Om nøytronstjerner. Pulsarer og nøytronstjerner

Nøytronstjerner, ofte kalt "døde" stjerner, er fantastiske objekter. Studiet deres i siste tiårene har blitt et av de mest fascinerende og oppdagelsesrike områdene innen astrofysikk. Interessen for nøytronstjerner skyldes ikke bare mysteriet rundt strukturen deres, men også deres kolossale tetthet og sterke magnetiske og gravitasjonsfelt. Saken der er i en spesiell tilstand, som minner om en enorm atomkjerne, og disse forholdene kan ikke reproduseres i jordiske laboratorier.

Fødsel på tuppen av en penn

Oppdagelsen av en ny elementær partikkel, nøytronet, i 1932 fikk astrofysikere til å lure på hvilken rolle den kan spille i utviklingen av stjerner. To år senere ble det antydet at supernovaeksplosjoner er assosiert med transformasjonen av vanlige stjerner til nøytronstjerner. Deretter ble det gjort beregninger av strukturen og parametrene til sistnevnte, og det ble klart at hvis små stjerner (som vår sol) på slutten av utviklingen deres blir til hvite dverger, så blir tyngre nøytronstjerner. I august 1967 oppdaget radioastronomer, mens de studerte flimringen av kosmiske radiokilder, merkelige signaler: veldig korte, som varte i omtrent 50 millisekunder, ble pulser av radiostråling registrert, gjentatt med et strengt definert tidsintervall (i størrelsesorden ett sekund) . Dette var helt annerledes enn det vanlige kaotiske bildet av tilfeldige uregelmessige svingninger i radioutslipp. Etter en grundig sjekk av alt utstyret ble vi sikre på at pulsene var av utenomjordisk opprinnelse. Det er vanskelig for astronomer å bli overrasket over objekter som sender ut med variabel intensitet, men i dette tilfellet var perioden så kort og signalene var så regelmessige at forskere seriøst antydet at de kunne være nyheter fra utenomjordiske sivilisasjoner.

Derfor ble den første pulsaren kalt LGM-1 (fra engelske Little Green Men "Little Green Men"), selv om forsøk på å finne noen mening med de mottatte pulsene endte forgjeves. Snart ble ytterligere 3 pulserende radiokilder oppdaget. Perioden deres viste seg igjen å være mye mindre enn de karakteristiske tidene for vibrasjon og rotasjon for alle kjente astronomiske objekter. På grunn av strålingens pulserende natur begynte nye objekter å bli kalt pulsarer. Denne oppdagelsen rystet bokstavelig talt astronomien, og rapporter om pulsardeteksjoner begynte å komme fra mange radioobservatorier. Etter oppdagelsen av en pulsar i krabbetåken, som oppsto på grunn av en supernovaeksplosjon i 1054 (denne stjernen var synlig i løpet av dagen, som kineserne, araberne og nordamerikanerne nevner i sine annaler), ble det klart at pulsarer på en eller annen måte er relatert til supernovaeksplosjoner .

Mest sannsynlig kom signalene fra en gjenstand som ble liggende etter eksplosjonen. Det tok lang tid før astrofysikere skjønte at pulsarer var de raskt roterende nøytronstjernene de hadde lett etter så lenge.

Krabbetåken
Utbruddet av denne supernovaen (bildet over), glitrende på jordens himmel lysere enn Venus og synlig selv om dagen, skjedde i 1054 ifølge jordklokker. Nesten 1000 år er en veldig kort periode etter kosmiske standarder, og likevel klarte den vakre krabbetåken i løpet av denne tiden å dannes fra restene av den eksploderende stjernen. Dette bildet er en sammensetning av to bilder: ett av dem ble tatt av Hubble Space Optical Telescope (nyanser av rødt), det andre av Chandra røntgenteleskopet (blått). Det er tydelig sett at høyenergielektroner som sender ut i røntgenområdet svært raskt mister energien, så blå farger råder bare i den sentrale delen av tåken.
Å kombinere to bilder bidrar til å mer nøyaktig forstå driftsmekanismen til denne fantastiske kosmiske generatoren, og sender ut elektromagnetiske svingninger med det bredeste frekvensområdet - fra gammastråler til radiobølger. Selv om de fleste nøytronstjerner er blitt oppdaget ved radiostråling, sender de ut mesteparten av energien sin i gamma- og røntgenområdet. Nøytronstjerner fødes veldig varme, men avkjøles raskt nok, og allerede i tusenårsalderen har de en overflatetemperatur på rundt 1 000 000 K. Derfor skinner bare unge nøytronstjerner i røntgenområdet på grunn av ren termisk stråling.

Pulsar fysikk
En pulsar er ganske enkelt en enorm magnetisert topp som snurrer rundt en akse som ikke sammenfaller med magnetens akse. Hvis ingenting falt på den og den ikke sendte ut noe, ville dens radioutstråling ha en rotasjonsfrekvens og vi ville aldri høre den på jorden. Men faktum er at denne toppen har en kolossal masse og høy temperatur overflaten, og det roterende magnetfeltet skaper et enormt elektrisk felt, som er i stand til å akselerere protoner og elektroner nesten til lysets hastighet. Dessuten er alle disse ladede partiklene som suser rundt pulsaren fanget i dens kolossale magnetfelt. Og bare innenfor en liten solid vinkel rundt den magnetiske aksen kan de bryte seg løs (nøytronstjerner har de sterkeste magnetfeltene i universet, og når 10 10 10 14 gauss, til sammenligning: Jordens felt er 1 gauss, solenergifeltet 10 50 gauss ). Det er disse strømmene av ladede partikler som er kilden til radioutslippet som pulsarer ble oppdaget fra, som senere viste seg å være nøytronstjerner. Siden den magnetiske aksen til en nøytronstjerne ikke nødvendigvis sammenfaller med rotasjonsaksen, når stjernen roterer, forplanter en strøm av radiobølger seg gjennom rommet som strålen til et blinkende fyr, og skjærer bare et øyeblikk gjennom det omkringliggende mørket.

Røntgenbilder av krabbetåkens pulsar i dens aktive (venstre) og normale (høyre) tilstand

nærmeste nabo
Denne pulsaren ligger bare 450 lysår fra Jorden og er et binært system av en nøytronstjerne og en hvit dverg med en omløpsperiode på 5,5 dager. Den myke røntgenstrålingen som mottas av ROSAT-satellitten sendes ut av de polare iskappene PSR J0437-4715, som varmes opp til to millioner grader. Under dens raske rotasjon (perioden til denne pulsaren er 5,75 millisekunder), snur den seg mot jorden med den ene eller andre magnetiske polen, som et resultat endres intensiteten til gammastrålefluksen med 33%. Det lyse objektet ved siden av den lille pulsaren er en fjern galakse som av en eller annen grunn aktivt lyser i røntgenområdet i spekteret.

Den allmektige tyngdekraften

I følge moderne evolusjonsteori ender massive stjerner livet i en kolossal eksplosjon, og gjør de fleste av dem til en ekspanderende gasståke. Som et resultat er det som gjenstår fra en gigant som er mange ganger større enn vår sol i størrelse og masse et tett, varmt objekt på omtrent 20 km i størrelse, med en tynn atmosfære (av hydrogen og tyngre ioner) og et gravitasjonsfelt 100 milliarder ganger større enn jordens. Den ble kalt en nøytronstjerne, og trodde at den hovedsakelig består av nøytroner. Nøytronstjernematerie er den tetteste formen for materie (en teskje av en slik superkjerne veier omtrent en milliard tonn). Den svært korte perioden med signaler som sendes ut av pulsarer var det første og viktigste argumentet for at disse er nøytronstjerner som har et enormt magnetfelt og roterer med i rasende fart. Bare tette og kompakte objekter (bare noen få titalls kilometer i størrelse) med et kraftig gravitasjonsfelt kan tåle en slik rotasjonshastighet uten å falle i stykker på grunn av sentrifugale treghetskrefter.

En nøytronstjerne består av en nøytronvæske blandet med protoner og elektroner. "Kjernefysisk væske", veldig lik stoffet fra atomkjerner, 1014 ganger tettere enn vanlig vann. Denne enorme forskjellen er forståelig, siden atomer for det meste består av tomt rom, der lette elektroner flyter rundt en liten, tung kjerne. Kjernen inneholder nesten all massen, siden protoner og nøytroner er 2000 ganger tyngre enn elektroner. De ekstreme kreftene som genereres ved dannelsen av en nøytronstjerne komprimerer atomene så mye at elektronene som klemmes inn i kjernene kombineres med protoner for å danne nøytroner. På denne måten blir det født en stjerne som nesten utelukkende består av nøytroner. En supertett kjernefysisk væske, hvis den ble brakt til jorden, ville eksplodere som atombombe, men i en nøytronstjerne er den stabil på grunn av det enorme gravitasjonstrykket. Men i de ytre lagene av en nøytronstjerne (som faktisk alle stjerner), faller trykk og temperatur, og danner en solid skorpe som er omtrent en kilometer tykk. Det antas å bestå hovedsakelig av jernkjerner.

Blits
Den kolossale røntgenblusset fra 5. mars 1979, viser det seg, skjedde langt utenfor galaksen vår, i den store magellanske skyen, en satellitt til Melkeveien vår, som ligger i en avstand på 180 tusen lysår fra Jorden. Felles behandling av gammastråleutbruddet 5. mars, registrert av syv romfartøyer, gjorde det mulig å ganske nøyaktig bestemme posisjonen til dette objektet, og det faktum at det befinner seg nøyaktig i Magellansk sky er i dag praktisk talt hevet over tvil.

Hendelsen som skjedde på denne fjerne stjernen for 180 tusen år siden er vanskelig å forestille seg, men den blinket da som 10 supernovaer, mer enn 10 ganger lysstyrken til alle stjernene i galaksen vår. Den lyse prikken øverst på figuren er en lenge kjent og velkjent SGR-pulsar, og det uregelmessige omrisset er den mest sannsynlige posisjonen til objektet som blusset opp 5. mars 1979.

Opprinnelsen til nøytronstjernen
En supernovaeksplosjon er ganske enkelt overgangen til en del av gravitasjonsenergien til varme. Når du er inne gammel stjerne drivstoffet renner ut og den termonukleære reaksjonen kan ikke lenger varme opp dypet til ønsket temperatur; en kollaps av gasskyen skjer så å si i dens tyngdepunkt. Energien som frigjøres i denne prosessen sprer de ytre lagene av stjernen i alle retninger, og danner en ekspanderende tåke. Hvis stjernen er liten, som vår sol, oppstår et utbrudd og en hvit dverg dannes. Hvis massen til stjernen er mer enn 10 ganger solens, fører en slik kollaps til en supernovaeksplosjon og en vanlig nøytronstjerne dannes. Hvis en supernova bryter ut i stedet for en veldig stor stjerne, med en masse på 20 x 40 solar, og en nøytronstjerne med en masse på mer enn tre solceller dannes, blir prosessen med gravitasjonskompresjon irreversibel og et svart hull blir dannet.

