Pulsary i gwiazdy neutronowe. „superciężka” gwiazda neutronowa zaprzecza teorii „wolnych” kwarków

Międzynarodowy zespół astrofizyków, w skład którego weszli rosyjscy naukowcy z Instytutu badanie przestrzeni kosmicznej Rosyjska Akademia Nauk, Moskiewski Instytut Fizyki i Technologii oraz Obserwatorium Pulkovo Rosyjskiej Akademii Nauk sfotografowały bardzo szybko zanikające promieniowanie pulsarów po potężne błyski- przejście do tzw. trybu śmigła.

Teoretyczne przewidywania tego efektu zostały wykonane ponad czterdzieści lat temu, ale dopiero teraz zjawisko to zostało po raz pierwszy wiarygodnie zarejestrowane dla pulsarów emitujących promieniowanie rentgenowskie 4U 0115+63 i V 0332+53. Wyniki pomiarów, obliczenia i wnioski są publikowane w czasopiśmie Astronomy & Astrophysics, zgodnie z komunikatem prasowym otrzymanym przez redakcję Planet Today.

Pulsary 4U 0115+63 i V 0332+53 należą do szczególnego typu źródła - pulsarów promieni rentgenowskich typu błyskowego (lub przejściowego). Albo świecą się słabo w zakresie promieniowania rentgenowskiego, potem jasno błyskają, a nawet całkowicie znikają. Przy okazji przechodzenia pulsarów z jednego stanu do drugiego, można ocenić ich pola magnetyczne i temperaturę otaczającej materii. Wartości tych parametrów są tak wysokie, że nie można ich uzyskać i zmierzyć bezpośrednio w laboratoriach naziemnych.

Nazwa pulsara zaczyna się od litery, która wskazuje pierwsze obserwatorium, które go znalazło, a następnie są cyfry - współrzędne pulsara. „V” to satelita Vela 5B, amerykański satelita wojskowy przeznaczony do monitorowania terytorium ZSRR. Z kolei „4U” oznacza „4th Catalog of UHURU”, pierwsze dedykowane obserwatorium rentgenowskie na orbicie. A kiedy odkryto pierwszy pulsar, pierwotnie nazwano go LGM-1, od „małych zielonych ludzików” („mały małych zielonych ludzików”): wysyłał impulsy radiowe w regularnych odstępach czasu, a naukowcy zdecydowali, że może to być sygnał od inteligentnych cywilizacji.

Pulsar rentgenowski to szybko obracająca się gwiazda neutronowa o silnym polu magnetycznym. Gwiazda neutronowa może tworzyć parę ze zwykłą gwiazdą i wciągać na siebie swój gaz - astrofizycy nazywają to akrecją. Gaz krąży spiralnie wokół gwiazdy neutronowej, tworząc dysk akrecyjny i zwalnia na granicy magnetosfery gwiazdy neutronowej. W tym przypadku substancja wnika trochę w magnetosferę, "zamarza" do niej i spływa w dół linie magnetyczne do Polaków. Spadając na bieguny magnetyczne, nagrzewa się do setek milionów stopni i promieniuje w zakresie rentgenowskim. Ponieważ oś magnetyczna gwiazdy neutronowej jest pod kątem do osi obrotu, promienie X wirują jak promienie latarni morskiej i „z brzegu” wyglądają jak powtarzające się sygnały z okresem od tysięcznych sekundy do kilku minut .

Gwiazda neutronowa jest jedną z możliwych pozostałości po wybuchu supernowej. Pod koniec ewolucji niektórych gwiazd ich materia jest tak silnie skompresowana pod wpływem grawitacji, że elektrony faktycznie łączą się z protonami i tworzą neutrony. Pole magnetyczne gwiazdy neutronowej może przekroczyć maksimum osiągalne na Ziemi dziesiątki miliardów razy.

Rysunek: Układ podwójny ze zwykłą gwiazdą wypełniającą jej płat Roche.

Aby pulsar rentgenowski był obserwowany w układzie dwóch gwiazd, materia musi płynąć ze zwykłej gwiazdy do neutronowej. W tym przypadku zwykła gwiazda może być olbrzymem lub nadolbrzymem i mieć potężny wiatr gwiazdowy, czyli wyrzucać dużo materii w kosmos. Albo może to być mała gwiazda, taka jak Słońce, która wypełniła płat Roche'a, obszar poza którym materia nie jest już utrzymywana przez grawitację gwiazdy i jest przyciągana przez grawitację gwiazdy neutronowej.

Film NASA o akrecji materii z gwiazdy towarzyszącej na pulsar http://frigg.physastro.mnsu.edu/~eskridge/astr101/week10.html

Pulsary rentgenowskie 4U 0115+63 i V 0332+53 promieniują tak niestabilnie (tj. wykazują błyski promieniowania), ponieważ każdy z nich ma dość niezwykłą gwiazdę towarzyszącą - gwiazdę klasy Be. Gwiazda be obraca się wokół swojej osi tak szybko, że od czasu do czasu jej „powłoka unosi się” – tworzy się dysk gazowy i rośnie wzdłuż równika – i gwiazda wypełnia płat Roche'a. Gaz zaczyna szybko gromadzić się na gwieździe neutronowej, intensywność jego promieniowania gwałtownie wzrasta i następuje błysk. Stopniowo „spódnica” się zużywa, dysk akrecyjny jest wyczerpany, a materia nie może już opadać na gwiazdę neutronową z powodu wpływu pola magnetycznego i sił odśrodkowych. Istnieje tak zwany „efekt śmigła”. W tym reżimie akrecja nie występuje, a źródło promieniowania rentgenowskiego znika.

Rysunek: W astronomii używa się terminu „jasność”, czyli całkowitej energii emitowanej przez ciało niebieskie w jednostce czasu. Jasność progowa dla źródła 4U 0115+63 jest pokazana czerwoną linią. Dla innego źródła (V 0332+53) obserwuje się podobny obraz. Tam, gdzie rysowane są niebieskie linie, odległość między pulsarem a gwiazdą optyczną jest minimalna. W tej pozycji reżim akrecji może zostać tymczasowo wznowiony w obecności wystarczającej ilości materii, co wyraźnie widać na rysunku.

Korzystając z teleskopu rentgenowskiego w obserwatorium kosmicznym Swift, rosyjscy naukowcy byli w stanie zmierzyć progową intensywność promieniowania, czyli jasność, poniżej której pulsar przechodzi w „tryb śmigła”. Wartość ta zależy od pola magnetycznego i okresu rotacji pulsara. Okres rotacji badanych źródeł znany jest poprzez pomiar czasu nadejścia emitowanych przez nie impulsów - 3,6 s dla 4U 0115+63 i 4,3 s dla V 0332+53, co umożliwiło obliczenie natężenia pola magnetycznego. Wyniki pokrywały się z wartościami uzyskanymi innymi metodami. Jednak jasność pulsarów nie spadła 400-krotnie, jak oczekiwano, a jedynie 200-krotnie. Autorzy sugerowali, że albo powierzchnia gwiazdy neutronowej rozgrzana przez rozbłysk ochładza się i tym samym służy jako dodatkowe źródło promieniowania, albo efekt śmigła nie może całkowicie zablokować przepływu materii ze zwykłej gwiazdy i istnieją inne kanały „przecieku”.

