Objekti, par kuriem mēs parunāsim rakstā tika atklāti nejauši, lai gan zinātnieki Landau L.D. un Oppenheimer R. paredzēja to pastāvēšanu jau 1930. gadā. Mēs runājam par neitronu zvaigznēm. Šo kosmisko gaismekļu īpašības un iezīmes tiks apspriestas rakstā.
Neitrons un tāda paša nosaukuma zvaigzne
Pēc prognozes 20. gadsimta 30. gados par neitronu zvaigžņu esamību un pēc neitrona atklāšanas (1932. gadā) Bāde V. kopā ar Cvikiju F. 1933. gadā fiziķu kongresā Amerikā paziņoja, ka iespēja veidoties objektam, ko sauc par neitronu zvaigzni. Šis ir kosmisks ķermenis, kas parādās supernovas sprādziena laikā.
Tomēr visi aprēķini bija tikai teorētiski, jo praksē šādu teoriju nebija iespējams pierādīt atbilstoša astronomiskā aprīkojuma trūkuma un neitronu zvaigznes pārāk mazā izmēra dēļ. Bet 1960. gadā sāka attīstīties rentgena astronomija. Tad pavisam negaidīti, pateicoties radio novērojumiem, tika atklātas neitronu zvaigznes.
Atvēršana
Šajā jomā zīmīgs bija 1967. gads. Bell D., būdams Huish E. absolvents, spēja atklāt kosmisku objektu - neitronu zvaigzni. Tas ir ķermenis, kas izstaro pastāvīgu radioviļņu impulsu starojumu. Šī parādība tika salīdzināta ar kosmisko radiobāku, pateicoties šaurajam radio stara virzienam, kas nāca no ļoti ātri rotējoša objekta. Fakts ir tāds, ka neviena cita standarta zvaigzne nespētu saglabāt savu integritāti pie tik liela rotācijas ātruma. Uz to spēj tikai neitronu zvaigznes, starp kurām pirmais tika atklāts pulsārs PSR B1919+21.
Masīvu zvaigžņu liktenis ļoti atšķiras no mazo zvaigžņu liktenis. Šādos gaismekļos pienāk brīdis, kad gāzes spiediens vairs nelīdzsvaro gravitācijas spēkus. Šādi procesi noved pie tā, ka zvaigzne bez ierobežojumiem sāk sarukt (sabrukt). Ja zvaigznes masa ir 1,5-2 reizes lielāka par Sauli, sabrukums būs neizbēgams. Saspiešanas procesā gāze zvaigžņu kodolā uzsilst. Sākumā viss notiek ļoti lēni.
Sakļaut
Sasniedzot noteiktu temperatūru, protons var pārvērsties neitrīnos, kas nekavējoties atstāj zvaigzni, paņemot sev līdzi enerģiju. Sabrukums pastiprināsies, līdz visi protoni pārvērtīsies neitrīnos. Tas rada pulsāru jeb neitronu zvaigzni. Tas ir sabrūkošs kodols.
Pulsāra veidošanās laikā ārējais apvalks saņem kompresijas enerģiju, kas pēc tam būs ar ātrumu vairāk nekā tūkstoš km/sek. izmests kosmosā. Tas rada triecienvilni, kas var izraisīt jaunu zvaigžņu veidošanos. Šis būs miljardiem reižu lielāks nekā oriģināls. Pēc šī procesa laika posmā no vienas nedēļas līdz mēnesim zvaigzne izstaro gaismu tādā daudzumā, kas pārsniedz visu galaktiku. Šādu debess ķermeni sauc par supernovu. Tās sprādziens noved pie miglāja veidošanās. Miglāja centrā atrodas pulsārs jeb neitronu zvaigzne. Šis ir tā sauktais uzsprāgušās zvaigznes pēctecis.
Vizualizācija
Visa kosmosa dzīlēs notiek pārsteidzoši notikumi, starp kuriem ir zvaigžņu sadursme. Pateicoties izsmalcinātam matemātiskajam modelim, NASA zinātnieki varēja vizualizēt milzīgo enerģijas daudzumu sacelšanos un tajā iesaistītās matērijas deģenerāciju. Novērotāju acu priekšā atklājas neticami spēcīgs kosmiskās kataklizmas attēls. Iespējamība, ka notiks neitronu zvaigžņu sadursme, ir ļoti liela. Divu šādu gaismekļu satikšanās kosmosā sākas ar to sapīšanu gravitācijas laukos. Kam ir milzīga masa, viņi, tā teikt, apmainās ar apskāvieniem. Pēc sadursmes notiek spēcīgs sprādziens, ko pavada neticami spēcīga gamma starojuma izdalīšanās.
Ja atsevišķi aplūkojam neitronu zvaigzni, tad tā ir supernovas sprādziena palieka, kurā dzīves cikls beidzas. Mirstošās zvaigznes masa ir 8-30 reizes lielāka nekā saules masa. Visumu bieži apgaismo supernovas sprādzieni. Varbūtība, ka Visumā tiks atrastas neitronu zvaigznes, ir diezgan liela.