Intern struktur
Den faste skorpen i de ytre lagene til en nøytronstjerne består av tunge atomkjerner arrangert i et kubisk gitter, med elektroner som flyr fritt mellom dem, noe som minner om jordiske metaller, men bare mye tettere.

Åpent spørsmål

Selv om nøytronstjerner har blitt studert intensivt i omtrent tre tiår, er deres indre struktur ikke kjent med sikkerhet. Dessuten er det ingen sikker sikkerhet for at de egentlig hovedsakelig består av nøytroner. Når du beveger deg dypere inn i stjernen, øker trykket og tettheten og materie kan bli så komprimert at den brytes ned til kvarker – byggesteinene til protoner og nøytroner. I følge moderne kvantekromodynamikk kan kvarker ikke eksistere i fri tilstand, men kombineres til uatskillelige "treere" og "toere". Men kanskje på grensen indre kjerne Ved nøytronstjernen endres situasjonen og kvarkene bryter ut av innesperringen. For ytterligere å forstå naturen til en nøytronstjerne og eksotisk kvarkstoff, må astronomer bestemme forholdet mellom stjernens masse og dens radius (gjennomsnittlig tetthet). Ved å studere nøytronstjerner med satellitter er det mulig å måle massen deres ganske nøyaktig, men å bestemme diameteren deres er mye vanskeligere. Nylig har forskere som bruker XMM-Newton røntgensatellitten funnet en måte å beregne tettheten til nøytronstjerner basert på gravitasjonsrødforskyvning. En annen uvanlig ting med nøytronstjerner er at når massen til stjernen minker, øker dens radius som et resultat minste størrelse har de mest massive nøytronstjernene.

Sort enke
Eksplosjonen av en supernova gir ofte betydelig fart til en nyfødt pulsar. En slik flygende stjerne med et anstendig magnetfelt forstyrrer i stor grad det ioniserte gassen som fyller det interstellare rommet. En særegen sjokkbølge, løper foran stjernen og divergerer inn i en bred kjegle etter den. Det kombinerte optiske (blå-grønne) og røntgenbilde (nyanser av rødt) viser at her har vi ikke bare å gjøre med en lysende gassky, men med en enorm strøm. elementærpartikler, som sendes ut av denne millisekundpulsaren. Den lineære hastigheten til Black Widow er 1 million km/t, den roterer rundt sin akse på 1,6 ms, den er allerede omtrent en milliard år gammel, og den har en følgestjerne som sirkler rundt enken med en periode på 9,2 timer. Pulsaren B1957+20 fikk navnet sitt av den enkle grunn at dens kraftige stråling ganske enkelt brenner naboen, noe som får gassen som danner den til å "koke" og fordampe. Den røde sigarformede kokongen bak pulsaren er den delen av verdensrommet hvor elektronene og protonene som sendes ut av nøytronstjernen sender ut myke gammastråler.

Resultatet av datamodellering gjør det mulig å meget tydelig, i tverrsnitt, presentere prosessene som skjer nær en raskt flygende pulsar. Strålene som divergerer fra et lyst punkt er et konvensjonelt bilde av strømmen av strålingsenergi, samt strømmen av partikler og antipartikler som kommer fra en nøytronstjerne. Den røde omrisset ved grensen til det svarte rommet rundt nøytronstjernen og de rødglødende skyene av plasma er stedet der strømmen av relativistiske partikler som flyr nesten med lysets hastighet møter den interstellare gassen som er komprimert av sjokkbølgen. Ved å bremse kraftig avgir partiklene røntgenstråler og, etter å ha mistet mesteparten av energien, varmer de ikke lenger opp den innfallende gassen så mye.

Kjempenes krampe

Pulsarer regnes som en av de tidlige stadiene av livet til en nøytronstjerne. Takket være studien deres lærte forskerne om magnetiske felt, og om rotasjonshastigheten, og om fremtidig skjebne nøytronstjerner. Ved konstant å overvåke oppførselen til en pulsar, kan man bestemme nøyaktig hvor mye energi den taper, hvor mye den bremser ned, og til og med når den vil slutte å eksistere, etter å ha bremset så mye at den ikke kan sende ut kraftige radiobølger. Disse studiene bekreftet mange teoretiske spådommer om nøytronstjerner.

Allerede i 1968 ble pulsarer med en rotasjonsperiode fra 0,033 sekunder til 2 sekunder oppdaget. Periodisiteten til radiopulsarene opprettholdes med utrolig nøyaktighet, og til å begynne med var stabiliteten til disse signalene høyere enn jordens atomklokker. Og likevel, med fremgang innen tidsmåling, var det mulig å registrere regelmessige endringer i deres perioder for mange pulsarer. Dette er selvfølgelig ekstremt små endringer, og bare over millioner av år kan vi forvente at perioden vil dobles. Forholdet mellom gjeldende rotasjonshastighet og rotasjonsretardasjon er en av måtene å estimere pulsarens alder. Til tross for den bemerkelsesverdige stabiliteten til radiosignalet, opplever noen pulsarer noen ganger såkalte «forstyrrelser». I løpet av et veldig kort tidsintervall (mindre enn 2 minutter), øker rotasjonshastigheten til pulsaren med en betydelig mengde, og går deretter tilbake til verdien som var før "forstyrrelsen". Det antas at "forstyrrelsene" kan være forårsaket av en omorganisering av massen i nøytronstjernen. Men uansett er den eksakte mekanismen fortsatt ukjent.

Vela-pulsaren gjennomgår derfor store "forstyrrelser" omtrent en gang hvert tredje år, og dette gjør den veldig interessant objektå studere slike fenomener.

Magneter

Noen nøytronstjerner, kalt repeterende myke gammastråleutbruddskilder (SGR), sender ut kraftige utbrudd av "myke" gammastråler med ujevne mellomrom. Mengden energi som sendes ut av en SGR i en typisk fakkel som varer noen få tideler av et sekund, kan bare sendes ut av solen på et helt år. Fire kjente SGR-er er lokalisert i galaksen vår, og bare én er utenfor den. Disse utrolige eksplosjonene av energi kan være forårsaket av stjerneskjelv – kraftige versjoner av jordskjelv når den faste overflaten til nøytronstjerner rives fra hverandre og kraftige strømmer av protoner bryter ut fra deres dyp, som, fast i et magnetfelt, sender ut gamma- og røntgenstråling . Nøytronstjerner ble identifisert som kilder til kraftige gammastråleutbrudd etter at det enorme gammastråleutbruddet 5. mars 1979 frigjorde like mye energi i det første sekundet som solen sender ut på 1000 år. Nyere observasjoner av en av de mest aktive nøytronstjernene ser ut til å støtte teorien om at uregelmessige, kraftige utbrudd av gamma- og røntgenstråling er forårsaket av stjerneskjelv.

I 1998 våknet den berømte SGR plutselig fra sin "dvale", som ikke hadde vist tegn til aktivitet på 20 år og sprutet ut nesten like mye energi som gammastrålingen den 5. mars 1979. Det som slo forskerne mest da de observerte denne hendelsen var den kraftige nedgangen i rotasjonshastigheten til stjernen, noe som indikerte dens ødeleggelse. For å forklare kraftige gamma- og røntgenbluss ble det foreslått en magnetar-nøytronstjernemodell med et supersterkt magnetfelt. Hvis en nøytronstjerne blir født og spinner veldig raskt, kan den kombinerte påvirkningen av rotasjon og konveksjon, som spiller en viktig rolle i de første sekundene av nøytronstjernens liv, skape et enormt magnetfelt gjennom en kompleks prosess kjent som en "aktiv" dynamo" (på samme måte som feltet er skapt inne i jorden og solen). Teoretikere ble overrasket over å oppdage at en slik dynamo, som opererer i en varm, nyfødt nøytronstjerne, kunne skape et magnetfelt 10 000 ganger sterkere enn det normale feltet til pulsarer. Når stjernen avkjøles (etter 10 eller 20 sekunder), stopper konveksjonen og dynamoens handling, men denne gangen er nok til at det nødvendige feltet oppstår.

Magnetfeltet til en roterende elektrisk ledende kule kan være ustabil, og en kraftig restrukturering av dens struktur kan ledsages av frigjøring av kolossale mengder energi ( klart eksempel slik ustabilitet periodisk overføring av jordens magnetiske poler). Lignende ting skjer på Solen, i eksplosive hendelser kalt «solutbrudd». I en magnetar er den tilgjengelige magnetiske energien enorm, og denne energien er ganske nok til å drive slike gigantiske fakler som 5. mars 1979 og 27. august 1998. Slike hendelser forårsaker uunngåelig dyp forstyrrelse og endringer i strukturen til ikke bare elektriske strømmer i volumet til nøytronstjernen, men også dens solide skorpe. En annen mystisk type objekter som sender ut kraftig røntgenstråling under periodiske eksplosjoner, er de såkalte anomale røntgenpulsarene AXP. De skiller seg fra vanlige røntgenpulsarer ved at de kun sender ut i røntgenområdet. Forskere tror at SGR og AXP er faser av livet til samme klasse objekter, nemlig magnetarer eller nøytronstjerner, som sender ut myke gammastråler ved å trekke energi fra et magnetfelt. Og selv om magnetarer i dag fortsatt er teoretikeres hjernebarn og det ikke er nok data som bekrefter deres eksistens, søker astronomer vedvarende etter de nødvendige bevisene.

Magnetar-kandidater
Astronomer har allerede studert hjemmegalaksen vår, Melkeveien, så grundig at det ikke koster dem noe å avbilde dens sidevisning, og indikerer posisjonen til den mest bemerkelsesverdige av nøytronstjernene.

Forskere tror at AXP og SGR ganske enkelt er to stadier i livet til den samme gigantiske magnetnøytronstjernen. De første 10 000 årene er magnetaren en SGR-pulsar, synlig i vanlig lys og produserer gjentatte utbrudd av myk røntgenstråling, og i de neste millioner av år forsvinner den, som en unormal AXP-pulsar, fra det synlige området og blåser. kun på røntgen.

Den sterkeste magneten
Analyse av data innhentet av RXTE-satellitten (Rossi X-ray Timing Explorer, NASA) under observasjoner av den uvanlige pulsaren SGR 1806-20 viste at denne kilden er den kraftigste magneten kjent til dags dato i universet. Størrelsen på feltet ble bestemt ikke bare på grunnlag av indirekte data (fra nedbremsingen av pulsaren), men også nesten direkte fra måling av rotasjonsfrekvensen til protoner i magnetfeltet til nøytronstjernen. Magnetfeltet nær overflaten av denne magnetaren når 10 15 gauss. Hvis det for eksempel var i månens bane, ville alle magnetiske lagringsmedier på vår jord blitt avmagnetisert. Riktignok, tatt i betraktning det faktum at dens masse er omtrent lik Solens, ville dette ikke lenger ha noen betydning, siden selv om Jorden ikke hadde falt på denne nøytronstjernen, ville den ha snurret rundt den som en gal og laget en full revolusjon på bare en time.