Przejście do trybu śmigła jest bardzo trudne do wykrycia, ponieważ w tym trybie pulsar prawie nie promieniuje. Podczas poprzednich rozbłysków źródeł 4U 0115+63 i V 0332+53 była już próba wychwycenia tego przejścia, jednak ze względu na niską czułość dostępnych w tym czasie urządzeń nie udało się wykryć „stanu wyłączenia”. Dopiero teraz otrzymano wiarygodne potwierdzenie, że pulsary rzeczywiście „wyłączają się”. Ponadto wykazano, że informacje o przejściu w „tryb śmigłowy” można wykorzystać do określenia siły i struktury pola magnetycznego gwiazd neutronowych.

Alexander Lutovinov, profesor Rosyjskiej Akademii Nauk, doktor nauk fizycznych i matematycznych, kierownik laboratorium w Instytucie Badań Kosmicznych Rosyjskiej Akademii Nauk i wykładowca w Moskiewskim Instytucie Fizyki i Technologii wyjaśnia: „Jedną z podstawowych Kwestią powstawania i ewolucji gwiazd neutronowych jest struktura ich pól magnetycznych. W trakcie badań wyznaczyliśmy dla dwóch gwiazd neutronowych składową dipolową pola magnetycznego, która dokładnie odpowiada za efekt śmigła. Wykazaliśmy, że tę niezależnie uzyskaną wartość można porównać z wartością pola magnetycznego znaną już z pomiarów linii cyklotronowych, a tym samym oszacować wkład innych składników wyższego rzędu, które wchodzą w strukturę pola.”

Gwiazdy, których masa jest 1,5-3 razy większa od masy Słońca, nie będą w stanie zatrzymać kurczenia się w fazie białego karła pod koniec swojego życia. Potężne siły grawitacyjne skompresują je do takiej gęstości, że nastąpi „neutralizacja” materii: oddziaływanie elektronów z protonami doprowadzi do tego, że prawie cała masa gwiazdy będzie zawarta w neutronach. Utworzony gwiazda neutronowa . Najbardziej masywne gwiazdy mogą przekształcić się w neutronowe po wybuchu jako supernowe.

Koncepcja gwiazdy neutronowej

Koncepcja gwiazd neutronowych nie jest nowa: pierwszą sugestię dotyczącą możliwości ich istnienia wysunęli utalentowani astronomowie Fritz Zwicky i Walter Baarde z Kalifornii w 1934 roku. (Nieco wcześniej, w 1932 roku, możliwość istnienia gwiazd neutronowych przewidział słynny radziecki naukowiec L. D. Landau.) Pod koniec lat 30. XX wieku stał się przedmiotem badań innych amerykańskich naukowców Oppenheimera i Volkowa. Zainteresowanie tych fizyków tym problemem było spowodowane chęcią określenia ostatniego etapu ewolucji masywnej, kurczącej się gwiazdy. Ponieważ rola i znaczenie supernowych zostały odkryte w tym samym czasie, zasugerowano, że gwiazda neutronowa może być pozostałością po wybuchu supernowej. Niestety wraz z wybuchem II wojny światowej uwaga naukowców przeniosła się na potrzeby militarne i szczegółowe badanie tych nowych i najwyższy stopień tajemnicze przedmioty zostały zawieszone. Następnie, w latach pięćdziesiątych, wznowiono badania gwiazd neutronowych czysto teoretycznie w celu ustalenia, czy są one istotne dla problemu produkcji pierwiastków chemicznych w centralnych obszarach gwiazd.
pozostają jedynym obiektem astrofizycznym, którego istnienie i właściwości zostały przepowiedziane na długo przed ich odkryciem.

Na początku lat sześćdziesiątych odkrycie kosmicznych źródeł promieniowania rentgenowskiego bardzo zachęciło tych, którzy uważali gwiazdy neutronowe za możliwe źródła promieniowania rentgenowskiego na niebie. Do końca 1967 r. odkryto nową klasę ciał niebieskich, pulsary, co zmyliło naukowców. Odkrycie to było najważniejszym osiągnięciem w badaniach gwiazd neutronowych, ponieważ ponownie postawiło pytanie o pochodzenie kosmicznego promieniowania rentgenowskiego. Mówiąc o gwiazdach neutronowych, należy pamiętać, że ich właściwości fizyczne zostały ustalone teoretycznie i są bardzo hipotetyczne, ponieważ warunki fizyczne które istnieją w tych ciałach, nie mogą być odtworzone w eksperymentach laboratoryjnych.

Właściwości gwiazd neutronowych

Siły grawitacyjne odgrywają decydującą rolę we właściwościach gwiazd neutronowych. Według różnych szacunków średnice gwiazd neutronowych wynoszą 10-200 km. A ta objętość, nieistotna w koncepcjach kosmicznych, jest „wypełniona” taką ilością materii, że może tworzyć ciało niebieskie podobne do Słońca, o średnicy około 1,5 miliona km, a w masie prawie jedną trzecią miliona razy cięższe niż Ziemia! Naturalną konsekwencją tej koncentracji materii jest niewiarygodnie wysoka gęstość gwiazdy neutronowej. W rzeczywistości okazuje się, że jest tak gęsty, że może być nawet solidny. Grawitacja gwiazdy neutronowej jest tak duża, że ​​człowiek ważyłby tam około miliona ton. Obliczenia pokazują, że gwiazdy neutronowe są silnie namagnesowane. Według szacunków pole magnetyczne gwiazdy neutronowej może sięgać 1 miliona km. milion gausów, podczas gdy na Ziemi jest to 1 gaus. Promień gwiazdy neutronowej około 15 km, a masa wynosi około 0,6 - 0,7 mas Słońca. zewnętrzna warstwa to magnetosfera składająca się z rozrzedzonej plazmy elektronowej i jądrowej, którą przenika silne pole magnetyczne gwiazdy. To tutaj rodzą się sygnały radiowe, które są piętno pulsary. Ultraszybko naładowane cząstki, poruszające się spiralnie wzdłuż linii pola magnetycznego, powodują: różnego rodzaju promieniowanie. W niektórych przypadkach promieniowanie występuje w zakresie radiowym widma elektromagnetycznego, w innych - promieniowanie o wysokich częstotliwościach.

Gęstość gwiazdy neutronowej

Niemal bezpośrednio pod magnetosferą gęstość materii sięga 1 t/cm3, czyli 100 000 razy więcej niż gęstość żelaza. Kolejna warstwa zewnętrzna ma właściwości metalu. Ta warstwa „supertwardej” materii ma postać krystaliczną. Kryształy składają się z jąder atomowych masa atomowa 26 - 39 i 58 - 133. Te kryształy są niezwykle małe: aby pokonać odległość 1 cm, musisz ułożyć około 10 miliardów kryształów w jednej linii. Gęstość w tej warstwie jest ponad milion razy większa niż w warstwie zewnętrznej, czyli 400 miliardów razy większa niż gęstość żelaza.
Poruszając się dalej w kierunku środka gwiazdy przekraczamy trzecią warstwę. Obejmuje region ciężkich jąder, takich jak kadm, ale jest również bogaty w neutrony i elektrony. Gęstość trzeciej warstwy jest 1000 razy większa niż poprzedniej. Wnikając głębiej w gwiazdę neutronową, docieramy do czwartej warstwy, podczas gdy gęstość nieznacznie wzrasta - około pięciokrotnie. Niemniej jednak przy takiej gęstości jądra nie mogą już zachować swojej fizycznej integralności: rozpadają się na neutrony, protony i elektrony. Większość materii ma postać neutronów. Na każdy elektron i proton przypada 8 neutronów. Zasadniczo tę warstwę można uznać za ciecz neutronową „zanieczyszczoną” przez elektrony i protony. Poniżej tej warstwy znajduje się jądro gwiazdy neutronowej. Tutaj gęstość jest około 1,5 raza większa niż w warstwie wierzchniej. A jednak nawet ten niewielki wzrost gęstości powoduje, że cząstki w jądrze poruszają się znacznie szybciej niż w jakiejkolwiek innej warstwie. Energia kinetyczna ruchu neutronów zmieszanych z niewielką ilością protonów i elektronów jest tak duża, że ​​nieustannie dochodzi do niesprężystych zderzeń cząstek. W procesach kolizji wszystkie znane w Fizyka nuklearna cząstek i rezonansów, których jest ponad tysiąc. Najprawdopodobniej istnieje wiele nieznanych nam jeszcze cząstek.

