայելի խիտ կեղև: Բայց նեյտրոնային աստղի ներսում ուժերը կարող են թափանցել ընդերքը: Եվ երբ դա տեղի է ունենում, աստղը հարմարեցնում է իր դիրքը, ինչը հանգեցնում է նրա պտույտի փոփոխության: Սա կոչվում է՝ կեղևը ճաքճքված է։ Պայթյուն է տեղի ունենում նեյտրոնային աստղի վրա։

Հոդվածներ

>

M82 գալակտիկայի կենտրոնում կարելի է տեսնել պուլսար (վարդագույն):

Հետազոտել պուլսարներ և նեյտրոնային աստղերՏիեզերք. նկարագրություն և բնութագրեր լուսանկարներով և տեսանյութերով, կառուցվածք, պտույտ, խտություն, կազմ, զանգված, ջերմաստիճան, որոնում:

Պուլսարներ

Պուլսարներգնդաձեւ կոմպակտ օբյեկտներ են, որոնց չափերը սահմանից այն կողմ չեն անցնում մեծ քաղաք. Զարմանալին այն է, որ նման ծավալով նրանք զանգվածով գերազանցում են արեգակնային զանգվածին։ Դրանք օգտագործվում են նյութի ծայրահեղ վիճակներն ուսումնասիրելու, մեր համակարգից դուրս մոլորակները հայտնաբերելու և տիեզերական հեռավորությունները չափելու համար։ Բացի այդ, նրանք օգնեցին գտնել գրավիտացիոն ալիքներ, որոնք ցույց են տալիս էներգետիկ իրադարձությունները, ինչպիսիք են գերզանգվածային բախումները: Առաջին անգամ հայտնաբերվել է 1967 թ.

Ի՞նչ է պուլսարը:

Եթե ​​երկնքում պուլսար եք փնտրում, ապա այն կարծես սովորական շողշողացող աստղ է, որը հետևում է որոշակի ռիթմով: Իրականում, նրանց լույսը չի թարթում կամ զարկերակում, և նրանք չեն երևում որպես աստղեր։

Պուլսարն արտադրում է լույսի երկու կայուն, նեղ ճառագայթներ հակառակ ուղղություններով: Թարթման էֆեկտը ստեղծվում է, քանի որ դրանք պտտվում են (փարոս սկզբունք): Այս պահին ճառագայթը հարվածում է Երկրին, իսկ հետո նորից պտտվում։ Ինչու է դա տեղի ունենում: Փաստն այն է, որ պուլսարի լույսի ճառագայթը սովորաբար չի համընկնում իր պտտման առանցքի հետ:

Եթե ​​թարթումը առաջանում է ռոտացիայի արդյունքում, ապա իմպուլսների արագությունը արտացոլում է պուլսարի պտտման արագությունը: Ընդհանուր առմամբ հայտնաբերվել է 2000 պուլսար, որոնց մեծ մասը պտտվում է վայրկյանում մեկ անգամ։ Բայց կան մոտավորապես 200 օբյեկտներ, որոնց հաջողվում է միաժամանակ հարյուր հեղափոխություն անել։ Ամենաարագները կոչվում են միլիվայրկյան, քանի որ դրանց պտույտների թիվը վայրկյանում հավասար է 700-ի։

Պուլսարներին աստղեր չեն կարող համարել, համենայնդեպս «կենդանի»։ Ավելի շուտ, դրանք նեյտրոնային աստղեր են, որոնք ձևավորվել են այն բանից հետո, երբ հսկայական աստղի վառելիքը սպառվում է և փլուզվում: Արդյունքում ստեղծվում է ուժեղ պայթյուն՝ գերնոր աստղ, իսկ մնացած խիտ նյութը վերածվում է նեյտրոնային աստղի։

Տիեզերքում պուլսարների տրամագիծը հասնում է 20-24 կմ-ի, իսկ նրանց զանգվածը երկու անգամ մեծ է Արեգակից: Որպեսզի պատկերացնեք, շաքարի խորանարդի չափ նման առարկայի կտորը կկշռի 1 միլիարդ տոննա։ Այսինքն՝ Էվերեստի նման ծանր բանը տեղավորվում է ձեր ձեռքում։ Ճիշտ է, կա նույնիսկ ավելի խիտ օբյեկտ՝ սեւ անցք։ Ամենազանգվածը հասնում է 2,04 արեգակի զանգվածի։

Պուլսարներն ունեն ուժեղ մագնիսական դաշտ, որը 100 միլիոնից 1 կվադրիլիոն անգամ ավելի ուժեղ է, քան Երկրինը: Որպեսզի նեյտրոնային աստղը սկսի պուլսարի նման լույս արձակել, այն պետք է ունենա մագնիսական դաշտի ուժգնության և պտտման արագության ճիշտ հարաբերակցություն: Պատահում է, որ ռադիոալիքների ճառագայթը չի կարող անցնել ցամաքային աստղադիտակի տեսադաշտով և մնալ անտեսանելի։

Ռադիո պուլսարներ

Աստղաֆիզիկոս Անտոն Բիրյուկովը նեյտրոնային աստղերի ֆիզիկայի, պտույտի դանդաղեցման և գրավիտացիոն ալիքների հայտնաբերման մասին.