Aktiv dynamo
Vi vet alle at energi elsker å endre seg fra en form til en annen. Elektrisitet blir lett til varme, og kinetisk energi til potensiell energi. Store konveksjonsstrømmer av elektrisk ledende magma, plasma eller kjernefysisk materie, viser det seg, kan også kinetisk energi forvandles til noe uvanlig, for eksempel et magnetfelt. Bevegelsen av store masser på en roterende stjerne i nærvær av et lite innledende magnetfelt kan føre til elektriske strømmer som skaper et felt i samme retning som den opprinnelige. Som et resultat begynner en skredlignende økning i det eget magnetiske feltet til et roterende strømledende objekt. Jo større felt, jo større strømmer, jo større strømmer, jo større felt og alt dette skyldes banale konveksjonsstrømmer, på grunn av det faktum at et varmt stoff er lettere enn et kaldt, og derfor flyter opp

Urolig nabolag

Det berømte romobservatoriet Chandra har oppdaget hundrevis av objekter (inkludert i andre galakser), noe som indikerer at ikke alle nøytronstjerner er bestemt til å leve et ensomt liv. Slike objekter er født i binære systemer som overlevde supernovaeksplosjonen som skapte nøytronstjernen. Og noen ganger hender det at enkeltnøytronstjerner i tette stjerneområder som kulehoper fanger en følgesvenn. I dette tilfellet vil nøytronstjernen "stjele" materie fra naboen. Og avhengig av hvor massiv stjernen skal følge den, vil dette "tyveriet" føre til forskjellige konsekvenser. Gass som strømmer fra en følgesvenn med en masse mindre enn solen til en slik "krummen" som en nøytronstjerne kan ikke umiddelbart falle på grunn av at dens egen vinkelmomentum er for stor, så den lager en såkalt akkresjonsskive rundt den fra «stjålet» sak. Friksjon når den vikler seg rundt nøytronstjernen og kompresjon i gravitasjonsfeltet varmer opp gassen til millioner av grader, og den begynner å sende ut røntgenstråler. Annen interessant fenomen, assosiert med nøytronstjerner som har en følgesvenn med lav masse, røntgenutbrudd (burster). De varer vanligvis fra flere sekunder til flere minutter og gir maksimalt stjernen en lysstyrke som er nesten 100 tusen ganger større enn solens lysstyrke.

Disse faklene forklares med det faktum at når hydrogen og helium overføres til nøytronstjernen fra følgesvennen, danner de et tett lag. Gradvis blir dette laget så tett og varmt at en reaksjon begynner termonukleær fusjon og skiller seg ut stor mengde energi. Når det gjelder kraft, tilsvarer dette eksplosjonen av alt kjernefysisk arsenal jordboere på hver kvadratcentimeter av overflaten til en nøytronstjerne innen et minutt. Et helt annet bilde blir observert hvis nøytronstjernen har en massiv følgesvenn. Den gigantiske stjernen mister materie i form av stjernevind (en strøm av ionisert gass som kommer fra overflaten), og den enorme tyngdekraften til nøytronstjernen fanger opp noe av denne materien. Men her kommer magnetfeltet til sin rett, og får den fallende materien til å strømme med strømledninger til de magnetiske polene.

Dette betyr at røntgenstråling primært genereres ved varme punkter ved polene, og hvis magnetaksen og rotasjonsaksen til stjernen ikke faller sammen, viser lysstyrken til stjernen seg å være variabel - det er også en pulsar , men bare en røntgenstråle. Nøytronstjerner i røntgenpulsarer har lyse kjempestjerner som følgesvenner. I burstere er følgesvennene til nøytronstjerner svake stjerner med lav masse. Alder lyse kjemper ikke overstiger flere titalls millioner år, mens alderen til svake dvergstjerner kan være milliarder av år, siden førstnevnte forbruker kjernebrenselet sitt mye raskere enn sistnevnte. Det følger at burstere er gamle systemer der magnetfeltet har svekket seg over tid, og pulsarer er relativt unge, og derfor er magnetfeltene i dem sterkere. Kanskje pulserer pulserer på et tidspunkt i fortiden, men pulsarer har ennå ikke bristet i fremtiden.

Pulsarer er også assosiert med binære systemer med de fleste korte perioder(mindre enn 30 millisekunder) såkalte millisekundpulsarer. Til tross for deres raske rotasjon, viser de seg ikke å være de yngste, som man kunne forvente, men de eldste.

De oppstår fra binære systemer der en gammel, sakte roterende nøytronstjerne begynner å absorbere materie fra sin også gamle følgesvenn (vanligvis en rød kjempe). Når materie faller ned på overflaten av en nøytronstjerne, overfører den rotasjonsenergi til den, og får den til å spinne raskere og raskere. Dette skjer til nøytronstjernens følgesvenn, nesten befridd for overflødig masse, blir en hvit dverg, og pulsaren våkner til liv og begynner å rotere med en hastighet på hundrevis av omdreininger per sekund. Imidlertid oppdaget nylig astronomer et veldig uvanlig system, der følgesvennen til en millisekundpulsar ikke er en hvit dverg, men en gigantisk oppblåst rød stjerne. Forskere tror at de observerer dette binære systemet akkurat på stadiet med å "frigjøre" den røde stjernen fra overflødig vekt og bli til en hvit dverg. Hvis denne hypotesen er feil, kan følgestjernen være en vanlig kulehopstjerne som ved et uhell fanges opp av en pulsar. Nesten alle nøytronstjerner som er kjent for øyeblikket, finnes enten i røntgenbinærer eller som enkeltpulsarer.

Og nylig la Hubble merke til i synlig lys en nøytronstjerne, som ikke er en komponent i et binært system og ikke pulserer i røntgen- og radiorekkevidden. Dette gir en unik mulighet til nøyaktig å bestemme størrelsen og gjøre justeringer av ideer om sammensetningen og strukturen til denne bisarre klassen av utbrente, gravitasjonsmessig komprimerte stjerner. Denne stjernen ble først oppdaget som en røntgenkilde og sender ut i dette området ikke fordi den samler opp hydrogengass mens den beveger seg gjennom verdensrommet, men fordi den fortsatt er ung. Det kan være resten av en av stjernene i det binære systemet. Som et resultat av en supernovaeksplosjon kollapset dette binære systemet og tidligere naboer begynte en uavhengig reise gjennom universet.

Babystjernespiser
Akkurat som steiner faller til bakken, så stor stjerne, som slipper massen sin bit for bit, flytter seg gradvis til en liten og fjern nabo, som har et enormt gravitasjonsfelt nær overflaten. Hvis stjernene ikke dreide seg rundt et felles tyngdepunkt, kunne gasstrømmen ganske enkelt strømme, som en vannstrøm fra et krus, inn på en liten nøytronstjerne. Men siden stjernene virvler i en runddans, må den fallende materie, før den når overflaten, tape mest dens vinkelmomentum. Og her hjelper den gjensidige friksjonen av partikler som beveger seg langs forskjellige baner og samspillet mellom det ioniserte plasmaet som danner akkresjonsskiven med magnetfeltet til pulsaren at materieprosessen faller til å slutte med et slag på overflaten til nøytronstjernen i området for dens magnetiske poler.

Gåte 4U2127 løst
Denne stjernen har lurt astronomer i mer enn 10 år, vist merkelig langsom variasjon i parameterne og blusset opp forskjellig hver gang. Bare den siste forskningen fra Chandra-romobservatoriet har gjort det mulig å avdekke den mystiske oppførselen til dette objektet. Det viste seg at dette ikke var én, men to nøytronstjerner. Dessuten har de begge følgesvenner: en stjerne ligner vår sol, den andre er som en liten blå nabo. Romlig sett er disse stjerneparene atskilt med en ganske stor avstand og lever et selvstendig liv. Men på stjernesfæren projiseres de til nesten samme punkt, og det er grunnen til at de ble ansett som ett objekt så lenge. Disse fire stjernene befinner seg i kulehopen M15 i en avstand på 34 tusen lysår.

Åpent spørsmål

Totalt har astronomer oppdaget rundt 1200 nøytronstjerner til dags dato. Av disse er mer enn 1000 radiopulsarer, og resten er rett og slett røntgenkilder. Gjennom årene med forskning har forskere kommet til den konklusjon at nøytronstjerner er ekte originaler. Noen er veldig lyse og rolige, andre blusser opp med jevne mellomrom og endres med stjerneskjelv, og andre eksisterer i binære systemer. Disse stjernene er blant de mest mystiske og unnvikende astronomiske objektene, og kombinerer de sterkeste gravitasjons- og magnetfeltene og ekstreme tettheter og energier. Og hver ny oppdagelse fra dem hektisk liv gir forskere unik informasjon som er nødvendig for å forstå materiens natur og universets utvikling.

Universell standard
Send noe utenfor solsystemet svært vanskelig, derfor, sammen med Pioneer-10- og -11-romskipene på vei dit for 30 år siden, sendte jordboerne også meldinger til sine brødre i tankene. Å tegne noe som vil være forståelig for det utenomjordiske sinnet er ikke en lett oppgave; dessuten var det også nødvendig å angi returadressen og datoen for sending av brevet... Hvor tydelig kunstnerne var i stand til å gjøre alt dette er vanskelig for en person å forstå, men selve ideen om å bruke radiopulsarer for å indikere sted og tidspunkt for sending av meldingen er genial. Intermitterende stråler av forskjellige lengder som kommer fra et punkt som symboliserer solen, indikerer retningen og avstanden til pulsarene nærmest jorden, og intermittensen til linjen er ikke noe mer enn en binær betegnelse på deres revolusjonsperiode. Den lengste strålen peker mot midten av Galaxy Melkeveien. Frekvensen til radiosignalet som sendes ut av et hydrogenatom når den gjensidige orienteringen av spinnene (rotasjonsretningen) til protonet og elektronet endres, tas som tidsenhet i meldingen.

De berømte 21 cm eller 1420 MHz bør være kjent for alle intelligente vesener i universet. Ved å bruke disse landemerkene, som peker på "radiofyrene" til universet, vil det være mulig å finne jordboere selv etter mange millioner år, og ved å sammenligne den registrerte frekvensen av pulsarer med den nåværende, vil det være mulig å estimere når disse mann og kvinne velsignet den første flyturen romskip, som forlot solsystemet.

Nikolay Andreev

29. august 2013 kl. 22.33

Nøytronstjerner, ofte kalt "døde" stjerner, er fantastiske objekter. Studien deres de siste tiårene har blitt et av de mest fascinerende og oppdagelsesrike områdene innen astrofysikk. Interessen for nøytronstjerner skyldes ikke bare mysteriet rundt strukturen deres, men også deres kolossale tetthet og sterke magnetiske og gravitasjonsfelt. Saken der er i en spesiell tilstand, som minner om en enorm atomkjerne, og disse forholdene kan ikke reproduseres i jordiske laboratorier.