Tikšanās
Interesanti, ka, satiekoties divām zvaigznēm, notikumu attīstību nevar paredzēt viennozīmīgi. Viena no iespējām apraksta matemātiskais modelis, ko ierosināja NASA zinātnieki no Kosmosa lidojumu centra. Process sākas ar divām neitronu zvaigznēm, kas kosmosā atrodas aptuveni 18 km attālumā viena no otras. Pēc kosmiskajiem standartiem neitronu zvaigznes, kuru masa ir 1,5–1,7 reizes lielāka par Sauli, tiek uzskatītas par sīkiem objektiem. To diametrs svārstās 20 km robežās. Sakarā ar šo tilpuma un masas neatbilstību neitronu zvaigznei ir visspēcīgākā gravitācijas un magnētiskais lauks. Iedomājieties: tējkarote vielas no neitronu zvaigznes sver tikpat daudz, cik viss Everests!
Deģenerācija
Apkārt esošie neitronu zvaigznes neticami augstie gravitācijas viļņi ir iemesls, kāpēc matērija nevar pastāvēt atsevišķu atomu veidā, kas sāk sabrukt. Pati matērija pārvēršas deģenerētā neitronu matērijā, kurā pašu neitronu struktūra neļaus zvaigznei pāriet singularitātē un pēc tam melnajā caurumā. Ja deģenerētās vielas masa sāk palielināties tās pievienošanas dēļ, tad gravitācijas spēki spēs pārvarēt neitronu pretestību. Tad nekas neaizkavēs neitronu zvaigžņu objektu sadursmes rezultātā izveidotās struktūras iznīcināšanu.
Matemātiskais modelis
Pētot šos debess objektus, zinātnieki nonāca pie secinājuma, ka neitronu zvaigznes blīvums ir salīdzināms ar vielas blīvumu atoma kodolā. Tās rādītāji svārstās no 1015 kg/m³ līdz 1018 kg/m³. Tādējādi elektronu un protonu neatkarīga pastāvēšana nav iespējama. Zvaigznes matērija praktiski sastāv tikai no neitroniem.
Izveidotais matemātiskais modelis parāda, kā izlaužas spēcīga periodiska gravitācijas mijiedarbība, kas rodas starp divām neitronu zvaigznēm plāns apvalks divas zvaigznes un tiek iemestas apkārtējā telpā, liela summa starojums (enerģija un matērija). Tuvināšanās process notiek ļoti ātri, burtiski sekundes daļā. Sadursmes rezultātā veidojas matērijas toroidāls gredzens ar jaundzimušo melno caurumu centrā.
Svarīgs
Ir svarīgi modelēt šādus notikumus. Pateicoties viņiem, zinātnieki varēja saprast, kā veidojas neitronu zvaigzne un melnais caurums, kas notiek, kad zvaigznes saduras, kā dzimst un mirst supernovas un daudzus citus procesus kosmosā. Visi šie notikumi ir vissmagāko iemeslu avots ķīmiskie elementi Visumā, pat smagāks par dzelzi, nevar veidoties citādi. Tas runā daudz nozīmi neitronu zvaigznes visā Visumā.
Milzīga apjoma debess objekta rotācija ap savu asi ir pārsteidzoša. Šis process izraisa sabrukumu, bet tajā pašā laikā neitronu zvaigznes masa paliek praktiski nemainīga. Ja iedomājamies, ka zvaigzne turpinās sarukt, tad saskaņā ar leņķiskā impulsa saglabāšanas likumu zvaigznes rotācijas leņķiskais ātrums palielināsies līdz neticamām vērtībām. Ja zvaigznei bija nepieciešamas apmēram 10 dienas, lai veiktu pilnu apgriezienu, tad tā rezultātā to pašu apgriezienu veiks 10 milisekundēs! Tie ir neticami procesi!
Sabrukuma attīstība
Zinātnieki pēta šādus procesus. Varbūt mēs būsim liecinieki jauniem atklājumiem, kas mums joprojām šķiet fantastiski! Bet kas varētu notikt, ja iztēlojamies sabrukuma attīstību tālāk? Lai būtu vieglāk iedomāties, salīdzinājumam ņemsim neitronu zvaigznes / Zemes pāri un to gravitācijas rādiusus. Tātad ar nepārtrauktu saspiešanu zvaigzne var sasniegt stāvokli, kurā neitroni sāk pārvērsties par hiperoniem. Rādiuss debess ķermenis kļūs tik mazs, ka mūsu priekšā būs superplanetāra ķermeņa kamols ar zvaigznes masu un gravitācijas lauku. To var salīdzināt ar to, ja zeme kļūtu galda tenisa bumbiņas lielumā un mūsu spīdekļa Saules gravitācijas rādiuss būtu vienāds ar 1 km.
Ja iedomājamies, ka nelielam zvaigžņu matērijas gabalam piemīt milzīgas zvaigznes pievilcība, tad tas spēj noturēt sev tuvumā veselu planētu sistēmu. Bet šāda debess ķermeņa blīvums ir pārāk liels. Gaismas stari pamazām pārstāj lauzties cauri, ķermenis it kā izdziest, pārstāj būt acij redzams. Tikai gravitācijas lauks nemainās, kas brīdina, ka šeit ir gravitācijas caurums.