Temperatura gwiazdy neutronowej

Temperatury gwiazd neutronowych są stosunkowo wysokie. Należy się tego spodziewać, biorąc pod uwagę sposób ich powstawania. W ciągu pierwszych 10-100 tysięcy lat istnienia gwiazdy temperatura jądra spada do kilkuset milionów stopni. Potem następuje nowa faza, kiedy temperatura jądra gwiazdy powoli spada z powodu emisji promieniowania elektromagnetycznego.

Od niepamiętnych czasów człowieka przyciągały gwiazdy. Współcześni naukowcy dość dużo wiedzą o ciałach niebieskich - zarówno o ich typach, jak i budowie. Ale jednocześnie astrofizycy stale wysuwają teorie o istnieniu coraz to nowych odmian gwiazd i często ich przypuszczenia się potwierdzają. W naszym przeglądzie 10 najbardziej niesamowitych gwiazd, które teoretycznie naprawdę mogą istnieć.

1. Gwiazdy kwarkowe

Jak wiadomo, gwiazda pod koniec swojego życia może „zapaść się” w czarną dziurę, białego karła lub gwiazdę neutronową. Jeśli gwiazda była wystarczająco gęsta przed zapadnięciem się w supernową, reszta materii gwiezdnej tworzy gwiazdę neutronową. Kiedy tak się dzieje, gwiazda staje się bardzo gorąca i gęsta, a następnie próbuje się zapaść.

Jednak utrudniają to fermiony (in ta sprawa, neutrony), które są zgodne z zasadą Pauliego. Oznacza to, że neutrony nie mogą zostać skompresowane do tego samego stanu kwantowego i są odpychane przez zapadającą się materię, równoważąc w ten sposób materię gwiezdną w stan obecny. Przez dziesięciolecia astronomowie zakładali, że gwiazda neutronowa nadal będzie w równowadze.

Ale wraz z rozwojem teoria kwantowa, astrofizycy sugerowali możliwość istnienia nowego typu gwiazdy, która powstaje w przypadku zakończenia degeneracyjnego ciśnienia jądra neutronowego. Nazwali ją gwiazdą kwarkową. Wraz ze wzrostem ciśnienia masy gwiazdy neutrony rozpadną się na swoje składniki - kwarki, które w warunkach silnego ciśnienia i ogromnej ilości energii będą mogły istnieć w stanie swobodnym. Ta zupa kwarków, zwana „dziwną materią”, byłaby niewiarygodnie gęsta, znacznie gęstsza niż normalna gwiazda neutronowa.

2. Gwiazdy elektrosłabe

Wydawałoby się, że gwiazdy kwarkowe - ostatnie stadiumżycie gwiazdy przed jej śmiercią i przekształceniem się w czarną dziurę. Jednak fizycy zasugerowali ostatnio istnienie jeszcze innego teoretycznego typu gwiazdy, który mógłby istnieć między gwiazdą kwarkową a czarną dziurą. Tak zwana gwiazda elektrosłaba teoretycznie była w stanie utrzymać stan równowagi dzięki złożonym oddziaływaniom między słabą siłą jądrową a siłą elektromagnetyczną znaną jako siła elektrosłaba.

W elektrosłabej gwieździe energia z masy gwiazdy napierałaby na jądro gwiazdy z „dziwnej materii”. Wraz ze wzrostem wpływu energii, elektromagnetyczne i słabe energia nuklearna„mieszany” stałby się prawie nie do odróżnienia. Na tym poziomie energii kwarki w jądrze zaczęłyby rozpuszczać się w leptony, takie jak elektrony i neutrina. W rzeczywistości większość „dziwnej” materii zamieniłaby się w neutrina, a uwolniona energia zapobiegłaby zapadnięciu się gwiazdy.

3. Obiekty Thorn-Żitkova

W 1977 roku Kip Thorne i Anna Zhitkova opublikowali swoje dzieło, które było szczegółowy opis nowy typ gwiazdy, zwany „Obiektem Ciernia-Żitkowa”. Jest to gwiazda hybrydowa, która powstaje w wyniku zderzenia czerwonego nadolbrzyma z małą, gęstą gwiazdą neutronową. Ponieważ czerwony nadolbrzym jest niezwykle ogromną gwiazdą, gwiazda neutronowa musiałaby po prostu przebić się przez nią setki lat. wewnętrzna atmosfera.

Gdy gwiazda neutronowa zanurza się w czerwonym nadolbrzymu, centrum orbitalne (zwane barycentrum) dwóch gwiazd przesunie się w kierunku środka nadolbrzyma. W końcu obie gwiazdy połączą się, tworząc dużą supernową i ostatecznie czarną dziurę.

4. Zamarznięte gwiazdy

Standardowa gwiazda spala paliwo wodorowe, wytwarza hel i utrzymuje się dzięki energii i ciśnieniu, które powstają podczas tego procesu. Jednak wodór nie trwa wiecznie i w końcu gwiazda zacznie spalać cięższe pierwiastki. Niestety energia uwalniana podczas spalania tych ciężkie elementy, nie jest tak obfite, jak podczas spalania wodoru, a gwiazda zaczyna się ochładzać. Kiedy gwiazda w końcu przechodzi w stan supernowej i eksploduje, dosłownie „zasiewa” wszechświat cząsteczkami metali, które następnie grają zasadnicza rola w tworzeniu nowych gwiazd i planet.

Wraz ze starzeniem się wszechświata eksploduje coraz więcej gwiazd, a także coraz więcej metalu w kosmosie. W przeszłości w gwiazdach prawie nie było metalu, ale z czasem ilość ta rośnie. W przyszłości, wraz ze starzeniem się wszechświata, powstaną nowe i niezwykłe typy gwiazd metalicznych, w tym hipotetyczne zamrożone gwiazdy, które mogą wytrzymać fuzję jądrową w temperaturze zerowej stopni Celsjusza.

5. Magnetosfery wiecznie zapadające się obiekty

Czarne dziury kojarzą się z niezrozumiałymi zjawiskami i paradoksami. Teoretycy zaproponowali istnienie różnych obiektów podobnych do gwiazd. Na przykład w 2003 roku naukowcy zasugerowali, że czarne dziury nie są w rzeczywistości osobliwościami (jak wcześniej sądzono), ale są egzotyczny typ gwiazdy, które zostały nazwane „magnetosferycznym, wiecznie zapadającym się obiektem”. Taki obiekt powinien rzekomo rozwiązać paradoks, w którym materia zapadającej się czarnej dziury w końcu zaczyna poruszać się szybciej niż prędkość światła.