Fødsel på tuppen av en penn

Oppdagelsen av en ny elementær partikkel, nøytronet, i 1932 tvang astrofysikere til å lure på hvilken rolle den kan spille i utviklingen av stjerner. To år senere ble det antydet at supernovaeksplosjoner er assosiert med transformasjonen av vanlige stjerner til nøytronstjerner. Deretter ble det gjort beregninger av strukturen og parametrene til sistnevnte, og det ble klart at hvis små stjerner (som vår sol) på slutten av utviklingen deres blir til hvite dverger, så blir tyngre nøytronstjerner. I august 1967 oppdaget radioastronomer, mens de studerte flimringen av kosmiske radiokilder, merkelige signaler - veldig korte, som varte i omtrent 50 millisekunder, ble pulser av radiostråling registrert, gjentatt med et strengt definert tidsintervall (omtrent ett sekund). Dette var helt annerledes enn det vanlige kaotiske bildet av tilfeldige uregelmessige svingninger i radioutslipp. Etter en grundig sjekk av alt utstyret ble vi sikre på at pulsene var av utenomjordisk opprinnelse. Det er vanskelig for astronomer å bli overrasket over objekter som sender ut med variabel intensitet, men i dette tilfellet var perioden så kort og signalene var så regelmessige at forskere seriøst antydet at de kunne være nyheter fra utenomjordiske sivilisasjoner.

Derfor ble den første pulsaren kalt LGM-1 (fra engelske Little Green Men - "Little Green Men"), selv om forsøk på å finne noen mening med de mottatte pulsene endte forgjeves. Snart ble ytterligere 3 pulserende radiokilder oppdaget. Perioden deres viste seg igjen å være mye mindre enn de karakteristiske tidene for vibrasjon og rotasjon for alle kjente astronomiske objekter. På grunn av strålingens pulserende natur begynte nye objekter å bli kalt pulsarer. Denne oppdagelsen rystet bokstavelig talt astronomien, og rapporter om pulsardeteksjoner begynte å komme fra mange radioobservatorier. Etter oppdagelsen av en pulsar i krabbetåken, som oppsto på grunn av en supernovaeksplosjon i 1054 (denne stjernen var synlig i løpet av dagen, som kineserne, araberne og nordamerikanerne nevner i sine annaler), ble det klart at pulsarer på en eller annen måte er relatert til supernovaeksplosjoner .

Selv om de fleste nøytronstjerner er blitt oppdaget ved radiostråling, sender de ut mesteparten av energien sin i gamma- og røntgenområdet. Nøytronstjerner fødes veldig varme, men avkjøles raskt nok, og allerede i tusenårsalderen har de en overflatetemperatur på rundt 1 000 000 K. Derfor skinner bare unge nøytronstjerner i røntgenområdet på grunn av ren termisk stråling.

Pulsar fysikk

En pulsar er ganske enkelt en enorm magnetisert topp som snurrer rundt en akse som ikke sammenfaller med magnetens akse. Hvis ingenting falt på den og den ikke sendte ut noe, ville dens radioutstråling ha en rotasjonsfrekvens og vi ville aldri høre den på jorden. Men faktum er at denne toppen har en kolossal masse og høy overflatetemperatur, og det roterende magnetiske feltet skaper et enormt elektrisk felt som er i stand til å akselerere protoner og elektroner nesten til lysets hastighet. Dessuten er alle disse ladede partiklene som suser rundt pulsaren fanget i dets kolossale magnetfelt. Og bare innenfor en liten solid vinkel rundt den magnetiske aksen kan de bryte seg løs (nøytronstjerner har de sterkeste magnetfeltene i universet, og når 10 10 -10 14 gauss, til sammenligning: jordens felt er 1 gauss, solenergifeltet - 10 -50 gauss). Det er disse strømmene av ladede partikler som er kilden til radioutslippet som pulsarer ble oppdaget fra, som senere viste seg å være nøytronstjerner. Siden den magnetiske aksen til en nøytronstjerne ikke nødvendigvis faller sammen med rotasjonsaksen, når stjernen roterer, forplanter en strøm av radiobølger seg gjennom rommet som et strobefyr - bare et øyeblikk skjærer gjennom det omkringliggende mørket.

Røntgenbilder av krabbetåkens pulsar i dens aktive (venstre) og normale (høyre) tilstand

Den allmektige tyngdekraften

I følge moderne evolusjonsteori ender massive stjerner livet i en kolossal eksplosjon, og gjør de fleste av dem til en ekspanderende gasståke. Som et resultat er det som gjenstår fra en gigant som er mange ganger større enn vår sol i størrelse og masse et tett, varmt objekt på omtrent 20 km i størrelse, med en tynn atmosfære (av hydrogen og tyngre ioner) og et gravitasjonsfelt 100 milliarder ganger større enn jordens. Den ble kalt en nøytronstjerne, og trodde at den hovedsakelig består av nøytroner. Nøytronstjernematerie er den tetteste formen for materie (en teskje av en slik superkjerne veier omtrent en milliard tonn). Den svært korte perioden med signaler som sendes ut av pulsarer var det første og viktigste argumentet til fordel for det faktum at disse er nøytronstjerner, som har et enormt magnetfelt og roterer i rasende hastighet. Bare tette og kompakte objekter (bare noen få titalls kilometer i størrelse) med et kraftig gravitasjonsfelt kan tåle en slik rotasjonshastighet uten å falle i stykker på grunn av sentrifugale treghetskrefter.

En nøytronstjerne består av en nøytronvæske blandet med protoner og elektroner. "Kjernevæsken", som ligner mye på atomkjerners substans, er 1014 ganger tettere enn vanlig vann. Denne enorme forskjellen er forståelig - tross alt består atomer hovedsakelig av tomt rom, der lette elektroner flyr rundt en liten, tung kjerne. Kjernen inneholder nesten all massen, siden protoner og nøytroner er 2000 ganger tyngre enn elektroner. De ekstreme kreftene som genereres ved dannelsen av en nøytronstjerne komprimerer atomene så mye at elektronene som klemmes inn i kjernene kombineres med protoner for å danne nøytroner. På denne måten blir det født en stjerne som nesten utelukkende består av nøytroner. Den supertette kjernefysiske væsken, hvis den ble brakt til jorden, ville eksplodere som en atombombe, men i en nøytronstjerne er den stabil på grunn av det enorme gravitasjonstrykket. Men i de ytre lagene av en nøytronstjerne (som faktisk alle stjerner), faller trykk og temperatur, og danner en solid skorpe som er omtrent en kilometer tykk. Det antas å bestå hovedsakelig av jernkjerner.

Opprinnelsen til nøytronstjernen
En supernovaeksplosjon er ganske enkelt konvertering av en del av gravitasjonsenergien til varme. Når en gammel stjerne går tom for drivstoff og den termonukleære reaksjonen ikke lenger kan varme opp dens indre til den nødvendige temperaturen, skjer det en kollaps – kollapsen av en gassky mot tyngdepunktet. Energien som frigjøres i denne prosessen sprer de ytre lagene av stjernen i alle retninger, og danner en ekspanderende tåke. Hvis stjernen er liten, som vår sol, oppstår et utbrudd og en hvit dverg dannes. Hvis massen til stjernen er mer enn 10 ganger solens, fører en slik kollaps til en supernovaeksplosjon og en vanlig nøytronstjerne dannes. Hvis en supernova bryter ut i stedet for en veldig stor stjerne, med en masse på 20-40 solceller, og en nøytronstjerne med en masse på mer enn tre solceller dannes, blir prosessen med gravitasjonskompresjon irreversibel og et svart hull blir dannet.

Åpent spørsmål

Selv om nøytronstjerner har blitt studert intensivt i omtrent tre tiår, er deres indre struktur ikke kjent med sikkerhet. Dessuten er det ingen sikker sikkerhet for at de egentlig hovedsakelig består av nøytroner. Når du beveger deg dypere inn i stjernen, øker trykket og tettheten og materie kan bli så komprimert at den brytes ned til kvarker – byggesteinene til protoner og nøytroner. I følge moderne kvantekromodynamikk kan kvarker ikke eksistere i fri tilstand, men kombineres til uatskillelige "treere" og "toere". Men kanskje, ved grensen til den indre kjernen til en nøytronstjerne, endres situasjonen og kvarkene bryter ut av sin innesperring. For ytterligere å forstå naturen til en nøytronstjerne og eksotisk kvarkstoff, må astronomer bestemme forholdet mellom stjernens masse og dens radius (gjennomsnittlig tetthet). Ved å studere nøytronstjerner med satellitter er det mulig å måle massen deres ganske nøyaktig, men å bestemme diameteren deres er mye vanskeligere. Nylig har forskere som bruker XMM-Newton røntgensatellitten funnet en måte å beregne tettheten til nøytronstjerner basert på gravitasjonsrødforskyvning. En annen uvanlig ting med nøytronstjerner er at når massen til stjernen minker, øker dens radius – som et resultat har de mest massive nøytronstjernene den minste størrelsen.

Sort enke
Eksplosjonen av en supernova gir ofte betydelig fart til en nyfødt pulsar. En slik flygende stjerne med et anstendig magnetfelt forstyrrer i stor grad det ioniserte gassen som fyller det interstellare rommet. Det dannes en slags sjokkbølge som løper foran stjernen og divergerer inn i en bred kjegle etter den. Det kombinerte optiske (blå-grønne) og røntgenbilde (nyanser av rødt) viser at her har vi ikke bare å gjøre med en lysende gassky, men med en enorm strøm av elementære partikler som sendes ut av denne millisekundpulsaren. Den lineære hastigheten til Black Widow er 1 million km/t, den roterer rundt sin akse på 1,6 ms, den er allerede omtrent en milliard år gammel, og den har en følgestjerne som sirkler rundt enken med en periode på 9,2 timer. Pulsaren B1957+20 fikk navnet sitt av den enkle grunn at dens kraftige stråling ganske enkelt brenner naboen, noe som får gassen som danner den til å "koke" og fordampe. Den røde sigarformede kokongen bak pulsaren er den delen av verdensrommet hvor elektronene og protonene som sendes ut av nøytronstjernen sender ut myke gammastråler.

Resultatet av datamodellering gjør det mulig å meget tydelig, i tverrsnitt, presentere prosessene som skjer nær en raskt flygende pulsar. Strålene som divergerer fra et lyst punkt er et konvensjonelt bilde av strømmen av strålingsenergi, samt strømmen av partikler og antipartikler som kommer fra nøytronstjernen. Den røde omrisset ved grensen til det svarte rommet rundt nøytronstjernen og de rødglødende plasmaskyene er der strømmen av relativistiske partikler som flyr med nesten lysets hastighet møter den interstellare gassen som er komprimert av sjokkbølgen. Ved å bremse kraftig avgir partiklene røntgenstråler og, etter å ha mistet mesteparten av energien, varmer de ikke lenger opp den innfallende gassen så mye.