Atklājumi un novērojumi
Pirmo reizi neitronu zvaigžņu saplūšana tika reģistrēta pavisam nesen: 17. augustā. Pirms diviem gadiem tika atklāta melnā cauruma apvienošanās. Tas ir tik svarīgs notikums astrofizikas jomā novērojumus vienlaikus veica 70 kosmosa observatorijas. Zinātniekiem izdevās pārbaudīt hipotēžu pareizību par gamma staru uzliesmojumiem, viņi varēja novērot teorētiķu iepriekš aprakstīto smago elementu sintēzi.
Šis plaši izplatītais gamma staru uzliesmošanas, gravitācijas viļņu un redzamās gaismas novērojums ļāva noteikt debesu reģionu, kurā notika nozīmīgais notikums, un galaktiku, kurā atradās šīs zvaigznes. Tas ir NGC 4993.
Protams, astronomi jau ilgu laiku ir novērojuši īsus, taču līdz šim viņi nevarēja droši pateikt par to izcelsmi. Aiz galvenās teorijas bija neitronu zvaigžņu saplūšanas versija. Tagad tas ir apstiprināts.
Lai aprakstītu neitronu zvaigzni, izmantojot matemātiku, zinātnieki pievēršas stāvokļa vienādojumam, kas saista blīvumu ar vielas spiedienu. Tomēr šādu iespēju ir ļoti daudz, un zinātnieki vienkārši nezina, kura no esošajām būs pareiza. Cerams, ka gravitācijas novērojumi palīdzēs atrisināt šo problēmu. Ieslēgts Šis brīdis signāls nedeva viennozīmīgu atbildi, bet tas jau palīdz novērtēt zvaigznes formu atkarībā no gravitācijas pievilkšanās otrajam ķermenim (zvaigznei).
NEITRONU ZVAIGZNE
zvaigzne, kas galvenokārt sastāv no neitroniem. Neitrons ir neitrāla subatomiskā daļiņa, viena no matērijas galvenajām sastāvdaļām. Hipotēzi par neitronu zvaigžņu esamību izvirzīja astronomi V. Bāde un F. Cvikijs uzreiz pēc neitrona atklāšanas 1932. gadā. Taču šo hipotēzi novērojumi apstiprināja tikai pēc pulsāru atklāšanas 1967. gadā.
Skatīt arī PULSĀRS. Neitronu zvaigznes veidojas parasto zvaigžņu gravitācijas sabrukšanas rezultātā, kuru masa vairākas reizes pārsniedz Saules masu. Neitronu zvaigznes blīvums ir tuvu blīvumam atoma kodols, t.i. 100 miljonus reižu lielāks nekā parastās vielas blīvums. Tāpēc ar savu milzīgo masu neitronu zvaigznes rādiuss ir tikai apm. 10 km. Neitronu zvaigznes mazā rādiusa dēļ gravitācijas spēks uz tās virsmas ir ārkārtīgi liels: aptuveni 100 miljardus reižu lielāks nekā uz Zemes. Šo zvaigzni no sabrukšanas pasargā blīvās neitronu vielas “deģenerācijas spiediens”, kas nav atkarīgs no tās temperatūras. Taču, ja neitronu zvaigznes masa kļūst lielāka par aptuveni 2 Saules, tad gravitācijas spēks pārsniegs šo spiedienu un zvaigzne nespēs izturēt sabrukumu.
Skatīt arī GRAVITACIJAS SAKLĀŠANĀS. Neitronu zvaigznēm ir ļoti spēcīgs magnētiskais lauks, kas uz virsmas sasniedz 10 12-10 13 G (salīdzinājumam: Zemei ir aptuveni 1 G). Ar neitronu zvaigznēm ir saistīti divi dažādi debess objektu veidi.
Pulsāri (radio pulsāri).Šie objekti stingri regulāri izstaro radioviļņu impulsus. Izstarojuma mehānisms nav līdz galam skaidrs, taču tiek uzskatīts, ka rotējoša neitronu zvaigzne ar tās magnētisko lauku saistītā virzienā izstaro radiostaru, kura simetrijas ass nesakrīt ar zvaigznes rotācijas asi. Tāpēc rotācija izraisa radio stara rotāciju, kas periodiski tiek vērsta uz Zemi.