Początkowo magnetosferyczny wiecznie zapadający się obiekt formuje się jak zwykła czarna dziura - pod wpływem grawitacji materia zaczyna "zapadać się" w gwiazdę. Ale energia generowana przez zderzenie cząstek wytwarza subatomowe ciśnienie zewnętrzne, które przeciwstawia się ciśnieniu wywołanemu fuzją w jądrze gwiazdy. Dzięki temu taki obiekt pozostaje względnie stabilny. Nigdy nie osiągnie horyzontu zdarzeń i nigdy całkowicie się nie zawali.

6. Populacja III Gwiazdy

Jak przewidują naukowcy, zimne metalowe gwiazdy pojawią się bliżej zachodu Słońca we wszechświecie. A co z gwiazdami na drugim końcu spektrum? Gwiazdy te, złożone z pierwotnego gazu pozostałego po Wielkim Wybuchu, nazwano gwiazdami populacji III. Wykres populacji gwiazd został opracowany przez Waltera Baade w 1940 roku i opisuje zawartość metalu w gwieździe. Im wyższa liczba „populacji”, tym wyższa zawartość metalu w gwieździe. Przez długi czas rozdzielono tylko dwa rodzaje gwiazd (logicznie nazwane gwiazdy populacji I i II).

Jednak współcześni astrofizycy zaczęli poważnie badać rodzaj gwiazd, które musiały istnieć natychmiast po Wielkim Wybuchu. Nie zawierały ciężkich pierwiastków, ale składały się wyłącznie z wodoru i helu, z możliwymi dodatkami litu. Gwiazdy populacji III były absurdalnie jasne i gigantyczne, większe niż większość obecnych gwiazd. Jądra nie tylko syntetyzowały zwykłe pierwiastki, ale także zasilały je z reakcji anihilacji. Ciemna materia.

Istnienie takich gwiazd trwało bardzo krótko, zaledwie około dwóch milionów lat. W końcu gwiazdy te spaliły cały swój wodór i hel, zaczęły łączyć cięższe metaliczne pierwiastki i eksplodowały, rozrzucając je po całym wszechświecie.

7. Quasi-gwiazdy

Nie myl quasi-gwiazd z kwazarami (obiekt, który wygląda jak gwiazda, ale w rzeczywistości nią nie jest). Quasi-gwiazda to teoretyczny typ gwiazdy, który mógł istnieć dopiero na początku wszechświata. Podobnie jak obiekty Thorn-Zhitkova, byłyby „kanibalami”, ale zamiast ukrywać kolejną gwiazdę w centrum, byłaby czarna dziura. Quasi-gwiazdy musiały powstać z masywnych gwiazd populacji III.

Kiedy zwykłe gwiazdy zapadają się, stają się supernowymi i pozostawiają czarną dziurę. W quasi-gwieździe gęsta zewnętrzna warstwa materiału jądrowego musiała pochłonąć energię wybuchu z kolapsu, który nie wykroczyłby poza supernową. W ten sposób zewnętrzna powłoka gwiazdy pozostałaby nienaruszona, podczas gdy wewnątrz niej utworzyłaby się czarna dziura. Równowaga istnienia takiej gwiazdy byłaby utrzymywana przez przeciwstawienie energii emitowanej z jądra czarnej dziury i energii kolapsu grawitacyjnego.

8. Preonowe gwiazdy

Filozofowie od wieków debatują nad tym, jaki jest najmniejszy możliwy podział materii. Odkrywając protony, neutrony i elektrony, naukowcy sądzili, że odkryli podstawową strukturę wszechświata. Jednak wraz z rozwojem nauki znaleziono mniejsze cząstki, co zmusiło nas do ponownego przemyślenia całej koncepcji naszego Wszechświata.

Hipotetycznie rozszczepienie może trwać wiecznie, ale niektórzy teoretycy uważają, że tak zwane preony są najmniejszymi cząstkami w przyrodzie. Teoretycznie gwiazdy preonów byłyby wielkości grochu do piłka nożna. Tak mała objętość zawierałaby masę w przybliżeniu równą Księżycowi. Istnienie gwiazd preonowych może dać wskazówkę dotyczącą ogromnej zawartości tak zwanej ciemnej materii we Wszechświecie.

9. Gwiazdy Plancka

Jeden z najbardziej ciekawe pytania o czarnych dziurach - jak wyglądają od środka. Często środek czarnej dziury jest opisywany jako osobliwość o nieskończonej gęstości i bez wymiaru przestrzennego, ale co to tak naprawdę oznacza? Współcześni teoretycy sugerują, że tak zwane gwiazdy Plancka znajdują się w centrum czarnych dziur. Podobno gwiazda Plancka jest bardzo dziwnym zjawiskiem, które jest wspierane przez zwykłe fuzja nuklearna. Został tak nazwany, ponieważ powinien mieć gęstość energii zbliżoną do gęstości Plancka (tj. - 5,15 x 10^96 kilogramów na metr sześcienny).

10. Puszysta kulka

Fizycy uwielbiają wymyślać zabawne nazwy dla złożonych pojęć. „Puszysta kula” to urocza nazwa śmiertelnego obszaru kosmosu, który natychmiast zabija wszystko w pobliżu. Teoria puszystej kuli jest zasadniczo próbą opisania czarnej dziury za pomocą teorii strun. W gruncie rzeczy puszysta kula nie jest prawdziwą gwiazdą w zwykłym tego słowa znaczeniu, nie jest kulą plazmy wspieraną przez fuzję termojądrową. Jest to raczej obszar splątanych strun energii podtrzymywanych przez ich własne energia wewnętrzna. Taki obiekt po prostu wyparowałby każdą zbliżającą się do niego materię.

Dla tych, którzy interesują się nieznanym, ciekawe będzie poznanie.

29 sierpnia 2013 10:33 rano

Często określane jako „martwe” gwiazdy neutronowe to niesamowite obiekty. Ich badania w ostatnich dziesięcioleciach stały się jednym z najbardziej fascynujących i bogatych w odkrycia w astrofizyce. Zainteresowanie gwiazdami neutronowymi wynika nie tylko z tajemnicy ich budowy, ale także z ich kolosalnej gęstości oraz najsilniejszych pól magnetycznych i grawitacyjnych. Materia jest tam w szczególnym stanie przypominającym ogromne jądro atomowe, a warunków tych nie da się odtworzyć w laboratoriach naziemnych.

Narodziny na czubku długopisu

Odkrycie w 1932 roku nowej cząstki elementarnej, neutronu, skłoniło astrofizyków do zastanowienia się, jaką rolę może ona odegrać w ewolucji gwiazd. Dwa lata później zasugerowano, że wybuchy supernowych są związane z transformacją zwykłych gwiazd w neutronowe. Następnie dokonano obliczeń struktury i parametrów tego ostatniego i stało się jasne, że jeśli małe gwiazdy (takie jak nasze Słońce) zamieniają się pod koniec swojej ewolucji w białe karły, to cięższe stają się neutronami. W sierpniu 1967 r. radioastronomowie, badając scyntylacje kosmicznych źródeł radiowych, odkryli dziwne sygnały - zarejestrowano bardzo krótkie, około 50 milisekundowe impulsy emisji radiowej, powtarzające się po ściśle określonym przedziale czasowym (rzędu jednej sekundy). To było zupełnie inne od zwykłego chaotycznego obrazu przypadkowych, nieregularnych fluktuacji w emisji radiowej. Po dokładnym sprawdzeniu całego sprzętu pojawiło się przekonanie, że impulsy są pochodzenia pozaziemskiego. Trudno zaskoczyć astronomów obiektami emitującymi ze zmienną intensywnością, ale w tym przypadku okres był tak krótki, a sygnały tak regularne, że naukowcy poważnie sugerowali, że mogą to być wiadomości z pozaziemskich cywilizacji.