Kjempenes krampe

Pulsarer regnes som en av de tidlige stadiene av livet til en nøytronstjerne. Takket være studien deres lærte forskerne om magnetiske felt, rotasjonshastigheten og den fremtidige skjebnen til nøytronstjerner. Ved konstant å overvåke oppførselen til en pulsar, kan man bestemme nøyaktig hvor mye energi den taper, hvor mye den bremser ned, og til og med når den vil slutte å eksistere, etter å ha bremset så mye at den ikke kan sende ut kraftige radiobølger. Disse studiene bekreftet mange teoretiske spådommer om nøytronstjerner.

Allerede i 1968 ble pulsarer med en rotasjonsperiode fra 0,033 sekunder til 2 sekunder oppdaget. Periodisiteten til radiopulsarene opprettholdes med utrolig nøyaktighet, og til å begynne med var stabiliteten til disse signalene høyere enn jordens atomklokker. Og likevel, med fremgang innen tidsmåling, var det mulig å registrere regelmessige endringer i deres perioder for mange pulsarer. Dette er selvfølgelig ekstremt små endringer, og bare over millioner av år kan vi forvente at perioden vil dobles. Forholdet mellom gjeldende rotasjonshastighet og rotasjonsretardasjon er en måte å estimere pulsarens alder. Til tross for den bemerkelsesverdige stabiliteten til radiosignalet, opplever noen pulsarer noen ganger såkalte «forstyrrelser». I løpet av et veldig kort tidsintervall (mindre enn 2 minutter), øker rotasjonshastigheten til pulsaren med en betydelig mengde, og går deretter tilbake til verdien som var før "forstyrrelsen". Det antas at "forstyrrelsene" kan være forårsaket av en omorganisering av massen i nøytronstjernen. Men uansett er den eksakte mekanismen fortsatt ukjent.

Dermed gjennomgår Vela-pulsaren store "forstyrrelser" omtrent hvert tredje år, og dette gjør den til et veldig interessant objekt for å studere slike fenomener.

Magneter

Noen nøytronstjerner, kalt myke gammastrålekilder (SGR), sender ut kraftige utbrudd av "myke" gammastråler med ujevne mellomrom. Mengden energi som sendes ut av en SGR i en typisk fakkel som varer noen få tideler av et sekund, kan bare sendes ut av solen på et helt år. Fire kjente SGR-er er lokalisert i galaksen vår, og bare én er utenfor den. Disse utrolige energiutbruddene kan være forårsaket av stjerneskjelv – kraftige versjoner av jordskjelv som sprenger den faste overflaten til nøytronstjerner og frigjør kraftige strømmer av protoner fra kjernene deres, som, fast i et magnetfelt, sender ut gamma- og røntgenstråler. Nøytronstjerner ble identifisert som kilder til kraftige gammastråleutbrudd etter at det enorme gammastråleutbruddet 5. mars 1979 frigjorde like mye energi i det første sekundet som solen sender ut på 1000 år. Nyere observasjoner av en av de mest aktive nøytronstjernene ser ut til å støtte teorien om at uregelmessige, kraftige utbrudd av gamma- og røntgenstråling er forårsaket av stjerneskjelv.

I 1998 våknet den berømte SGR plutselig fra sin "dvale", som ikke hadde vist tegn til aktivitet på 20 år og sprutet ut nesten like mye energi som gammastrålingen den 5. mars 1979. Det som slo forskerne mest da de observerte denne hendelsen var den kraftige nedgangen i rotasjonshastigheten til stjernen, noe som indikerte dens ødeleggelse. For å forklare kraftige gamma- og røntgenbluss ble det foreslått en modell av en magnetar – en nøytronstjerne med et supersterkt magnetfelt. Hvis en nøytronstjerne blir født og spinner veldig raskt, kan den kombinerte påvirkningen av rotasjon og konveksjon, som spiller en viktig rolle i de første sekundene av nøytronstjernens liv, skape et enormt magnetfelt gjennom en kompleks prosess kjent som en "aktiv" dynamo" (på samme måte som feltet er skapt inne i jorden og solen). Teoretikere ble overrasket over å oppdage at en slik dynamo, som opererer i en varm, nyfødt nøytronstjerne, kunne skape et magnetfelt 10 000 ganger sterkere enn det normale feltet til pulsarer. Når stjernen avkjøles (etter 10 eller 20 sekunder), stopper konveksjonen og dynamoens handling, men denne gangen er nok til at det nødvendige feltet oppstår.

Magnetfeltet til en roterende elektrisk ledende kule kan være ustabil, og en skarp omstrukturering av dens struktur kan ledsages av frigjøring av kolossale mengder energi (et tydelig eksempel på slik ustabilitet er den periodiske overføringen av jordens magnetiske poler). Lignende ting skjer på Solen, i eksplosive hendelser kalt «solutbrudd». I en magnetar er den tilgjengelige magnetiske energien enorm, og denne energien er ganske nok til å drive slike gigantiske fakler som 5. mars 1979 og 27. august 1998. Slike hendelser forårsaker uunngåelig dyp forstyrrelse og endringer i strukturen til ikke bare elektriske strømmer i volumet til nøytronstjernen, men også dens solide skorpe. En annen mystisk type objekter som sender ut kraftig røntgenstråling under periodiske eksplosjoner er såkalte anomale røntgenpulsarer – AXP-er. De skiller seg fra vanlige røntgenpulsarer ved at de kun sender ut i røntgenområdet. Forskere tror at SGR og AXP er faser av livet til samme klasse objekter, nemlig magnetarer eller nøytronstjerner, som sender ut myke gammastråler ved å trekke energi fra et magnetfelt. Og selv om magnetarer i dag fortsatt er teoretikeres hjernebarn og det ikke er nok data som bekrefter deres eksistens, søker astronomer vedvarende etter de nødvendige bevisene.

Forskere mener at AXP og SGR ganske enkelt er to stadier i livet til den samme gigantiske magneten - en nøytronstjerne. De første 10 000 årene er magnetaren en SGR - en pulsar som er synlig i vanlig lys og produserer gjentatte utbrudd av myk røntgenstråling, og i de neste millioner av år forsvinner den, allerede som en uregelmessig AXP-pulsar, fra det synlige rekkevidde og drag kun i røntgen.

Den sterkeste magneten
Analyse av data innhentet av RXTE-satellitten (Rossi X-ray Timing Explorer, NASA) under observasjoner av den uvanlige pulsaren SGR 1806-20 viste at denne kilden er den kraftigste magneten kjent til dags dato i universet. Størrelsen på feltet ble bestemt ikke bare på grunnlag av indirekte data (fra nedbremsingen av pulsaren), men også nesten direkte - fra måling av rotasjonsfrekvensen til protoner i magnetfeltet til nøytronstjernen. Magnetfeltet nær overflaten av denne magnetaren når 10 15 gauss. Hvis det for eksempel var i månens bane, ville alle magnetiske lagringsmedier på vår jord blitt avmagnetisert. Riktignok, tatt i betraktning det faktum at dens masse er omtrent lik Solens, ville dette ikke lenger ha noen betydning, siden selv om Jorden ikke hadde falt på denne nøytronstjernen, ville den ha snurret rundt den som en gal og laget en full revolusjon på bare en time.

Aktiv dynamo
Vi vet alle at energi elsker å endre seg fra en form til en annen. Elektrisitet blir lett til varme, og kinetisk energi til potensiell energi. Enorme konvektivstrømmer av elektrisk ledende magma, plasma eller kjernestoff, viser det seg, kan også konvertere deres kinetiske energi til noe uvanlig, for eksempel til et magnetisk felt. Bevegelsen av store masser på en roterende stjerne i nærvær av et lite innledende magnetfelt kan føre til elektriske strømmer som skaper et felt i samme retning som den opprinnelige. Som et resultat begynner en skredlignende økning i det eget magnetiske feltet til et roterende strømledende objekt. Jo større felt, jo større strømmer, jo større strømmer, jo større felt - og alt dette skyldes banale konveksjonsstrømmer, på grunn av det faktum at varm materie er lettere enn kald materie, og derfor flyter opp...

Urolig nabolag

Det berømte romobservatoriet Chandra har oppdaget hundrevis av objekter (inkludert i andre galakser), noe som indikerer at ikke alle nøytronstjerner er bestemt til å leve et ensomt liv. Slike objekter er født i binære systemer som overlevde supernovaeksplosjonen som skapte nøytronstjernen. Og noen ganger hender det at enkeltnøytronstjerner i tette stjerneområder som kulehoper fanger en følgesvenn. I dette tilfellet vil nøytronstjernen "stjele" materie fra naboen. Og avhengig av hvor massiv stjernen skal følge den, vil dette "tyveriet" føre til forskjellige konsekvenser. Gass som strømmer fra en følgesvenn med en masse mindre enn solen til en slik "krummen" som en nøytronstjerne kan ikke umiddelbart falle på grunn av at dens egen vinkelmomentum er for stor, så den lager en såkalt akkresjonsskive rundt den fra «stjålet» sak. Friksjon når den vikler seg rundt nøytronstjernen og kompresjon i gravitasjonsfeltet varmer opp gassen til millioner av grader, og den begynner å sende ut røntgenstråler. Et annet interessant fenomen assosiert med nøytronstjerner som har en følgesvenn med lav masse, er røntgenutbrudd. De varer vanligvis fra flere sekunder til flere minutter og gir maksimalt stjernen en lysstyrke som er nesten 100 tusen ganger større enn solens lysstyrke.

Disse faklene forklares med det faktum at når hydrogen og helium overføres til nøytronstjernen fra følgesvennen, danner de et tett lag. Gradvis blir dette laget så tett og varmt at en termonukleær fusjonsreaksjon starter og en enorm mengde energi frigjøres. Når det gjelder kraft, tilsvarer dette eksplosjonen av hele kjernefysiske arsenal av jordboere på hver kvadratcentimeter av overflaten til en nøytronstjerne i løpet av et minutt. Et helt annet bilde blir observert hvis nøytronstjernen har en massiv følgesvenn. Den gigantiske stjernen mister materie i form av stjernevind (en strøm av ionisert gass som kommer fra overflaten), og den enorme tyngdekraften til nøytronstjernen fanger opp noe av denne materien. Men her kommer magnetfeltet til sin rett, og får det fallende stoffet til å strømme langs kraftlinjene mot de magnetiske polene.

Dette betyr at røntgenstråling først og fremst genereres i varme punkter ved polene, og hvis magnetaksen og rotasjonsaksen til stjernen ikke faller sammen, viser lysstyrken til stjernen seg å være variabel - det er også en pulsar , men bare en røntgenstråle. Nøytronstjerner i røntgenpulsarer har lyse kjempestjerner som følgesvenner. I burstere er følgesvennene til nøytronstjerner svake stjerner med lav masse. Alderen til lyse kjemper overstiger ikke flere titalls millioner år, mens alderen til svake dvergstjerner kan være milliarder av år gamle, siden førstnevnte forbruker kjernebrenselet sitt mye raskere enn sistnevnte. Det følger at burstere er gamle systemer der magnetfeltet har svekket seg over tid, mens pulsarer er relativt unge, og derfor er magnetfeltene i dem sterkere. Kanskje pulserer pulserer på et tidspunkt i fortiden, men pulsarer har ennå ikke bristet i fremtiden.