Ինչու են պուլսարները պտտվում:

Պուլսարի դանդաղությունը վայրկյանում մեկ պտույտ է։ Ամենաարագները արագանում են մինչև հարյուրավոր պտույտներ վայրկյանում և կոչվում են միլիվայրկյան: Պտտման գործընթացը տեղի է ունենում այն ​​պատճառով, որ աստղերը, որոնցից նրանք առաջացել են, նույնպես պտտվել են: Բայց այդ արագությանը հասնելու համար անհրաժեշտ է լրացուցիչ աղբյուր։

Հետազոտողները կարծում են, որ միլիվայրկյան տեւողությամբ պուլսարները ձեւավորվել են հարեւանից էներգիա գողանալու արդյունքում: Դուք կարող եք նկատել օտար նյութի առկայությունը, որը մեծացնում է պտտման արագությունը: Եվ դա լավ բան չէ վիրավորված ուղեկցորդի համար, որը մի օր կարող է ամբողջությամբ սպառվել պուլսարի կողմից: Նման համակարգերը կոչվում են սև այրիներ (հետ վտանգավոր տեսքսարդ):

Պուլսարները ունակ են լույս արձակել մի քանի ալիքի երկարությամբ (ռադիոից մինչև գամմա ճառագայթներ)։ Բայց ինչպե՞ս են դա անում։ Գիտնականները դեռ չեն կարողանում ստույգ պատասխան գտնել։ Ենթադրվում է, որ յուրաքանչյուր ալիքի երկարության համար պատասխանատու է առանձին մեխանիզմ: Փարոսանման ճառագայթները պատրաստված են ռադիոալիքներից։ Նրանք պայծառ ու նեղ են և հիշեցնում են համահունչ լույս, որտեղ մասնիկները ձևավորում են կենտրոնացված ճառագայթ:

Որքան արագ է պտույտը, այնքան թույլ է մագնիսական դաշտը: Բայց պտտման արագությունը բավական է, որ նրանք դանդաղ ճառագայթների նման պայծառ ճառագայթներ արձակեն։

Պտտման ժամանակ մագնիսական դաշտը ստեղծում է էլեկտրական դաշտ, որը կարող է լիցքավորված մասնիկները բերել շարժական վիճակի (էլեկտրական հոսանք)։ Մագնիսական դաշտի գերակշռող մակերեսը կոչվում է մագնիտոսֆերա։ Այստեղ լիցքավորված մասնիկները անհավատալիորեն արագանում են բարձր արագություններշնորհիվ ուժեղ էլեկտրական դաշտ. Ամեն անգամ, երբ նրանք արագանում են, նրանք լույս են արձակում: Այն ցուցադրվում է օպտիկական և ռենտգենյան տիրույթներում:

Ինչ վերաբերում է գամմա ճառագայթներին: Հետազոտությունները ցույց են տալիս, որ դրանց աղբյուրը պետք է փնտրել պուլսարի մոտ մեկ այլ վայրում: Եվ նրանք կնմանվեն երկրպագուի։

Փնտրեք պուլսարներ

Ռադիոաստղադիտակները մնում են տիեզերքում պուլսարների որոնման հիմնական մեթոդը։ Նրանք փոքր են և թույլ, համեմատած այլ առարկաների հետ, այնպես որ դուք պետք է սկանավորեք ամբողջ երկինքը և աստիճանաբար այդ առարկաները հայտնվեն ոսպնյակի մեջ: Շատերը հայտնաբերվել են Ավստրալիայի Պարկես աստղադիտարանի միջոցով: Շատ նոր տվյալներ հասանելի կլինեն Square Kilometer Array Antenna-ից (SKA)՝ սկսած 2018թ.