Rentgens dubultojas. Pulsējošie rentgenstaru avoti ir saistīti arī ar neitronu zvaigznēm, kas ir daļa no binārās sistēmas ar masīvu parasto zvaigzni. Šādās sistēmās gāze no normālas zvaigznes virsmas nokrīt uz neitronu zvaigzni, paātrinoties līdz milzīgam ātrumam. Saskaroties ar neitronu zvaigznes virsmu, gāze atbrīvo 10-30% savas miera enerģijas, savukārt kodolreakciju laikā šis rādītājs nesasniedz 1%. Uzsildīts līdz paaugstināta temperatūra Neitronu zvaigznes virsma kļūst par rentgena starojuma avotu. Tomēr gāzes nokrišana nenotiek vienmērīgi pa visu virsmu: neitronu zvaigznes spēcīgais magnētiskais lauks uztver krītošo jonizēto gāzi un novirza to uz magnētiskajiem poliem, kur tā nokrīt kā piltuvē. Tāpēc tikai polārie apgabali kļūst ļoti karsti, un uz rotējošas zvaigznes tie kļūst par rentgena impulsu avotiem. Radio impulsi no šādas zvaigznes vairs netiek uztverti, jo radioviļņi tiek absorbēti apkārtējā gāzē.
Savienojums. Neitronu zvaigznes blīvums palielinās līdz ar dziļumu. Zem tikai dažus centimetrus bieza atmosfēras slāņa atrodas vairākus metrus biezs šķidra metāla apvalks, bet zem tā ir kilometru bieza cieta garoza. Mizas viela atgādina parastu metālu, bet ir daudz blīvāka. Mizas ārējā daļā tas galvenokārt ir dzelzs; Ar dziļumu neitronu īpatsvars tā sastāvā palielinās. Kur blīvums sasniedz apm. 4*10 11 g/cm3, neitronu īpatsvars palielinās tik daudz, ka daļa no tiem vairs neietilpst kodolos, bet veido nepārtrauktu vidi. Tur viela ir kā neitronu un elektronu “jūra”, kurā mijas atomu kodoli. Un ar blīvumu apm. 2*10 14 g/cm3 (atoma kodola blīvums), atsevišķi kodoli pazūd pavisam un paliek nepārtraukts neitronu “šķidrums” ar protonu un elektronu piejaukumu. Visticamāk, ka neitroni un protoni uzvedas kā superšķidrums, līdzīgi kā šķidrais hēlijs un supravadošie metāli zemes laboratorijās.
Pie vēl lielāka blīvuma, visvairāk neparastas formas vielas. Varbūt neitroni un protoni sadalās vēl mazākās daļiņās – kvarkos; Iespējams arī, ka piedzimst daudzi pi-mezoni, kas veido tā saukto pionu kondensātu.
Skatīt arī
ELEMENTĀRĀS DAĻIŅAS;
SUPERVADĪTĪBA;
SUPERPLŪDĪBA.
LITERATŪRA
Disons F., Ter Hārs D. Neitronu zvaigznes un pulsāri. M., 1973 Lipunov V.M. Neitronu zvaigžņu astrofizika. M., 1987. gads
Koljēra enciklopēdija. - Atvērtā sabiedrība. 2000 .
Skatiet, kas ir "NEUTRON STAR" citās vārdnīcās:
NEITRONU ZVAIGZNE, ļoti maza zvaigzne ar augstu blīvumu, kas sastāv no NEITRONIEM. Ir pēdējais posms daudzu zvaigžņu evolūcija. Neitronu zvaigznes veidojas, kad masīva zvaigzne uzliesmo kā SUPERNOVA zvaigzne, eksplodējot viņu...... Zinātniskā un tehniskā enciklopēdiskā vārdnīca
Zvaigzne, kuras matērija saskaņā ar teorētiskajiem priekšstatiem galvenokārt sastāv no neitroniem. Vielas neitronizācija ir saistīta ar zvaigznes gravitācijas sabrukumu pēc tās kodoldegvielas izsīkuma. Vidējais neitronu zvaigžņu blīvums ir 2,1017 ... Lielā enciklopēdiskā vārdnīca
Neitronu zvaigznes uzbūve. Neitronu zvaigzne ir astronomisks objekts, kas ir viens no galaproduktiem ... Wikipedia
Zvaigzne, kuras matērija saskaņā ar teorētiskajiem priekšstatiem galvenokārt sastāv no neitroniem. Šādas zvaigznes vidējais blīvums ir neitronu zvaigzne 2·1017 kg/m3, vidējais rādiuss ir 20 km. Noteikts ar impulsa radio emisiju, skatiet Pulsāri... Astronomijas vārdnīca
Zvaigzne, kuras matērija saskaņā ar teorētiskajiem priekšstatiem galvenokārt sastāv no neitroniem. Vielas neitronizācija ir saistīta ar zvaigznes gravitācijas sabrukumu pēc tās kodoldegvielas izsīkuma. Vidējais neitronu zvaigznes blīvums...... enciklopēdiskā vārdnīca
Hidrostatiskā līdzsvara zvaigzne, kurā galvenokārt sastāv bars no neitroniem. Veidojas protonu transformācijas rezultātā neitronos gravitācijas spēku ietekmē. diezgan masīvu zvaigžņu sabrukums pēdējās evolūcijas stadijās (kuru masa vairākas reizes pārsniedz... ... Dabaszinātnes. enciklopēdiskā vārdnīca
Neitronu zvaigzne- viens no zvaigžņu evolūcijas posmiem, kad gravitācijas sabrukuma rezultātā tā tiek saspiesta līdz tik maziem izmēriem (bumbiņas rādiuss ir 10-20 km), ka elektroni tiek iespiesti atomu kodolos un neitralizējas. viņu lādiņš, visa zvaigznes būtība kļūst... ... Mūsdienu dabaszinātņu aizsākumi
Kalveras neitronu zvaigzne. To atklāja astronomi no Pensilvānijas štata universitātes ASV un Kanādas Makgila universitātes Mazās Ursas zvaigznājā. Zvaigzne ir neparasta pēc savām īpašībām un nelīdzinās nevienai citai... ... Vikipēdijai
- (angļu valodā runway star) zvaigzne, kas pārvietojas ar neparasti lielu ātrumu attiecībā pret apkārtējo starpzvaigžņu vidi. Šādas zvaigznes pareiza kustība bieži tiek norādīta precīzi attiecībā pret zvaigžņu asociāciju, kuras loceklis... ... Wikipedia
Tas notiek pēc supernovas sprādziena.