Pulsarer med kortest perioder (mindre enn 30 millisekunder) – de såkalte millisekundpulsarene – er også assosiert med binære systemer. Til tross for deres raske rotasjon, viser de seg ikke å være de yngste, som man kunne forvente, men de eldste.

Og nylig la Hubble merke til i synlig lys en nøytronstjerne, som ikke er en komponent i et binært system og ikke pulserer i røntgen- og radiorekkevidden. Dette gir en unik mulighet til nøyaktig å bestemme størrelsen og gjøre justeringer av ideer om sammensetningen og strukturen til denne bisarre klassen av utbrente, gravitasjonsmessig komprimerte stjerner. Denne stjernen ble først oppdaget som en røntgenkilde og sender ut i dette området ikke fordi den samler opp hydrogengass mens den beveger seg gjennom verdensrommet, men fordi den fortsatt er ung. Det kan være resten av en av stjernene i det binære systemet. Som et resultat av en supernovaeksplosjon kollapset dette binære systemet og de tidligere naboene begynte en uavhengig reise gjennom universet.

Lille stjernespiser
Akkurat som steiner faller til bakken, flytter en stor stjerne, som slipper ut biter av massen, gradvis til en liten og fjern nabo, som har et enormt gravitasjonsfelt nær overflaten. Hvis stjernene ikke dreide seg rundt et felles tyngdepunkt, kunne gasstrømmen ganske enkelt strømme, som en vannstrøm fra et krus, inn på en liten nøytronstjerne. Men siden stjernene virvler i en sirkel, må det fallende stoffet miste mesteparten av vinkelmomentet før det når overflaten. Og her hjelper den gjensidige friksjonen av partikler som beveger seg langs forskjellige baner og samspillet mellom det ioniserte plasmaet som danner akkresjonsskiven med magnetfeltet til pulsaren at materieprosessen faller til å slutte med et slag på overflaten til nøytronstjernen i området for dens magnetiske poler.

Gåte 4U2127 løst
Denne stjernen har lurt astronomer i mer enn 10 år, vist merkelig langsom variasjon i parameterne og blusset opp forskjellig hver gang. Bare den siste forskningen fra Chandra-romobservatoriet har gjort det mulig å avdekke den mystiske oppførselen til dette objektet. Det viste seg at dette ikke var én, men to nøytronstjerner. Dessuten har begge følgesvenner - den ene stjernen ligner på solen vår, den andre er som en liten blå nabo. Romlig sett er disse stjerneparene atskilt med en ganske stor avstand og lever et selvstendig liv. Men på stjernesfæren projiseres de til nesten samme punkt, og det er grunnen til at de ble ansett som ett objekt så lenge. Disse fire stjernene befinner seg i kulehopen M15 i en avstand på 34 tusen lysår.

Åpent spørsmål

Totalt har astronomer oppdaget rundt 1200 nøytronstjerner til dags dato. Av disse er mer enn 1000 radiopulsarer, og resten er rett og slett røntgenkilder. Gjennom årene med forskning har forskere kommet til den konklusjon at nøytronstjerner er ekte originaler. Noen er veldig lyse og rolige, andre blusser opp med jevne mellomrom og endres med stjerneskjelv, og andre eksisterer i binære systemer. Disse stjernene er blant de mest mystiske og unnvikende astronomiske objektene, og kombinerer de sterkeste gravitasjons- og magnetfeltene og ekstreme tettheter og energier. Og hver ny oppdagelse fra deres turbulente liv gir forskerne unik informasjon som er nødvendig for å forstå materiens natur og universets utvikling.

Universell standard
Det er veldig vanskelig å sende noe utenfor solsystemet, så sammen med romfartøyene Pioneer 10 og 11 som dro dit for 40 år siden, sendte jordboere også meldinger til brødrene sine i tankene. Å tegne noe som vil være forståelig for det utenomjordiske sinnet er ikke en lett oppgave; dessuten var det også nødvendig å angi returadressen og datoen for sending av brevet... Hvor tydelig kunstnerne var i stand til å gjøre alt dette er vanskelig for en person å forstå, men selve ideen om å bruke radiopulsarer for å indikere sted og tidspunkt for sending av meldingen er genial. Intermitterende stråler av forskjellige lengder som kommer fra et punkt som symboliserer solen, indikerer retningen og avstanden til pulsarene nærmest jorden, og intermittensen til linjen er ikke noe mer enn en binær betegnelse på deres revolusjonsperiode. Den lengste strålen peker mot sentrum av galaksen vår - Melkeveien. Frekvensen til radiosignalet som sendes ut av et hydrogenatom når den gjensidige orienteringen av spinnene (rotasjonsretningen) til protonet og elektronet endres, tas som tidsenhet i meldingen.

De berømte 21 cm eller 1420 MHz bør være kjent for alle intelligente vesener i universet. Ved å bruke disse landemerkene, som peker på "radiofyrene" til universet, vil det være mulig å finne jordboere selv etter mange millioner år, og ved å sammenligne den registrerte frekvensen av pulsarer med den nåværende, vil det være mulig å estimere når disse mann og kvinne velsignet flukten til det første romskipet som forlot solsystemet.

Gjenstandene som ble diskutert i artikkelen ble oppdaget ved et uhell, selv om forskerne L. D. Landau og R. Oppenheimer forutså deres eksistens tilbake i 1930. Vi snakker om nøytronstjerner. Egenskapene og funksjonene til disse kosmiske armaturene vil bli diskutert i artikkelen.

Nøytron og stjernen med samme navn

Etter spådommen på 30-tallet av det 20. århundre om eksistensen av nøytronstjerner og etter oppdagelsen av nøytronet (1932), kunngjorde Baade V. sammen med Zwicky F. i 1933 på en fysikerkongress i Amerika at mulighet for dannelse av et objekt kalt nøytronstjerne. Dette er et kosmisk legeme som dukker opp under en supernovaeksplosjon.

Alle beregninger var imidlertid kun teoretiske, siden det ikke var mulig å bevise en slik teori i praksis på grunn av mangelen på passende astronomisk utstyr og den for lille størrelsen på nøytronstjernen. Men i 1960 begynte røntgenastronomi å utvikle seg. Så, ganske uventet, ble nøytronstjerner oppdaget takket være radioobservasjoner.

Åpning

Året 1967 var betydelig på dette området. Bell D., som utdannet student ved Huish E., var i stand til å oppdage et kosmisk objekt - en nøytronstjerne. Dette er en kropp som sender ut konstant stråling av radiobølgepulser. Fenomenet ble sammenlignet med et kosmisk radiofyr på grunn av den smale retningsbestemmelsen til radiostrålen, som kom fra et veldig raskt roterende objekt. Faktum er at enhver annen standardstjerne ikke ville være i stand til å opprettholde sin integritet ved en så høy rotasjonshastighet. Bare nøytronstjerner er i stand til dette, hvorav den første oppdaget var pulsaren PSR B1919+21.

Skjebnen til massive stjerner er veldig forskjellig fra små. I slike armaturer kommer det et øyeblikk da gasstrykket ikke lenger balanserer gravitasjonskreftene. Slike prosesser fører til at stjernen begynner å krympe (kollapse) uten grenser. Med en stjernemasse 1,5-2 ganger større enn solen, vil kollaps være uunngåelig. Under kompresjonsprosessen varmes gassen inne i stjernekjernen opp. Først skjer alt veldig sakte.

Kollapse

Ved å nå en viss temperatur kan et proton bli til nøytrinoer, som umiddelbart forlater stjernen og tar med seg energi. Sammenbruddet vil forsterkes til alle protoner blir til nøytrinoer. Dette skaper en pulsar, eller nøytronstjerne. Dette er en kollapsende kjerne.

Under dannelsen av en pulsar mottar det ytre skallet kompresjonsenergi, som da vil ha en hastighet på mer enn tusen km/sek. kastet ut i verdensrommet. Dette skaper en sjokkbølge som kan føre til ny stjernedannelse. Denne vil være milliarder av ganger større enn originalen. Etter denne prosessen, over en periode på en uke til en måned, sender stjernen ut lys i mengder som overstiger en hel galakse. Dette himmellegeme kalt en supernova. Eksplosjonen fører til dannelsen av en tåke. I sentrum av tåken er en pulsar, eller nøytronstjerne. Dette er den såkalte etterkommeren av en stjerne som eksploderte.

Visualisering

I dypet av hele verdensrommet finner fantastiske hendelser sted, blant annet kollisjonen av stjerner. Takket være den mest komplekse matematiske modellen NASA-forskere klarte å visualisere opprøret av enorme mengder energi og degenerasjonen av materie involvert i den. Et utrolig kraftig bilde av en kosmisk katastrofe utspiller seg foran øynene til observatører. Sannsynligheten for at en kollisjon av nøytronstjerner inntreffer er svært stor. Møtet mellom to slike armaturer i rommet begynner med at de vikler seg inn i gravitasjonsfelt. De har en enorm masse og utveksler klemmer, for å si det sånn. Ved kollisjon oppstår en kraftig eksplosjon, ledsaget av en utrolig kraftig utgivelse av gammastråling.

Hvis vi vurderer en nøytronstjerne separat, så er dette resten av en supernovaeksplosjon, der Livssyklus slutter. Massen til en døende stjerne er 8-30 ganger større enn solens. Universet blir ofte opplyst av supernovaeksplosjoner. Sannsynligheten for at nøytronstjerner vil bli funnet i universet er ganske stor.

Møte

Det er interessant at når to stjerner møtes, kan utviklingen av hendelser ikke entydig forutses. Et av alternativene er beskrevet av en matematisk modell foreslått av NASA-forskere fra Space Flight Center. Prosessen begynner med to nøytronstjerner som befinner seg i en avstand på omtrent 18 km fra hverandre i verdensrommet. Etter kosmiske standarder regnes nøytronstjerner med en masse på 1,5-1,7 ganger solen som små objekter. Deres diameter varierer innenfor 20 km. På grunn av denne uoverensstemmelsen mellom volum og masse har en nøytronstjerne et sterkt gravitasjons- og magnetfelt. Tenk deg: en teskje materie fra en nøytronstjerne veier like mye som hele Mount Everest!

Degenerasjon

De utrolig høye gravitasjonsbølgene til en nøytronstjerne rundt den er grunnen til at materie ikke kan eksistere i form av individuelle atomer, som begynner å kollapse. Selve stoffet forvandles til degenerert nøytronmateriale, der strukturen til nøytronene i seg selv ikke vil tillate at stjernen passerer inn i en singularitet og deretter inn i et sort hull. Hvis massen av degenerert materie begynner å øke på grunn av tillegg til den, vil gravitasjonskrefter kunne overvinne motstanden til nøytroner. Da vil ingenting forhindre ødeleggelsen av strukturen som er dannet som et resultat av kollisjonen av nøytronstjerneobjekter.