2008 թվականին գործարկվեց GLAST աստղադիտակը, որը հայտնաբերեց 2050 գամմա ճառագայթող պուլսարներ, որոնցից 93-ը միլիվայրկյան էին։ Այս աստղադիտակը աներևակայելի օգտակար է, քանի որ այն սկանավորում է ամբողջ երկինքը, մինչդեռ մյուսներն ընդգծում են ինքնաթիռի երկայնքով միայն փոքր տարածքները:

Տարբեր ալիքների երկարություն գտնելը կարող է դժվար լինել: Փաստն այն է, որ ռադիոալիքները աներևակայելի հզոր են, բայց դրանք կարող են պարզապես չընկնել աստղադիտակի ոսպնյակի մեջ: Սակայն գամմա ճառագայթումը տարածվում է ավելի շատ երկնքում, բայց պայծառությամբ զիջում է:

Գիտնականներն այժմ գիտեն 2300 պուլսարների գոյության մասին, որոնք հայտնաբերվել են ռադիոալիքների և 160-ը՝ գամմա ճառագայթների միջոցով: Կան նաև 240 միլիվայրկյան պուլսարներ, որոնցից 60-ն արտադրում են գամմա ճառագայթներ։

Օգտագործելով պուլսարներ

Պուլսարները ոչ միայն զարմանալի տիեզերական առարկաներ են, այլև օգտակար գործիքներ: Արտանետվող լույսը շատ բան կարող է պատմել դրա մասին ներքին գործընթացներ. Այսինքն՝ հետազոտողները կարողանում են հասկանալ նեյտրոնային աստղերի ֆիզիկան։ Այս օբյեկտներն այդպես են բարձր ճնշումոր նյութի վարքագիծը տարբերվում է սովորականից. Նեյտրոնային աստղերի տարօրինակ պարունակությունը կոչվում է «միջուկային մածուկ»։

Պուլսարները բազմաթիվ օգուտներ են բերում իրենց իմպուլսների ճշգրտության շնորհիվ: Գիտնականները գիտեն կոնկրետ առարկաներ և դրանք ընկալում են որպես տիեզերական ժամացույցներ։ Այսպես սկսեցին ի հայտ գալ այլ մոլորակների առկայության մասին ենթադրությունները։ Փաստորեն, հայտնաբերված առաջին էկզոմոլորակը պտտվում էր պուլսարի շուրջ:

Մի մոռացեք, որ պուլսարները շարունակում են շարժվել, մինչ նրանք «թարթում են», ինչը նշանակում է, որ դրանք կարող են օգտագործվել տիեզերական հեռավորությունները չափելու համար: Նրանք նաև ներգրավված էին Էյնշտեյնի հարաբերականության տեսության փորձարկումներում, ինչպես ձգողականության պահերը: Բայց պուլսացիայի օրինաչափությունը կարող է խաթարվել գրավիտացիոն ալիքների պատճառով։ Դա նկատվել է 2016 թվականի փետրվարին։

Պուլսարի գերեզմանատներ

Աստիճանաբար բոլոր պուլսարները դանդաղում են: Ճառագայթումը սնուցվում է ռոտացիայի արդյունքում ստեղծված մագնիսական դաշտից։ Արդյունքում, այն նույնպես կորցնում է իր հզորությունը և դադարում է ճառագայթներ ուղարկել: Գիտնականները հատուկ գիծ են գծել, որտեղ գամմա ճառագայթները դեռ կարելի է հայտնաբերել ռադիոալիքների դիմաց: Հենց պուլսարն ընկնում է ներքև, այն դուրս է գրվում պուլսարի գերեզմանոցում։

Եթե ​​պուլսարը գոյացել է գերնոր աստղերի մնացորդներից, ապա այն ունի էներգիայի հսկայական պաշար և արագ արագությունռոտացիա. Օրինակները ներառում են երիտասարդ օբյեկտ PSR B0531+21: Այն կարող է մնալ այս փուլում մի քանի հարյուր հազար տարի, որից հետո կսկսի կորցնել արագությունը։ Միջին տարիքի պուլսարները կազմում են բնակչության մեծամասնությունը և արտադրում են միայն ռադիոալիքներ։

Այնուամենայնիվ, պուլսարը կարող է երկարացնել իր կյանքը, եթե մոտակայքում կա արբանյակ: Այնուհետև այն դուրս կբերի իր նյութը և կբարձրացնի պտտման արագությունը: Նման փոփոխությունները կարող են տեղի ունենալ ցանկացած պահի, այդ իսկ պատճառով պուլսարն ընդունակ է վերածնվել։ Նման շփումը կոչվում է ցածր զանգվածի ռենտգենյան երկուական համակարգ։ Ամենահին պուլսարները միլիվայրկյանական են: Ոմանք հասնում են միլիարդավոր տարիների։