Šī ir zvaigznes dzīves krēsla. Tā gravitācija ir tik spēcīga, ka tā izmet elektronus no atomu orbītām, pārvēršot tos neitronos.
Kad viņa zaudē atbalstu iekšējais spiediens, tas sabrūk, un tas noved pie supernovas sprādziens.
Šī ķermeņa atliekas kļūst par neitronu zvaigzni, kuras masa 1,4 reizes pārsniedz Saules masu un rādiuss ir gandrīz vienāds ar Manhetenas rādiusu ASV.
Cukura gabala svars ar neitronu zvaigznes blīvumu ir...
Ja, piemēram, paņemat cukura gabalu ar tilpumu 1 cm3 un iedomājaties, ka tas ir izgatavots no neitronu zvaigžņu matērija, tad tā masa būtu aptuveni viens miljards tonnu. Tas ir vienāds ar aptuveni 8 tūkstošu gaisa kuģu pārvadātāju masu. Mazs objekts ar neticams blīvums!
Jaundzimušā neitronu zvaigzne lepojas ar lielu rotācijas ātrumu. Kad masīva zvaigzne pārvēršas par neitronu zvaigzni, tās rotācijas ātrums mainās.
Rotējoša neitronu zvaigzne ir dabisks elektriskais ģenerators. Tās rotācija rada spēcīgu magnētisko lauku. Šis milzīgais magnētisma spēks uztver elektronus un citas atomu daļiņas un milzīgā ātrumā nosūta tos dziļi Visumā. Ātrgaitas daļiņas mēdz izstarot starojumu. Mirgošana, ko mēs novērojam pulsāra zvaigznēs, ir šo daļiņu starojums.Bet mēs to pamanām tikai tad, kad tā starojums ir vērsts mūsu virzienā.
Rotējošā neitronu zvaigzne ir Pulsārs, eksotisks objekts, kas izveidots pēc Supernovas sprādziena. Šis ir viņas dzīves saulriets.
Neitronu zvaigžņu blīvums tiek sadalīts atšķirīgi. Viņiem ir neticami blīva miza. Taču neitronu zvaigznes iekšienē esošie spēki var caurdurt garozu. Un, kad tas notiek, zvaigzne pielāgo savu pozīciju, kā rezultātā mainās tās rotācija. To sauc: miza ir saplaisājusi. Uz neitronu zvaigznes notiek sprādziens.
Raksti
>M82 galaktikas centrā var redzēt pulsāru (rozā krāsā).
Izpētīt pulsāri un neitronu zvaigznes Visums: apraksts un raksturlielumi ar fotogrāfijām un video, struktūra, rotācija, blīvums, sastāvs, masa, temperatūra, meklēšana.
Pulsāri
Pulsāri ir sfēriski kompakti objekti, kuru izmēri nepārsniedz robežu liela pilsēta. Pārsteidzoši ir tas, ka ar šādu tilpumu tie masas izteiksmē pārsniedz Saules masu. Tos izmanto, lai pētītu ekstrēmus matērijas stāvokļus, atklātu planētas ārpus mūsu sistēmas un mērītu kosmiskos attālumus. Turklāt tie palīdzēja atrast gravitācijas viļņus, kas norāda uz enerģētiskiem notikumiem, piemēram, supermasīvām sadursmēm. Pirmo reizi atklāts 1967. gadā.
Kas ir pulsārs?
Ja debesīs meklējat pulsāru, šķiet, ka tā ir parasta mirgojoša zvaigzne, kas seko noteiktam ritmam. Patiesībā to gaisma nemirgo un nepulsē, un tās neparādās kā zvaigznes.
Pulsārs rada divus noturīgus, šaurus gaismas starus pretējos virzienos. Mirgošanas efekts rodas, jo tie griežas (bākas princips). Šajā brīdī stars ietriecas Zemē un pēc tam atkal pagriežas. Kāpēc tas notiek? Fakts ir tāds, ka pulsāra gaismas stars parasti nav saskaņots ar tā rotācijas asi.