Matematisk modell

Ved å studere disse himmelobjektene kom forskerne til den konklusjon at tettheten til en nøytronstjerne er sammenlignbar med tettheten til materie i kjernen til et atom. Indikatorene varierer fra 1015 kg/m³ til 1018 kg/m³. Dermed er den uavhengige eksistensen av elektroner og protoner umulig. Stjernens materie består praktisk talt av bare nøytroner.

Den opprettede matematiske modellen demonstrerer hvordan kraftige periodiske gravitasjonsinteraksjoner som oppstår mellom to nøytronstjerner bryter gjennom tynt skall to stjerner og sender ut en enorm mengde stråling (energi og materie) inn i rommet rundt dem. Prosessen med tilnærming skjer veldig raskt, bokstavelig talt på et brøkdel av et sekund. Som et resultat av kollisjonen dannes en ringformet ring av materie med et nyfødt sort hull i midten.

Viktig

Modellering av slike hendelser er viktig. Takket være dem var forskere i stand til å forstå hvordan en nøytronstjerne og et svart hull dannes, hva som skjer når stjerner kolliderer, hvordan supernovaer blir født og dør, og mange andre prosesser verdensrommet. Alle disse hendelsene er kilden til de mest alvorlige kjemiske elementer i universet, enda tyngre enn jern, ute av stand til å bli dannet på noen annen måte. Dette sier sitt betydning nøytronstjerner i hele universet.

Rotasjonen til et himmelobjekt med enormt volum rundt sin akse er fantastisk. Denne prosessen forårsaker kollaps, men samtidig forblir massen til nøytronstjernen praktisk talt den samme. Hvis vi forestiller oss at stjernen vil fortsette å trekke seg sammen, vil, i henhold til loven om bevaring av vinkelmomentum, vinkelhastigheten til stjernens rotasjon øke til utrolige verdier. Hvis en stjerne trengte omtrent 10 dager for å fullføre en hel revolusjon, vil den som et resultat fullføre den samme revolusjonen på 10 millisekunder! Dette er utrolige prosesser!

Utvikling av kollaps

Forskere studerer slike prosesser. Kanskje vil vi se nye funn som fortsatt virker fantastiske for oss! Men hva kan skje hvis vi ser for oss utviklingen av kollapsen videre? For å gjøre det lettere å forestille seg, la oss ta for sammenligning nøytronstjerne/jord-paret og deres gravitasjonsradius. Så, med kontinuerlig kompresjon, kan en stjerne nå en tilstand der nøytroner begynner å bli til hyperoner. Radiusen til himmellegemet vil bli så liten at vi vil se en klump av et superplanetarisk legeme med massen og gravitasjonsfeltet til en stjerne. Dette kan sammenlignes med hvordan hvis jorden ble på størrelse med en pingpongball, og gravitasjonsradiusen til lyskilden vår, Solen, var lik 1 km.

Hvis vi forestiller oss at en liten klump med stjernestoff har tiltrekningen til en enorm stjerne, så er den i stand til å holde et helt planetsystem i nærheten. Men tettheten til et slikt himmellegeme er for høy. Lysstråler slutter gradvis å bryte gjennom det, kroppen ser ut til å gå ut, den slutter å være synlig for øyet. Bare gravitasjonsfeltet endres ikke, noe som varsler at det er et gravitasjonshull her.

Funn og observasjoner

Første gang nøytronstjernesammenslåinger ble registrert var ganske nylig: 17. august. For to år siden ble det oppdaget en fusjon med svarte hull. Dette er en så viktig begivenhet innen astrofysikk at observasjoner ble utført samtidig av 70 romobservatorier. Forskere var i stand til å verifisere riktigheten av hypotesene om gammastråleutbrudd; de var i stand til å observere syntesen av tunge elementer tidligere beskrevet av teoretikere.

Denne utbredte observasjonen av gammastråleutbruddet, gravitasjonsbølger og synlig lys gjorde det mulig å bestemme området på himmelen der det fant sted. betydelig hendelse, og galaksen der disse stjernene var. Dette er NGC 4993.

Selvfølgelig har astronomer observert korte i lang tid, men til nå kunne de ikke si sikkert om deres opprinnelse. Bak hovedteorien lå en versjon av sammenslåingen av nøytronstjerner. Nå er det bekreftet.

For å beskrive en nøytronstjerne ved hjelp av matematikk, henvender forskerne seg til tilstandsligningen som relaterer tetthet til materietrykket. Imidlertid er det mange slike alternativer, og forskerne vet rett og slett ikke hvilke av de eksisterende som vil være riktige. Det er håp om at gravitasjonsobservasjoner vil bidra til å løse dette problemet. For øyeblikket har ikke signalet gitt noe klart svar, men det hjelper allerede å estimere formen på stjernen, som avhenger av gravitasjonsattraksjonen til det andre legemet (stjernen).

Illustrasjonsopphavsrett Getty bilder Bildetekst Fenomenet ble observert ved hjelp av romobservatorier og bakkebaserte teleskoper

Forskere har vært i stand til å oppdage gravitasjonsbølger fra sammenslåingen av to nøytronstjerner for første gang.

Bølgene ble registrert av LIGO-detektorer i USA og Italian Virgo Observatory.

Ifølge forskere, som et resultat av slike fusjoner, vises elementer som platina og gull i universet.

Funnet ble gjort 17. august. To detektorer i USA oppdaget gravitasjonssignalet GW170817.

Data fra den tredje detektoren i Italia gjorde det mulig å avklare lokaliseringen av den kosmiske hendelsen.

"Dette er det vi alle har ventet på," sa LIGO Laboratory Executive Director David Reitze, som kommenterer funnet.

Sammenslåingen skjedde i galaksen NGC4993, som ligger omtrent 130 millioner lysår fra Jorden i stjernebildet Hydra.

Stjernemassene varierte fra 1,1 til 1,6 solmasser, som faller innenfor masseområdet til nøytronstjerner. Radiusen deres er 10-20 km.

Stjerner kalles nøytronstjerner fordi under prosessen med gravitasjonskompresjon smelter protoner og elektroner inne i stjernen sammen, noe som resulterer i et objekt som nesten utelukkende består av nøytroner.

Slike gjenstander har en utrolig tetthet - en teskje materie vil veie omtrent en milliard tonn.

Illustrasjonsopphavsrett NSF/LIGO/SONOMA STATE UNIVERSITY Bildetekst Sammenslåingen av nøytronstjerner i hodet til forskere ser omtrent slik ut (bildet er en datamodell)

LIGO-laboratoriet i Livingston, Louisiana, er en liten bygning hvorfra to rør strekker seg i rette vinkler - armene til interferometeret. Inne i hver av dem er det en laserstråle som registrerer endringer i lengden på hvilke gravitasjonsbølger kan oppdages.

LIGO-detektoren, plassert midt i store skoger, ble designet for å oppdage gravitasjonsbølger som genererer storskala kosmiske katastrofer som nøytronstjernesammenslåinger.

Detektoren ble oppgradert for fire år siden, og siden den gang har den oppdaget sorte hull-kollisjoner fire ganger.

Gravitasjonsbølger som følge av store arrangementer i verdensrommet, føre til fremveksten av tids-romlige krumninger, noe som ligner på krusninger på vann.

Medieavspilling støttes ikke på enheten din

Årets oppdagelse: hvordan høres en kollisjon med nøytronstjerner ut?

De strekker og komprimerer all materie de passerer gjennom i nesten ubetydelig grad - mindre enn bredden til ett atom.

"Jeg er fornøyd med det vi har gjort. Jeg begynte først å jobbe med gravitasjonsbølger i Glasgow mens jeg fortsatt var student. Mange år har gått siden den gang, det har vært oppturer og nedturer, men nå har alt kommet sammen." sier LIGO-arbeider, professor Norna Robertson.

"I løpet av de siste årene har vi først oppdaget sammenslåingen av sorte hull og deretter nøytronstjerner, og jeg føler at vi åpner opp et nytt felt for forskning," legger hun til.

Eksistensen av gravitasjonsbølger ble spådd av Einsteins generelle relativitetsteori
Det tok flere tiår å utvikle teknologien som gjorde det mulig å registrere bølgene.
Gravitasjonsbølger er forvrengninger i tid og rom som oppstår som følge av store hendelser i rommet
Raskt akselererende materie genererer gravitasjonsbølger som beveger seg med lysets hastighet
Blant de synlige kildene til bølger er sammenslåinger av nøytronstjerner og «svarte hull».
Bølgeforskning åpner et fundamentalt nytt felt for forskning

Forskere mente at frigjøring av energi i en slik skala fører til fremveksten sjeldne elementer- som gull og platina.

Ifølge Dr Kate Maguire fra Queen's University Belfast, som analyserte de første utbruddene som oppsto ved sammenslåingen, er denne teorien nå bevist.

"Ved å bruke verdens kraftigste teleskoper oppdaget vi at denne nøytronstjernesammenslåingen ga en høyhastighets frigjøring av tunge kjemiske elementer som gull og platina ut i verdensrommet," sier Maguire.

"Disse nye resultatene gjør betydelige fremskritt mot å løse en langvarig tvist om hvor elementer tyngre enn jern kommer fra på det periodiske systemet," legger hun til.

Nye grenser

Observasjoner av nøytronstjernekollisjonen bekreftet også teorien om at den er ledsaget av korte utbrudd av gammastråler.

Ved å kombinere informasjonen som ble samlet inn om gravitasjonsbølgene som følge av kollisjonen med data om lysstråling samlet inn ved hjelp av teleskoper, brukte forskerne en tidligere ubrukt metode for å måle ekspansjonshastigheten til universet.

En av de mest innflytelsesrike teoretiske fysikerne på planeten, professor Stephen Hawking, som snakket med BBC, kalte det "det første trinnet på stigen" til en ny måte å måle avstander i universet.

"Nye måter å observere universet på har en tendens til å føre til overraskelser, hvorav mange ikke kan forutses. Vi gnir oss fortsatt i øynene, eller rettere sagt, renser ørene våre, etter å ha hørt lyden av gravitasjonsbølger for første gang," sa Hawking.

Illustrasjonsopphavsrett N.S.F. Bildetekst LIGO-observatoriekomplekset i Livingston. "Skuldre" strekker seg fra bygningen - rør, innenfor hvilke laserstråler passerer i et vakuum.

Nå moderniseres utstyret til LIGO-komplekset. Om et år vil den bli dobbelt så følsom, og vil kunne skanne et utsnitt av rommet som er åtte ganger større enn det er nå.

Forskere tror at observasjoner av kollisjoner mellom sorte hull og nøytronstjerner i fremtiden vil bli vanlig. De håper også å lære å observere objekter som de ikke engang kan forestille seg i dag, og begynne ny æra i astronomi.

En pulsar (rosa) kan sees i sentrum av M82-galaksen.

Utforske pulsarer og nøytronstjerner Universet: beskrivelse og egenskaper med bilder og videoer, struktur, rotasjon, tetthet, sammensetning, masse, temperatur, søk.