Dlatego też pierwszy pulsar został nazwany LGM-1 (od angielskiego Little Green Men - „Little Green Men”), choć próby odnalezienia jakiegokolwiek znaczenia w odbieranych impulsach spełzły na niczym. Wkrótce odkryto 3 kolejne pulsujące źródła radiowe. Ich okres ponownie okazał się znacznie krótszy niż charakterystyczne czasy oscylacji i rotacji wszystkich znanych obiektów astronomicznych. Ze względu na impulsywny charakter promieniowania nowe obiekty zaczęto nazywać pulsarami. Odkrycie to dosłownie pobudziło astronomię, a raporty o odkryciu pulsarów zaczęły napływać z wielu obserwatoriów radiowych. Po odkryciu pulsara w Mgławicy Krab, który powstał w wyniku wybuchu supernowej w 1054 roku (gwiazda ta była widoczna w ciągu dnia, jak wspominają w swoich annałach Chińczycy, Arabowie i Amerykanie z Ameryki Północnej), stało się jasne, że pulsary są w jakiś sposób związane z wybuchami supernowych.

Najprawdopodobniej sygnały pochodziły z obiektu pozostawionego po wybuchu. Minęło dużo czasu, zanim astrofizycy zdali sobie sprawę, że pulsary to szybko obracające się gwiazdy neutronowe, których szukali.

Chociaż większość gwiazd neutronowych została wykryta za pomocą emisji radiowej, nadal emitują one główną ilość energii w zakresie gamma i rentgenowskim. Gwiazdy neutronowe rodzą się bardzo gorące, ale ochładzają się dość szybko, a już w wieku tysiąca lat mają temperaturę powierzchni około 1 000 000 K. Dlatego tylko młode gwiazdy neutronowe świecą w zakresie rentgenowskim z powodu czysto termicznego promieniowania.

Fizyka pulsara

Pulsar to po prostu ogromny namagnesowany czubek wirujący wokół osi, która nie pokrywa się z osią magnesu. Gdyby nic na nią nie spadło i nic nie emitowało, to jego emisja radiowa miałaby częstotliwość rotacji i nigdy nie usłyszelibyśmy jej na Ziemi. Ale faktem jest, że ten top ma kolosalną masę i wysoka temperatura powierzchnia, a wirujące pole magnetyczne tworzy ogromną intensywność pole elektryczne, zdolny do przyspieszania protonów i elektronów prawie do prędkości światła. Co więcej, wszystkie te naładowane cząstki poruszające się wokół pulsara są uwięzione w pułapce z jego kolosalnego pola magnetycznego. I tylko w małym kącie bryłowym w pobliżu osi magnetycznej mogą się uwolnić (gwiazdy neutronowe mają najsilniejsze pola magnetyczne we Wszechświecie, osiągając 10 10 -10 14 gausów, dla porównania: pole Ziemi wynosi 1 gaus, pole słoneczne jest 10-50 gausów). To właśnie te strumienie naładowanych cząstek są źródłem owej emisji radiowej, według której odkryto pulsary, które później okazały się gwiazdy neutronowe. Ponieważ oś magnetyczna gwiazdy neutronowej niekoniecznie pokrywa się z osią jej obrotu, gdy gwiazda się obraca, strumień fal radiowych rozchodzi się w przestrzeni jak promień błyskającego światła ostrzegawczego - przecinając otaczającą ciemność tylko na chwilę.

Zdjęcia rentgenowskie pulsara w Mgławicy Krab w stanie aktywnym (po lewej) i normalnym (po prawej)

najbliższy sąsiad
Pulsar ten znajduje się zaledwie 450 lat świetlnych od Ziemi i jest układem podwójnym złożonym z gwiazdy neutronowej i białego karła o okresie orbitalnym wynoszącym 5,5 dnia. Miękkie promieniowanie rentgenowskie odbierane przez satelitę ROSAT jest emitowane przez czapy polarne PSR J0437-4715 rozgrzane do dwóch milionów stopni. Podczas swojej szybkiej rotacji (okres tego pulsara wynosi 5,75 milisekundy) obraca się w kierunku Ziemi z jednym lub drugim biegunem magnetycznym, w wyniku czego intensywność strumienia promieniowania gamma zmienia się o 33%. Jasny obiekt obok małego pulsara to odległa galaktyka, która z jakiegoś powodu aktywnie świeci w rentgenowskiej części widma.

Wszechmocna grawitacja

Według współczesna teoria masywne gwiazdy kończą swoje życie w kolosalnej eksplozji, która zamienia większość z nich w rozszerzającą się mgławicę gazową. W rezultacie z olbrzyma, wielokrotnie większego niż nasze Słońce pod względem wielkości i masy, pozostaje gęsty gorący obiekt o wielkości około 20 km, z cienką atmosferą (złożoną z wodoru i cięższych jonów) i polem grawitacyjnym 100 miliardów razy większy niż ziemia. Nazwali ją gwiazdą neutronową, wierząc, że składa się głównie z neutronów. Substancja gwiazdy neutronowej jest najgęstszą formą materii (łyżeczka takiego superjądra waży około miliarda ton). Bardzo krótki okres sygnałów emitowanych przez pulsary był pierwszym i najważniejszym argumentem przemawiającym za tym, że są to gwiazdy neutronowe, które mają ogromne pole magnetyczne i obracają się z zawrotną prędkością. Tylko gęste i zwarte obiekty (o wielkości zaledwie kilkudziesięciu kilometrów) z silnym polem grawitacyjnym mogą wytrzymać taką prędkość obrotową bez rozpadu na kawałki z powodu odśrodkowych sił bezwładności.

Gwiazda neutronowa składa się z cieczy neutronowej z domieszką protonów i elektronów. „ciecz jądrowa”, bardzo przypominająca substancję z jądra atomowe, 1014 razy gęstszy niż zwykła woda. Ta ogromna różnica jest zrozumiała, ponieważ atomy to w większości pusta przestrzeń, z lekkimi elektronami trzepoczącymi wokół malutkiego, ciężkiego jądra. Jądro zawiera prawie całą masę, ponieważ protony i neutrony są 2000 razy cięższe od elektronów. Ekstremalne siły występujące podczas formowania się gwiazdy neutronowej ściskają atomy tak, że elektrony wciśnięte w jądra łączą się z protonami, tworząc neutrony. W ten sposób rodzi się gwiazda, prawie całkowicie złożona z neutronów. Supergęsta ciecz jądrowa, gdyby została przywieziona na Ziemię, eksplodowałaby jak Bomba jądrowa, ale w gwieździe neutronowej jest stabilny ze względu na ogromne ciśnienie grawitacyjne. Jednak w zewnętrznych warstwach gwiazdy neutronowej (jak w rzeczywistości wszystkich gwiazd) ciśnienie i temperatura spadają, tworząc stałą skorupę o grubości około kilometra. Uważa się, że składa się głównie z jąder żelaza.

Błysk
Okazuje się, że kolosalny błysk promieniowania rentgenowskiego 5 marca 1979 roku nastąpił daleko poza naszą Galaktyką, w Wielkim Obłoku Magellana, satelicie naszej Drogi Mlecznej, znajdującym się w odległości 180 tysięcy lat świetlnych od Ziemi. Wspólna obróbka rozbłysku gamma z 5 marca, zarejestrowanego przez siedem statków kosmicznych, pozwoliła dokładnie określić położenie tego obiektu, a dziś praktycznie nie ma wątpliwości, że znajduje się on w Obłoku Magellana.