Ja mirgošanu rada rotācija, tad impulsu ātrums atspoguļo ātrumu, ar kādu pulsārs griežas. Kopumā tika atrasti 2000 pulsāru, no kuriem lielākā daļa griežas reizi sekundē. Bet ir aptuveni 200 objektu, kas spēj veikt simts apgriezienus vienā un tajā pašā laikā. Ātrākos sauc par milisekundēm, jo to apgriezienu skaits sekundē ir 700.
Pulsārus nevar uzskatīt par zvaigznēm, vismaz “dzīvām”. Drīzāk tās ir neitronu zvaigznes, kas veidojas pēc tam, kad masīvai zvaigznei beidzas degviela un tā sabrūk. Rezultātā tiek izveidots spēcīgs sprādziens - supernova, un atlikušais blīvais materiāls tiek pārveidots par neitronu zvaigzni.
Pulsāru diametrs Visumā sasniedz 20-24 km, un to masa divreiz pārsniedz Saules masu. Lai sniegtu priekšstatu, šāda objekta gabals cukura kuba lielumā svērs 1 miljardu tonnu. Tas ir, kaut kas tik smags kā Everests iederas tavā rokā! Tiesa, ir vēl blīvāks objekts – melnais caurums. Masīvākais sasniedz 2,04 Saules masas.
Pulsāriem ir spēcīgs magnētiskais lauks, kas ir 100 miljonus līdz 1 kvadriljonu reižu spēcīgāks nekā Zemes. Lai neitronu zvaigzne sāktu izstarot gaismu kā pulsārs, tai ir jābūt pareizai magnētiskā lauka stipruma un rotācijas ātruma attiecībai. Gadās, ka radioviļņu stars var neiziet cauri zemes teleskopa redzes laukam un palikt neredzams.
Radio pulsāri
Astrofiziķis Antons Birjukovs par neitronu zvaigžņu fiziku, palēninot rotāciju un gravitācijas viļņu atklāšanu:
Kāpēc pulsāri griežas?
Pulsāra lēnums ir viens apgrieziens sekundē. Ātrākie paātrina līdz simtiem apgriezienu sekundē un tiek saukti par milisekundēm. Rotācijas process notiek tāpēc, ka griezās arī zvaigznes, no kurām tās veidojušās. Bet, lai sasniegtu šo ātrumu, jums ir nepieciešams papildu avots.
Pētnieki uzskata, ka milisekundes pulsāri radušies, zogot enerģiju no kaimiņa. Jūs varat pamanīt svešas vielas klātbūtni, kas palielina rotācijas ātrumu. Un tas nenāk par labu ievainotajam pavadonim, kuru kādu dienu pulsārs varētu pilnībā apēst. Šādas sistēmas sauc par melnajām atraitnēm (pēc bīstams izskats zirneklis).
Pulsāri spēj izstarot gaismu vairākos viļņu garumos (no radio līdz gamma stariem). Bet kā viņi to dara? Zinātnieki vēl nevar atrast precīzu atbildi. Tiek uzskatīts, ka par katru viļņa garumu ir atbildīgs atsevišķs mehānisms. Bākugunīm līdzīgi stari ir izgatavoti no radioviļņiem. Tie ir spilgti un šauri un atgādina koherentu gaismu, kur daļiņas veido fokusētu staru kūli.
Jo ātrāka rotācija, jo vājāks ir magnētiskais lauks. Bet griešanās ātrums ir pietiekams, lai tie izstarotu tikpat spilgtus starus kā lēni.
Rotācijas laikā magnētiskais lauks rada elektrisko lauku, kas var novest lādētas daļiņas mobilā stāvoklī (elektriskā strāva). Apgabalu virs virsmas, kurā dominē magnētiskais lauks, sauc par magnetosfēru. Šeit lādētās daļiņas tiek neticami paātrinātas lieli ātrumi spēcīgas dēļ elektriskais lauks. Katru reizi, kad tie paātrina, tie izstaro gaismu. Tas tiek parādīts optiskā un rentgena diapazonā.
Kā ar gamma stariem? Pētījumi liecina, ka to avots jāmeklē citur pulsāra tuvumā. Un tie atgādinās ventilatoru.
Meklēt pulsārus
Radioteleskopi joprojām ir galvenā metode pulsāru meklēšanai kosmosā. Tie ir mazi un blāvi salīdzinājumā ar citiem objektiem, tāpēc ir jāskenē visas debesis un pamazām šie objekti nokļūst objektīvā. Lielākā daļa tika atrasta, izmantojot Parkes observatoriju Austrālijā. Sākot ar 2018. gadu, no Square Kilometer Array Antenna (SKA) būs pieejams daudz jaunu datu.
2008. gadā tika palaists teleskops GLAST, kas atklāja 2050 gamma starus izstarojošus pulsārus, no kuriem 93 bija milisekundes. Šis teleskops ir neticami noderīgs, jo skenē visas debesis, bet citi izceļ tikai nelielas platības gar plakni.
Dažādu viļņu garumu atrašana var būt sarežģīta. Fakts ir tāds, ka radioviļņi ir neticami spēcīgi, taču tie var vienkārši neietilpst teleskopa objektīvā. Bet gamma starojums izplatās pa vairāk debess, bet tā spilgtums ir zemāks.