Pulsarer

Pulsarer De er sfæriske kompakte objekter, hvis dimensjoner ikke strekker seg utover grensene til en stor by. Det overraskende er at med et slikt volum overskrider de solmassen når det gjelder masse. De brukes til å studere ekstreme tilstander av materie, oppdage planeter utenfor systemet vårt og måle kosmiske avstander. I tillegg hjalp de med å finne gravitasjonsbølger som indikerer energiske hendelser, for eksempel supermassive kollisjoner. Først oppdaget i 1967.

Hva er en pulsar?

Hvis du ser etter en pulsar på himmelen, ser det ut til at det er en vanlig blinkende stjerne som følger en viss rytme. Faktisk flimrer eller pulserer ikke lyset deres, og de fremstår ikke som stjerner.

Pulsaren produserer to vedvarende, smale lysstråler i motsatte retninger. Den flimrende effekten skapes fordi de roterer (beacon-prinsippet). I dette øyeblikket treffer strålen jorden og snur seg deretter igjen. Hvorfor skjer dette? Faktum er at lysstrålen til en pulsar vanligvis ikke er på linje med rotasjonsaksen.

Hvis blinkingen genereres ved rotasjon, reflekterer hastigheten til pulsene hastigheten som pulsaren snurrer med. Totalt ble det funnet 2000 pulsarer, hvorav de fleste roterer en gang i sekundet. Men det er omtrent 200 gjenstander som klarer å gjøre hundre omdreininger på samme tid. De raskeste kalles millisekunder, fordi antall omdreininger per sekund er lik 700.

Pulsarer kan ikke betraktes som stjerner, i det minste "levende". Dette er mer sannsynlig nøytronstjerner som dannes etter massiv stjerne drivstoffet går tom og det kollapser. Som et resultat skapes en sterk eksplosjon - en supernova, og det gjenværende tette materialet omdannes til en nøytronstjerne.

Diameteren til pulsarer i universet når 20-24 km, og massen deres er dobbelt så stor som solens. For å gi deg en idé, vil et stykke av en slik gjenstand på størrelse med en sukkerbit veie 1 milliard tonn. Det vil si at noe så tungt som Everest får plass i hånden din! Riktignok er det et enda tettere objekt - et svart hull. Den mest massive når 2,04 solmasser.

Pulsarer har et sterkt magnetfelt som er 100 millioner til 1 kvadrillion ganger sterkere enn jordens. For at en nøytronstjerne skal begynne å sende ut lys som en pulsar, må den ha riktig forhold mellom magnetfeltstyrke og rotasjonshastighet. Det hender at en stråle av radiobølger kanskje ikke passerer gjennom synsfeltet til et bakkebasert teleskop og forblir usynlig.

Radiopulsarer

Astrofysiker Anton Biryukov om fysikken til nøytronstjerner, bremse rotasjon og oppdagelsen av gravitasjonsbølger:

Hvorfor roterer pulsarer?

Langsomheten til en pulsar er én rotasjon per sekund. De raskeste akselererer til hundrevis av omdreininger per sekund og kalles millisekund. Rotasjonsprosessen skjer fordi stjernene som de ble dannet av også roterte. Men for å komme til den hastigheten trenger du en ekstra kilde.

Forskere tror at millisekunders pulsarer ble dannet ved å stjele energi fra en nabo. Du kan merke tilstedeværelsen av et fremmed stoff som øker rotasjonshastigheten. Og det er ikke bra for den skadde følgesvennen, som en dag kan bli fullstendig oppslukt av pulsaren. Slike systemer kalles svarte enker (etter en farlig type edderkopp).

Pulsarer er i stand til å sende ut lys i flere bølgelengder (fra radio til gammastråler). Men hvordan gjør de det? Forskere kan ennå ikke finne et eksakt svar. Det antas at en egen mekanisme er ansvarlig for hver bølgelengde. Beacon-lignende stråler er laget av radiobølger. De er lyse og smale og ligner koherent lys, hvor partiklene danner en fokusert stråle.

Jo raskere rotasjonen er, jo svakere er magnetfeltet. Men rotasjonshastigheten er nok til at de sender ut stråler like sterke som langsomme.

Under rotasjon skaper magnetfeltet et elektrisk felt, som kan bringe ladede partikler inn i en mobil tilstand (elektrisk strøm). Området over overflaten der magnetfeltet dominerer kalles magnetosfæren. Her akselereres ladede partikler til utrolig høye hastigheter på grunn av et sterkt elektrisk felt. Hver gang de akselererer, sender de ut lys. Den vises i optiske og røntgenområder.

Hva med gammastråler? Forskning tyder på at kilden deres bør søkes andre steder i nærheten av pulsaren. Og de vil ligne en fan.

Søk etter pulsarer

Radioteleskoper er fortsatt hovedmetoden for å søke etter pulsarer i verdensrommet. De er små og svake sammenlignet med andre objekter, så du må skanne hele himmelen og gradvis kommer disse objektene inn i linsen. De fleste ble funnet ved hjelp av Parkes Observatory i Australia. Mye nye data vil være tilgjengelig fra Square Kilometer Array Antenna (SKA) fra og med 2018.

I 2008 ble GLAST-teleskopet skutt opp, som fant 2050 gammastråleutsendende pulsarer, hvorav 93 millisekunder. Dette teleskopet er utrolig nyttig fordi det skanner hele himmelen, mens andre bare fremhever små områder langs flyet.

Å finne forskjellige bølgelengder kan være utfordrende. Faktum er at radiobølger er utrolig kraftige, men de kan rett og slett ikke falle inn i teleskoplinsen. Men gammastråling sprer seg over mer av himmelen, men er dårligere i lysstyrke.

Forskere vet nå om eksistensen av 2300 pulsarer, funnet gjennom radiobølger og 160 gjennom gammastråler. Det er også 240 millisekunders pulsarer, hvorav 60 produserer gammastråler.

Bruker pulsarer

Pulsarer er ikke bare fantastiske romobjekter, men også nyttige verktøy. Lyset som sendes ut kan fortelle mye om interne prosesser. Det vil si at forskere er i stand til å forstå fysikken til nøytronstjerner. Disse gjenstandene har så høyt trykk at oppførselen til materie skiller seg fra det vanlige. Det merkelige innholdet i nøytronstjerner kalles "atompasta".

Pulsarer gir mange fordeler på grunn av presisjonen til pulsene deres. Forskere kjenner spesifikke objekter og oppfatter dem som kosmiske klokker. Slik begynte spekulasjoner om tilstedeværelsen av andre planeter å dukke opp. Faktisk var den første eksoplaneten som ble funnet i bane rundt en pulsar.

Ikke glem at pulsarer fortsetter å bevege seg mens de "blinker", noe som betyr at de kan brukes til å måle kosmiske avstander. De var også involvert i å teste Einsteins relativitetsteori, som øyeblikk med gravitasjon. Men regelmessigheten til pulseringen kan forstyrres av gravitasjonsbølger. Dette ble lagt merke til i februar 2016.

Pulsar kirkegårder

Gradvis bremses alle pulsarer. Strålingen drives av magnetfeltet som skapes av rotasjonen. Som et resultat mister den også kraften og slutter å sende stråler. Forskere har trukket en spesiell linje der gammastråler fortsatt kan oppdages foran radiobølger. Så snart pulsaren faller under, blir den avskrevet på pulsarkirkegården.

Hvis en pulsar ble dannet fra supernova-rester, så har den en enorm energireserve og rask hastighet rotasjon. Eksempler inkluderer det unge objektet PSR B0531+21. Den kan forbli i denne fasen i flere hundre tusen år, hvoretter den vil begynne å miste fart. Middelaldrende pulsarer utgjør majoriteten av befolkningen og produserer bare radiobølger.

En pulsar kan imidlertid forlenge levetiden hvis det er en satellitt i nærheten. Da vil den trekke ut materialet og øke rotasjonshastigheten. Slike endringer kan oppstå når som helst, og det er grunnen til at pulsaren er i stand til å gjenfødes. En slik kontakt kalles et lavmasserøntgenbinærsystem. De eldste pulsarene er millisekunder. Noen blir milliarder av år gamle.

Nøytronstjerner

Nøytronstjerner- ganske mystiske objekter som overskrider solmassen med 1,4 ganger. De er født etter eksplosjonen av større stjerner. La oss bli bedre kjent med disse formasjonene.

Når en stjerne som er 4-8 ganger mer massiv enn solen eksploderer, blir en kjerne med høy tetthet igjen og fortsetter å kollapse. Tyngdekraften presser så hardt på et materiale at det får protoner og elektroner til å smelte sammen til nøytroner. Slik blir en nøytronstjerne med høy tetthet født.

Disse massive gjenstandene kan nå en diameter på bare 20 km. For å gi deg en ide om tetthet, ville bare en skje med nøytronstjernemateriale veie en milliard tonn. Tyngdekraften på et slikt objekt er 2 milliarder ganger sterkere enn jordens, og kraften er nok for gravitasjonslinser, slik at forskere kan se baksiden av stjernen.

Sjokket fra eksplosjonen etterlater en puls som får nøytronstjernen til å spinne, og når flere omdreininger per sekund. Selv om de kan akselerere opptil 43 000 ganger per minutt.

Grenselag nær kompakte gjenstander

Astrofysiker Valery Suleymanov om fremveksten av akkresjonsskiver, stjernevind og materie rundt nøytronstjerner:

Det indre av nøytronstjerner

Astrofysiker Sergei Popov om ekstreme tilstander av materie, sammensetningen av nøytronstjerner og metoder for å studere interiøret:

Når en nøytronstjerne er en del av et binært system der en supernova har eksplodert, er bildet enda mer imponerende. Hvis den andre stjernen er mindre i masse enn solen, trekker den massen til følgesvennen inn i "Roche-lappen". Dette er en sfærisk sky av materiale som kretser rundt en nøytronstjerne. Hvis satellitten var 10 ganger større enn solmassen, så er også masseoverføringen justert, men ikke så stabil. Materialet flyter langs de magnetiske polene, varmes opp og skaper røntgenpulsasjoner.

I 2010 hadde 1800 pulsarer blitt funnet ved hjelp av radiodeteksjon og 70 ved bruk av gammastråler. Noen eksemplarer hadde til og med planeter.

Typer nøytronstjerner

Noen representanter for nøytronstjerner har stråler av materiale som strømmer nesten med lysets hastighet. Når de flyr forbi oss, blinker de som lyset fra et fyr. På grunn av dette kalles de pulsarer.

Populær

Hvor mange galakser i universet er kjent for det moderne mennesket?

« Hvordan ser andre stjerner ut fra utsiden?Vi har allerede sagt, men hvordan ville en utenforstående observatør se vårt solsystem og vår solstjerne? Ved å dømme etter... »

Solsystemet - verden vi lever i Plasseringen av galaksen vår i universet

« Den første eksoplaneten - en planet som ligger utenfor solsystemet og kretser rundt en annen stjerne i galaksen vår - ble oppdaget av astronomer rundt 20... »

Hvordan vi bygget fremtiden til Russland

« I flere tiår nå har psykologer vært vedvarende interessert i to tenkemåter: den som utløser portrettet av en sint kvinne, og... »