Trudno sobie wyobrazić wydarzenie, które wydarzyło się na tej odległej gwieździe 180 tysięcy lat temu, ale wtedy rozbłysła ona jak aż 10 supernowych, czyli ponad 10 razy jaśniej niż wszystkie gwiazdy w naszej Galaktyce. Jasna kropka u góry figury to od dawna znany i dobrze znany pulsar SGR, natomiast nieregularny kontur to najbardziej prawdopodobna pozycja obiektu, który wybuchł 5 marca 1979 roku.

Pochodzenie gwiazdy neutronowej
Wybuch supernowej to po prostu zamiana części energii grawitacyjnej na energię cieplną. Kiedy starej gwieździe wyczerpie się paliwo, a reakcja termojądrowa nie może już rozgrzać jej wnętrzności do wymaganej temperatury, następuje rodzaj zapadnięcia się - zapadania się obłoku gazu na jej środek ciężkości. Uwalniana w tym samym czasie energia rozprasza zewnętrzne warstwy gwiazdy we wszystkich kierunkach, tworząc rozszerzającą się mgławicę. Jeśli gwiazda jest mała, jak nasze Słońce, następuje błysk i powstaje biały karzeł. Jeśli masa gwiazdy jest ponad 10 razy większa od masy Słońca, wówczas takie zapadnięcie się prowadzi do wybuchu supernowej i powstaje zwykła gwiazda neutronowa. Jeśli supernowa wybuchnie całkowicie w miejscu Wielka gwiazda, o masie 20-40 Słońca i powstaje gwiazda neutronowa o masie większej niż trzy Słońca, wtedy proces kompresji grawitacyjnej staje się nieodwracalny i powstaje czarna dziura.

Struktura wewnętrzna
twarda skórka zewnętrzne warstwy Gwiazda neutronowa składa się z ciężkich jąder atomowych ułożonych w sześcienną sieć, z elektronami swobodnie latającymi między nimi, podobnie jak ziemskie metale, tylko o wiele gęstsze.

Pytanie otwarte

Chociaż gwiazdy neutronowe są intensywnie badane od około trzech dekad, ich wewnętrzna struktura nie jest pewna. Co więcej, nie ma pewności, że rzeczywiście składają się one głównie z neutronów. W miarę wchodzenia w głąb gwiazdy wzrasta ciśnienie i gęstość, a materia może być tak skompresowana, że ​​rozpada się na kwarki, cegiełki budulcowe protonów i neutronów. Według współczesnej chromodynamiki kwantowej kwarki nie mogą istnieć w stanie swobodnym, lecz są połączone w nierozłączne „trójki” i „dwójki”. Być może jednak na granicy wewnętrznego jądra gwiazdy neutronowej sytuacja się zmienia i kwarki wyrywają się ze swojego zamknięcia. Aby lepiej zrozumieć naturę gwiazdy neutronowej i egzotycznej materii kwarkowej, astronomowie muszą określić związek między masą gwiazdy a jej promieniem ( średnia gęstość). Badając gwiazdy neutronowe wraz z towarzyszami, można dokładnie zmierzyć ich masę, ale określenie średnicy jest znacznie trudniejsze. Niedawno naukowcy korzystający z możliwości satelity rentgenowskiego XMM-Newton znaleźli sposób na oszacowanie gęstości gwiazd neutronowych na podstawie grawitacyjnego przesunięcia ku czerwieni. Inną niezwykłą cechą gwiazd neutronowych jest to, że wraz ze spadkiem masy gwiazdy rośnie jej promień – w rezultacie najmniejszy rozmiar mają najbardziej masywne gwiazdy neutronowe.

Czarna Wdowa
Eksplozja supernowej dość często informuje nowo narodzonego pulsara o znacznej prędkości. Taka latająca gwiazda z własnym przyzwoitym polem magnetycznym silnie zaburza zjonizowany gaz wypełniający przestrzeń międzygwiazdową. Powstaje rodzaj fali uderzeniowej, która biegnie przed gwiazdą i rozchodzi się w szerokim stożku za nią. Połączony obraz optyczny (część niebiesko-zielona) i rentgenowski (odcienie czerwieni) pokazuje, że mamy do czynienia nie tylko z świetlistym obłokiem gazu, ale z ogromnym strumieniem cząstek elementarnych emitowanych przez ten milisekundowy pulsar. Linia prędkości Czarna Wdowa ma prędkość 1 miliona km/h, wykonuje obrót wokół własnej osi w czasie 1,6 ms, ma już około miliarda lat i ma towarzyszącą jej gwiazdę krążącą wokół Wdowy z okresem 9,2 godziny. Pulsar B1957 + 20 otrzymał swoją nazwę z tego prostego powodu, że jego najsilniejsze promieniowanie po prostu spala sąsiada, powodując „wrzenie” i odparowanie gazu, który go tworzy. Czerwony kokon w kształcie cygara za pulsarem to część przestrzeni, w której elektrony i protony emitowane przez gwiazdę neutronową emitują miękkie promieniowanie gamma.

Wynik symulacji komputerowej umożliwia wizualizację w przekroju procesów zachodzących w pobliżu szybko lecącego pulsara. Promienie odbiegające od jasnego punktu są warunkowym obrazem tego przepływu energii promieniowania, a także przepływu cząstek i antycząstek pochodzących z gwiazdy neutronowej. Czerwona granica na granicy czarnej przestrzeni wokół gwiazdy neutronowej i świecące na czerwono obłoki plazmy to miejsce, w którym strumień relatywistycznych cząstek lecących niemal z prędkością światła spotyka się ze skondensowaną fala uderzeniowa gaz międzygwiezdny. Podczas gwałtownego hamowania cząstki emitują promieniowanie rentgenowskie i tracąc swoją główną energię, nie nagrzewają tak bardzo padającego gazu.

Konwulsje gigantów

Pulsary są uważane za jeden z wczesnych etapów życia gwiazdy neutronowej. Dzięki ich badaniom naukowcy dowiedzieli się o polach magnetycznych, prędkości rotacji i przyszłym losie gwiazd neutronowych. Dzięki ciągłej obserwacji zachowania pulsara można dokładnie określić, ile energii traci, jak bardzo zwalnia, a nawet kiedy przestaje istnieć, zwalniając na tyle, że nie jest w stanie emitować potężnych fal radiowych. Badania te potwierdziły wiele teoretycznych przewidywań dotyczących gwiazd neutronowych.

Już w 1968 roku odkryto pulsary o okresie rotacji od 0,033 sekundy do 2 sekund. Częstotliwość impulsów pulsarów radiowych jest utrzymywana z zadziwiającą dokładnością, a stabilność tych sygnałów była początkowo wyższa niż ziemskiego zegara atomowego. A jednak, wraz z postępem w dziedzinie pomiaru czasu dla wielu pulsarów, możliwe było rejestrowanie regularnych zmian w ich okresach. Oczywiście są to niezwykle małe zmiany i dopiero za miliony lat możemy spodziewać się podwojenia okresu. Stosunek aktualnego tempa rotacji do opóźnienia rotacji jest jednym ze sposobów oszacowania wieku pulsara. Pomimo zdumiewającej stabilności sygnału radiowego, niektóre pulsary czasami doświadczają tak zwanych „zakłóceń”. Przez bardzo krótki odstęp czasu (mniej niż 2 minuty) prędkość obrotowa pulsara znacznie wzrasta, a następnie po pewnym czasie powraca do wartości sprzed „naruszenia”. Uważa się, że „naruszenia” mogą być spowodowane przegrupowaniem masy w gwieździe neutronowej. W każdym razie dokładny mechanizm jest wciąż nieznany.