Zinātnieki tagad zina par 2300 pulsāru esamību, kas atrasti ar radioviļņiem un 160 ar gamma stariem. Ir arī 240 milisekundes pulsāri, no kuriem 60 rada gamma starus.
Izmantojot pulsārus
Pulsāri ir ne tikai pārsteidzoši kosmosa objekti, bet arī noderīgi instrumenti. Izstarotā gaisma var daudz pastāstīt par iekšējie procesi. Tas nozīmē, ka pētnieki spēj izprast neitronu zvaigžņu fiziku. Šie objekti ir tādi augstspiediena ka matērijas uzvedība atšķiras no ierastās. Dīvaino neitronu zvaigžņu saturu sauc par "kodolpastu".
Pulsāri sniedz daudz priekšrocību to impulsu precizitātes dēļ. Zinātnieki zina konkrētus objektus un uztver tos kā kosmiskos pulksteņus. Tā sāka parādīties spekulācijas par citu planētu klātbūtni. Faktiski pirmā atrastā eksoplaneta riņķoja ap pulsāru.
Neaizmirstiet, ka pulsāri turpina kustēties, kamēr tie "mirgo", kas nozīmē, ka tos var izmantot kosmisko attālumu mērīšanai. Viņi arī bija iesaistīti Einšteina relativitātes teorijas pārbaudē, piemēram, momenti ar gravitāciju. Bet pulsācijas regularitāti var izjaukt gravitācijas viļņi. Tas tika pamanīts 2016. gada februārī.
Pulsaras kapsētas
Pamazām visi pulsāri palēninās. Starojumu darbina magnētiskais lauks, ko rada rotācija. Rezultātā tas arī zaudē savu jaudu un pārstāj raidīt starus. Zinātnieki ir novilkuši īpašu līniju, kur radioviļņu priekšā joprojām var noteikt gamma starus. Tiklīdz pulsārs nokrīt zemāk, tas tiek norakstīts pulsāra kapos.
Ja pulsārs tika izveidots no supernovas paliekām, tad tam ir milzīga enerģijas rezerve un ātrs ātrums rotācija. Kā piemērus var minēt jauno objektu PSR B0531+21. Tas var palikt šajā fāzē vairākus simtus tūkstošus gadu, pēc tam tas sāks zaudēt ātrumu. Pusmūža pulsāri veido lielāko iedzīvotāju daļu un rada tikai radioviļņus.
Tomēr pulsārs var pagarināt savu dzīvi, ja tuvumā atrodas satelīts. Tad tas izvilks savu materiālu un palielinās griešanās ātrumu. Šādas izmaiņas var notikt jebkurā laikā, tāpēc pulsārs spēj atdzimt. Šādu kontaktu sauc par mazmasas rentgena bināro sistēmu. Vecākie pulsāri ir milisekundes. Daži sasniedz miljardu gadu vecumu.
Neitronu zvaigznes
Neitronu zvaigznes- diezgan noslēpumaini objekti, kas pārsniedz Saules masu 1,4 reizes. Tie ir dzimuši pēc lielāku zvaigžņu eksplozijas. Iepazīsim šos veidojumus tuvāk.
Kad eksplodē zvaigzne, kas ir 4-8 reizes masīvāka par Sauli, augsta blīvuma kodols paliek un turpina sabrukt. Gravitācija tik spēcīgi nospiež materiālu, ka protoni un elektroni saplūst kopā, lai kļūtu par neitroniem. Tā dzimst augsta blīvuma neitronu zvaigzne.
Šo masīvo objektu diametrs var sasniegt tikai 20 km. Lai sniegtu priekšstatu par blīvumu, tikai viena neitronu zvaigznes materiāla kauss sver miljardu tonnu. Gravitācija uz šāda objekta ir 2 miljardus reižu spēcīgāka nekā uz Zemes, un jauda ir pietiekama gravitācijas lēcām, ļaujot zinātniekiem aplūkot zvaigznes aizmuguri.
Sprādziena radītais trieciens atstāj impulsu, kas izraisa neitronu zvaigznes griešanos, sasniedzot vairākus apgriezienus sekundē. Lai gan tie var paātrināties līdz 43 000 reižu minūtē.
Robežslāņi kompaktu objektu tuvumā
Astrofiziķis Valērijs Suleimanovs par akrecijas disku, zvaigžņu vēja un matērijas parādīšanos ap neitronu zvaigznēm:
Neitronu zvaigžņu interjers
Astrofiziķis Sergejs Popovs par ārkārtējiem matērijas stāvokļiem, neitronu zvaigžņu sastāvu un interjera izpētes metodēm:
Kad neitronu zvaigzne darbojas kā daļa no duālā sistēma, kur uzsprāga supernova, bilde izskatās vēl iespaidīgāka. Ja otrā zvaigzne pēc masas ir zemāka par Sauli, tad tā ievelk pavadoņa masu “Roche daivā”. Šis ir sfērisks materiāla mākonis, kas riņķo ap neitronu zvaigzni. Ja satelīts bija 10 reizes lielāks par Saules masu, tad arī masas pārnese ir noregulēta, bet ne tik stabila. Materiāls plūst pa magnētiskajiem poliem, uzsilst un rada rentgena pulsācijas.