Նեյտրոնային աստղեր

Նեյտրոնային աստղեր- բավականին խորհրդավոր օբյեկտներ, որոնք գերազանցում են արեգակնային զանգվածը 1,4 անգամ: Նրանք ծնվում են ավելի մեծ աստղերի պայթյունից հետո։ Եկեք ավելի լավ ճանաչենք այս կազմավորումները։

Երբ Արեգակից 4-8 անգամ ավելի զանգված ունեցող աստղը պայթում է, բարձր խտության միջուկը մնում է և շարունակում է փլուզվել: Ձգողականությունն այնքան ուժեղ է մղում նյութին, որ պրոտոնների և էլեկտրոնների միաձուլման պատճառ է դառնում նեյտրոններ: Այսպես է ծնվում բարձր խտության նեյտրոնային աստղը։

Այս զանգվածային օբյեկտների տրամագիծը կարող է հասնել ընդամենը 20 կմ: Որպեսզի պատկերացնեք խտության մասին, նեյտրոնային աստղի նյութի միայն մեկ փորվածքը կկշռեր միլիարդ տոննա: Նման օբյեկտի վրա ձգողականությունը 2 միլիարդ անգամ ավելի ուժեղ է, քան Երկրինը, և ուժը բավարար է գրավիտացիոն ոսպնյակների համար, ինչը թույլ է տալիս գիտնականներին դիտել աստղի հետևի մասը:

Պայթյունից ստացված ցնցումը թողնում է իմպուլս, որը ստիպում է նեյտրոնային աստղի պտտվել՝ հասնելով վայրկյանում մի քանի պտույտի։ Չնայած նրանք կարող են արագացնել րոպեում մինչև 43000 անգամ։

Սահմանային շերտերը կոմպակտ օբյեկտների մոտ

Աստղաֆիզիկոս Վալերի Սուլեյմանովը նեյտրոնային աստղերի շուրջ կուտակվող սկավառակների, աստղային քամու և նյութի առաջացման մասին.

Նեյտրոնային աստղերի ինտերիերը

Աստղաֆիզիկոս Սերգեյ Պոպովը նյութի ծայրահեղ վիճակների, նեյտրոնային աստղերի կազմի և ինտերիերի ուսումնասիրության մեթոդների մասին.

Երբ նեյտրոնային աստղը գործում է որպես մաս երկակի համակարգ, որտեղ պայթել է գերնոր աստղը, պատկերն էլ ավելի տպավորիչ է թվում։ Եթե ​​երկրորդ աստղը զանգվածով զիջում է Արեգակին, ապա այն ուղեկցողի զանգվածը քաշում է «Ռոշի բլթի» մեջ։ Սա նյութի գնդաձև ամպ է, որը պտտվում է նեյտրոնային աստղի շուրջ: Եթե ​​արբանյակը 10 անգամ մեծ էր արեգակնային զանգվածից, ապա զանգվածի փոխանցումը նույնպես ճշգրտված է, բայց ոչ այնքան կայուն։ Նյութը հոսում է մագնիսական բևեռների երկայնքով, տաքանում և ստեղծում ռենտգենյան պուլսացիաներ։

Մինչև 2010 թվականը հայտնաբերվել էր 1800 պուլսար՝ օգտագործելով ռադիո հայտնաբերում, իսկ 70-ը՝ գամմա ճառագայթներ: Որոշ նմուշներ նույնիսկ մոլորակներ ունեին:

Նեյտրոնային աստղերի տեսակները

Նեյտրոնային աստղերի որոշ ներկայացուցիչներ ունեն նյութի շիթեր, որոնք հոսում են գրեթե լույսի արագությամբ։ Երբ նրանք թռչում են մեր կողքով, փայլում են փարոսի լույսի պես։ Դրա պատճառով նրանք կոչվում են պուլսարներ:

Աստղերի էվոլյուցիայի վերջնական արդյունքը կոչվում է նեյտրոնային աստղեր։ Նրանց չափը և քաշը պարզապես զարմանալի են: Ունենալով մինչև 20 կմ տրամագծով չափ, բայց կշռելով այնքան, որքան . Նեյտրոնային աստղում նյութի խտությունը շատ անգամ ավելի մեծ է, քան ատոմային միջուկի խտությունը։ Նեյտրոնային աստղերը հայտնվում են գերնոր աստղերի պայթյունների ժամանակ։