Tak więc pulsar Vela jest poddawany dużym „naruszeniom” mniej więcej raz na 3 lata, co czyni go bardzo interesującym obiektem do badania takich zjawisk.

magnetary

Niektóre gwiazdy neutronowe, zwane SGR, emitują potężne rozbłyski „miękkiego” promieniowania gamma w nieregularnych odstępach czasu. Ilość energii emitowanej przez SGR podczas typowego błysku, trwającego kilka dziesiątych sekundy, Słońce może promieniować tylko przez cały rok. Cztery znane SGR znajdują się w naszej Galaktyce, a tylko jeden znajduje się poza nią. Te niesamowite eksplozje energii mogą być spowodowane trzęsieniami gwiazd – potężnymi wersjami trzęsień ziemi, gdy twarda powierzchnia gwiazd neutronowych zostaje rozerwana, a z ich wnętrz wydostają się potężne strumienie protonów, które ugrzęzły w polu magnetycznym, emitując promieniowanie gamma i X- promienie. Gwiazdy neutronowe zidentyfikowano jako źródła potężnych rozbłysków gamma po ogromnym rozbłysku gamma 5 marca 1979 r., kiedy to w pierwszej sekundzie wyrzucono tyle energii, ile Słońce emituje w ciągu 1000 lat. Ostatnie obserwacje jednej z najbardziej „aktywnych” obecnie gwiazd neutronowych zdają się potwierdzać teorię, że potężne wybuchy promieniowania gamma i rentgenowskiego są powodowane przez trzęsienia gwiazd.

W 1998 roku dobrze znany SGR nagle wybudził się ze swojego „snu”, który nie wykazywał żadnych oznak aktywności przez 20 lat i wyrzucił prawie tyle energii, co błysk gamma 5 marca 1979 roku. To, co najbardziej uderzyło badaczy podczas obserwacji tego wydarzenia, to gwałtowne spowolnienie prędkości rotacji gwiazdy, wskazujące na jej zniszczenie. Aby wyjaśnić silne rozbłyski promieniowania gamma i rentgenowskiego, zaproponowano model magnetara, gwiazdy neutronowej o bardzo silnym polu magnetycznym. Jeśli gwiazda neutronowa urodzi się, obracając się bardzo szybko, połączony wpływ rotacji i konwekcji, które odgrywają ważną rolę w pierwszych kilku sekundach istnienia gwiazdy neutronowej, może wytworzyć ogromne pole magnetyczne w złożonym procesie znanym jako „aktywne dynamo” (w ten sam sposób tworzy się pole wewnątrz Ziemi i Słońca). Teoretycy ze zdumieniem odkryli, że takie dynamo, działające w gorącej, nowo narodzonej gwieździe neutronowej, może wytworzyć pole magnetyczne 10 000 razy silniejsze niż regularne pole pulsary. Gdy gwiazda ostygnie (po 10 lub 20 sekundach), konwekcja i działanie dynama ustają, ale tym razem wystarczy, aby pojawiło się potrzebne pole.

Pole magnetyczne wirującej, przewodzącej elektrycznie kuli może być niestabilne, a gwałtownej przebudowie jej struktury może towarzyszyć uwolnienie kolosalnych ilości energii (dobrym przykładem takiej niestabilności jest okresowy transfer bieguny magnetyczne Ziemia). Podobne rzeczy dzieją się na Słońcu, w wybuchowych zdarzeniach zwanych „rozbłyskami słonecznymi”. W magnetarze dostępna energia magnetyczna jest ogromna, a ta energia jest wystarczająca dla mocy takich gigantycznych rozbłysków jak 5 marca 1979 i 27 sierpnia 1998. Takie zdarzenia nieuchronnie powodują głębokie załamanie i zmiany w strukturze nie tylko prądów elektrycznych w objętości gwiazdy neutronowej, ale także jej stałej skorupy. Innym tajemniczym typem obiektu, który podczas okresowych eksplozji emituje silne promieniowanie rentgenowskie, są tak zwane anomalne pulsary rentgenowskie - AXP. Różnią się od zwykłych pulsarów rentgenowskich tym, że emitują tylko w zakresie rentgenowskim. Naukowcy uważają, że SGR i AXP to fazy życia tej samej klasy obiektów, czyli magnetarów, czyli gwiazd neutronowych, które emitują miękkie promienie gamma, czerpiąc energię z pola magnetycznego. I choć magnetary pozostają dziś dziełem teoretyków i nie ma wystarczających danych potwierdzających ich istnienie, astronomowie uparcie poszukują niezbędnych dowodów.

Kandydaci na magnetary
Astronomowie zbadali już naszą własną galaktykę, Drogę Mleczną, tak dokładnie, że nic ich nie kosztuje, aby narysować jej widok z boku, zaznaczając pozycje na niej najbardziej niezwykłych gwiazd neutronowych.

Naukowcy uważają, że AXP i SGR to tylko dwa etapy życia tego samego gigantycznego magnesu – gwiazdy neutronowej. Przez pierwsze 10 000 lat magnetar to SGR - pulsar widoczny w zwykłym świetle i dający powtarzające się błyski miękkiego promieniowania rentgenowskiego, a przez kolejne miliony lat już jak anomalny pulsar AXP znika z zakresu widzialnego i zaciągnięcia się tylko w promieniach rentgenowskich.

Najsilniejszy magnes
Analiza danych uzyskanych przez satelitę RXTE (Rossi X-ray Timing Explorer, NASA) podczas obserwacji niezwykłego pulsara SGR 1806-20 wykazała, że ​​źródło to jest najpotężniejszym znanym do tej pory magnesem we Wszechświecie. Wielkość jego pola określono nie tylko na podstawie danych pośrednich (o wyhamowaniu pulsara), ale także niemal bezpośrednio - na podstawie pomiaru częstotliwości rotacji protonów w polu magnetycznym gwiazdy neutronowej. Pole magnetyczne w pobliżu powierzchni tego magnetara osiąga 10 15 gausów. Gdyby znajdował się na przykład na orbicie Księżyca, wszystkie magnetyczne nośniki informacji na naszej Ziemi uległyby rozmagnesowaniu. To prawda, biorąc pod uwagę, że jej masa jest w przybliżeniu równa masie Słońca, nie miałoby to już znaczenia, ponieważ nawet gdyby Ziemia nie spadła na tę gwiazdę neutronową, obracałaby się wokół niej jak szalona, ​​dokonując pełnego obrotu w zaledwie godzina.

Aktywne dynamo
Wszyscy wiemy, że energia uwielbia zmieniać się z jednej formy w drugą. Energia elektryczna jest łatwo przekształcana w ciepło, a energia kinetyczna w energię potencjalną. Okazuje się, że ogromne konwekcyjne przepływy elektrycznie przewodzącej magmy plazmy lub materii jądrowej mogą również energia kinetyczna zostać przekształcone w coś niezwykłego, na przykład w pole magnetyczne. Ruch dużych mas na obracającej się gwieździe w obecności niewielkiego początkowego pola magnetycznego może prowadzić do prądy elektryczne, który tworzy pole w tym samym kierunku, co oryginalne. W rezultacie zaczyna się lawinowy wzrost własnego pola magnetycznego wirującego obiektu przewodzącego. Im większe pole, tym większe prądy, im większe prądy, tym większe pole - a wszystko to dzięki banalnym przepływom konwekcyjnym, ponieważ gorąca materia jest lżejsza niż zimna, a zatem unosi się ...