Līdz 2010. gadam tika atrasti 1800 pulsāri, izmantojot radio noteikšanu un 70, izmantojot gamma starus. Dažiem īpatņiem pat bija planētas.
Neitronu zvaigžņu veidi
Dažiem neitronu zvaigžņu pārstāvjiem ir materiāla strūklas, kas plūst gandrīz ar gaismas ātrumu. Kad viņi lido mums garām, viņi mirgo kā bākas gaisma. Šī iemesla dēļ tos sauc par pulsāriem.
Zvaigžņu evolūcijas galaproduktu sauc par neitronu zvaigznēm. Viņu izmērs un svars ir vienkārši pārsteidzoši! Tā izmērs ir līdz 20 km diametrā, bet sver tikpat daudz kā . Vielas blīvums neitronu zvaigznē ir daudzkārt lielāks nekā atoma kodola blīvums. Supernovas sprādzienu laikā parādās neitronu zvaigznes.
Lielākā daļa zināmo neitronu zvaigžņu sver aptuveni 1,44 Saules masas un ir vienāds ar Čandrasekharas masas ierobežojumu. Bet teorētiski ir iespējams, ka tiem var būt līdz 2,5 masas. Smagākais, kas līdz šim atklāts, sver 1,88 saules masas, un to sauc par Vele X-1, bet otrais ar 1,97 saules masu masu ir PSR J1614-2230. Ar turpmāku blīvuma pieaugumu zvaigzne pārvēršas par kvarku.
Neitronu zvaigžņu magnētiskais lauks ir ļoti spēcīgs un sasniedz 10,12 grādus G, Zemes lauks ir 1G. Kopš 1990. gada dažas neitronu zvaigznes ir identificētas kā magnetāri - tās ir zvaigznes, kuru magnētiskie lauki pārsniedz 10 līdz 14 Gausa grādus. Pie šādiem kritiskiem magnētiskajiem laukiem parādās fizikas izmaiņas, relativistiskie efekti (gaismas locīšana magnētiskā lauka ietekmē) un fiziskā vakuuma polarizācija. Tika prognozētas un pēc tam atklātas neitronu zvaigznes.
Pirmos pieņēmumus izdarīja Valters Bāde un Frics Cvikijs 1933., viņi izdarīja pieņēmumu, ka neitronu zvaigznes rodas supernovas sprādziena rezultātā. Saskaņā ar aprēķiniem šo zvaigžņu starojums ir ļoti mazs, to vienkārši nav iespējams noteikt. Bet 1967. gadā Huish absolvente Džoslina Bela atklāja , kas izstaro regulārus radio impulsus.
Šādi impulsi tika iegūti objekta straujas rotācijas rezultātā, bet parastās zvaigznes vienkārši lidotu atsevišķi no tik spēcīgas rotācijas, un tāpēc viņi nolēma, ka tās ir neitronu zvaigznes.
Pulsāri griešanās ātruma dilstošā secībā:
Ežektors ir radio pulsārs. Zems rotācijas ātrums un spēcīgs magnētiskais lauks. Šādam pulsāram ir magnētiskais lauks, un zvaigzne griežas vienādi leņķiskais ātrums. Noteiktā brīdī lauka lineārais ātrums sasniedz gaismas ātrumu un sāk to pārsniegt. Turklāt dipola lauks nevar pastāvēt, un lauka stipruma līnijas pārtrūkst. Pārvietojoties pa šīm līnijām, uzlādētas daļiņas sasniedz klinti un atdalās, tādējādi atstājot neitronu zvaigzni un var aizlidot jebkurā attālumā līdz bezgalībai. Tāpēc šos pulsārus sauc par ežektoriem (atdot, izgrūst) - radio pulsāri.
Propellers, tam vairs nav tāda paša griešanās ātruma kā ežektoram, lai paātrinātu daļiņas līdz gaismas ātrumam, tāpēc tas nevar būt radio pulsārs. Bet tā rotācijas ātrums joprojām ir ļoti augsts, magnētiskā lauka uztvertā viela vēl nevar nokrist uz zvaigzni, tas ir, akrecija nenotiek. Šādas zvaigznes ir ļoti vāji pētītas, jo tās ir gandrīz neiespējami novērot.
Akretors ir rentgena pulsārs. Zvaigzne vairs negriežas tik ātri un matērija sāk krist uz zvaigzni, krītot pa magnētiskā lauka līniju. Nokrītot uz cietas virsmas pola tuvumā, viela uzsilst līdz desmitiem miljonu grādu, kā rezultātā rodas rentgena starojums. Pulsācijas rodas tāpēc, ka zvaigzne joprojām griežas, un, tā kā matērijas krišanas laukums ir tikai aptuveni 100 metri, šī vieta periodiski pazūd no redzesloka.