Հայտնի նեյտրոնային աստղերի մեծ մասը կշռում է մոտավորապես 1,44 արեգակնային զանգվածև հավասար է Չանդրասեխարի զանգվածի սահմանին։ Բայց տեսականորեն հնարավոր է, որ դրանք կարող են ունենալ մինչև 2,5 զանգված։ Մինչ օրս հայտնաբերված ամենածանրը կշռում է 1,88 արեգակնային զանգված և կոչվում է Vele X-1, իսկ երկրորդը՝ 1,97 արևի զանգվածով, PSR J1614-2230 է։ Խտության հետագա աճով աստղը վերածվում է քվարկի։

Նեյտրոնային աստղերի մագնիսական դաշտը շատ ուժեղ է և հասնում է 10,12 աստիճանի Գ, Երկրի դաշտը 1Գ է։ 1990 թվականից ի վեր որոշ նեյտրոնային աստղեր ճանաչվել են որպես մագնիսականներ. սրանք աստղեր են, որոնց մագնիսական դաշտերը գերազանցում են Գաուսի 10-14 աստիճանը: Նման կրիտիկական մագնիսական դաշտերում ի հայտ են գալիս ֆիզիկայի փոփոխություններ, հարաբերական էֆեկտներ (մագնիսական դաշտի կողմից լույսի թեքում) և ֆիզիկական վակուումի բևեռացում։ Նեյտրոնային աստղերը կանխատեսվել են, իսկ հետո հայտնաբերվել:

Առաջին ենթադրություններն արվել են Վալտեր Բաադեի և Ֆրից Ցվիկի կողմից 1933 թվականին, նրանք ենթադրեցին, որ նեյտրոնային աստղերը ծնվում են գերնոր աստղի պայթյունի արդյունքում։ Ըստ հաշվարկների՝ այս աստղերի ճառագայթումը շատ փոքր է, այն հայտնաբերելն ուղղակի անհնար է։ Բայց 1967 թվականին Հյուիշի ասպիրանտ Ջոսելին Բելը հայտնաբերեց, որը կանոնավոր ռադիո իմպուլսներ էր արձակում:

Նման իմպուլսները ստացվել են օբյեկտի արագ պտույտի արդյունքում, բայց սովորական աստղերը պարզապես կթռչեն նման ուժեղ պտույտից հեռու, և այդ պատճառով նրանք որոշեցին, որ դրանք նեյտրոնային աստղեր են:

Պուլսարները պտտման արագության նվազման կարգով.

Էժեկտորը ռադիոպուլսար է: Պտտման ցածր արագություն և ուժեղ մագնիսական դաշտ: Նման պուլսարն ունի մագնիսական դաշտ, և աստղը պտտվում է հավասար անկյունային արագություն. Որոշակի պահին դաշտի գծային արագությունը հասնում է լույսի արագությանը և սկսում գերազանցել այն։ Ավելին, դիպոլային դաշտը չի կարող գոյություն ունենալ, և դաշտի ուժգնության գծերը կոտրվում են: Շարժվելով այս գծերով՝ լիցքավորված մասնիկները հասնում են ժայռի և պոկվում, այդպիսով նրանք հեռանում են նեյտրոնային աստղից և կարող են թռչել ցանկացած հեռավորության վրա մինչև անսահմանություն: Հետևաբար, այս պուլսարները կոչվում են էժեկտորներ (հանձնել, դուրս հանել)՝ ռադիոպուլսարներ։

Պտուտակ, այն այլևս չունի պտտման նույն արագությունը, ինչ էժեկտորը, որպեսզի արագացնի մասնիկները մինչև լուսային արագություն, ուստի այն չի կարող լինել ռադիոպուլսար։ Բայց նրա պտտման արագությունը դեռ շատ բարձր է, մագնիսական դաշտի կողմից գրավված նյութը դեռ չի կարող ընկնել աստղի վրա, այսինքն՝ կուտակում չի առաջանում: Նման աստղերը շատ վատ են ուսումնասիրվել, քանի որ դրանք գրեթե անհնար է դիտարկել։

Ակրետորը ռենտգենյան պուլսար է: Աստղն այլևս այդքան արագ չի պտտվում, և նյութը սկսում է ընկնել աստղի վրա՝ ընկնելով մագնիսական դաշտի գծի երկայնքով: Բևեռի մոտ ամուր մակերեսի վրա ընկնելիս նյութը տաքանում է մինչև տասնյակ միլիոնավոր աստիճաններ, ինչի արդյունքում ռենտգենյան ճառագայթում է առաջանում: Պուլսացիաները առաջանում են այն բանի հետևանքով, որ աստղը դեռ պտտվում է, և քանի որ նյութի անկման տարածքը կազմում է ընդամենը մոտ 100 մետր, այդ կետը պարբերաբար անհետանում է տեսադաշտից։