Niespokojne sąsiedztwo

Słynne obserwatorium kosmiczne Chandra odkryło setki obiektów (w tym w innych galaktykach), co wskazuje, że nie wszystkie gwiazdy neutronowe mają żyć samotnie. Takie obiekty rodzą się w układach podwójnych, które przetrwały eksplozję supernowej, która stworzyła gwiazdę neutronową. Czasami zdarza się, że pojedyncze gwiazdy neutronowe w gęstych obszarach gwiazd, takich jak gromady kuliste, przechwytują towarzysza. W takim przypadku gwiazda neutronowa „ukradnie” materię sąsiadowi. I w zależności od tego, jak masywna gwiazda dotrzyma jej towarzystwa, ta „kradzież” spowoduje różne konsekwencje. Gaz wypływający z towarzysza o masie mniejszej od masy naszego Słońca, na taki „okruch” jak gwiazda neutronowa, nie będzie mógł od razu opaść z powodu własnego zbyt dużego momentu pędu, tworzy więc tzw. dysk wokół niego z „skradzionej » sprawy. Tarcie podczas nawijania wokół gwiazdy neutronowej i ściskanie w polu grawitacyjnym podgrzewa gaz do milionów stopni i zaczyna emitować promieniowanie rentgenowskie. Innym interesującym zjawiskiem związanym z gwiazdami neutronowymi, które mają towarzysza o małej masie, są rozbłyski rentgenowskie (burstery). Trwają one zwykle od kilku sekund do kilku minut i w maksymalnym stopniu nadają gwieździe jasność prawie 100 000 razy większą od Słońca.

Te wybuchy tłumaczy się faktem, że kiedy wodór i hel są przenoszone do gwiazdy neutronowej z towarzysza, tworzą gęstą warstwę. Stopniowo warstwa ta staje się tak gęsta i gorąca, że ​​rozpoczyna się reakcja syntezy termojądrowej i uwalniana jest ogromna ilość energii. Pod względem mocy odpowiada to eksplozji całego arsenału nuklearnego Ziemian na każdym centymetrze kwadratowym powierzchni gwiazdy neutronowej w ciągu minuty. Zupełnie inny obraz obserwujemy, gdy gwiazda neutronowa ma masywnego towarzysza. Olbrzymia gwiazda traci materię w postaci wiatru gwiazdowego (strumień zjonizowanego gazu wydobywający się z jej powierzchni), a ogromna grawitacja gwiazdy neutronowej wychwytuje część tej materii dla siebie. Ale tutaj pojawia się pole magnetyczne, które powoduje przepływ spadającej substancji linie siły do biegunów magnetycznych.

Oznacza to, że promienie X są przede wszystkim generowane w gorących punktach na biegunach, a jeśli oś magnetyczna i oś obrotu gwiazdy nie pokrywają się, to jasność gwiazdy okazuje się zmienna – to też jest pulsar , ale tylko prześwietlenie. Gwiazdy neutronowe w pulsarach rentgenowskich mają za towarzyszy jasne olbrzymy. W bursterach towarzyszami gwiazd neutronowych są gwiazdy o małej masie i niskiej jasności. Wiek jasnych olbrzymów nie przekracza kilkudziesięciu milionów lat, a słabych karłowatych gwiazd może sięgać miliardów lat, ponieważ te pierwsze zużywają paliwo jądrowe znacznie szybciej niż te drugie. Wynika z tego, że burstery to stare systemy, w których pole magnetyczne z czasem słabło, a pulsary są stosunkowo młode, a zatem pola magnetyczne są silniejsze. Może burstery kiedyś pulsowały w przeszłości, a pulsary jeszcze nie wybuchną w przyszłości.

Układy binarne kojarzą się również z pulsarami, których najwięcej krótkie okresy(poniżej 30 milisekund) - tzw. pulsary milisekundowe. Mimo szybkiej rotacji nie są najmłodszymi, jak można by się spodziewać, ale najstarszymi.

Powstają z układów podwójnych, w których stara, wolno obracająca się gwiazda neutronowa zaczyna wchłaniać materię ze swojego już starego towarzysza (zwykle czerwonego olbrzyma). Opadając na powierzchnię gwiazdy neutronowej, materia przekazuje jej energię obrotową, powodując, że obraca się ona coraz szybciej. Dzieje się tak, dopóki towarzysz gwiazdy neutronowej, prawie uwolniony od nadmiaru masy, nie stanie się białym karłem, a pulsar ożyje i zacznie obracać się z prędkością setek obrotów na sekundę. Jednak astronomowie odkryli niedawno bardzo nietypowy układ, w którym towarzysz milisekundowego pulsara nie jest białym karłem, ale gigantyczną, rozdętą czerwoną gwiazdą. Naukowcy uważają, że obserwują ten układ podwójny właśnie na etapie „wyzwolenia” czerwonej gwiazdy z nadwaga i stanie się białym karłem. Jeśli ta hipoteza jest błędna, gwiazdą towarzyszącą może być zwykła gromada kulista przypadkowo uchwycona przez pulsar. Prawie wszystkie znane obecnie gwiazdy neutronowe zostały znalezione albo w dwójkach w promieniowaniu rentgenowskim, albo jako pojedyncze pulsary.

Niedawno Hubble zauważył w świetle widzialnym gwiazdę neutronową, która nie jest składnikiem układu podwójnego i nie pulsuje w zakresie rentgenowskim i radiowym. Daje to wyjątkową okazję do dokładnego określenia jego rozmiaru i wprowadzenia poprawek w zrozumieniu składu i struktury tej dziwacznej klasy wypalonych, skompresowanych grawitacyjnie gwiazd. Gwiazda ta została odkryta po raz pierwszy jako źródło promieniowania rentgenowskiego i emituje w tym zakresie, nie dlatego, że zbiera gazowy wodór podczas ruchu w przestrzeni, ale dlatego, że jest wciąż młoda. Być może jest to pozostałość po jednej z gwiazd układu podwójnego. W wyniku wybuchu supernowej ten układ podwójny zawalił się, a dawni sąsiedzi rozpoczęli samodzielną podróż przez Wszechświat.

Mały pożeracz gwiazd
Gdy kamienie spadają na ziemię, tak duża gwiazda, uwalniając stopniowo swoją masę, stopniowo przesuwa się do małego i odległego sąsiada, który ma ogromne pole grawitacyjne przy swojej powierzchni. Gdyby gwiazdy się nie kręciły wspólne centrum grawitacja, wtedy strumień gazu mógłby po prostu płynąć, jak strumień wody z kubka, na małą gwiazdę neutronową. Ale ponieważ gwiazdy krążą w okrągłym tańcu, spadająca materia, zanim dotrze do powierzchni, musi stracić większość swojego momentu pędu. I tutaj wzajemne tarcie cząstek poruszających się po różnych trajektoriach oraz oddziaływanie zjonizowanej plazmy tworzącej dysk akrecyjny z polem magnetycznym pulsara pomagają procesowi opadania materii pomyślnie zakończyć się uderzeniem w powierzchnię gwiazdy neutronowej w obszar jego biegunów magnetycznych.

Tajemnica 4U2127 rozwiązana
Ta gwiazda od ponad 10 lat oszukuje astronomów, wykazując dziwną powolną zmienność swoich parametrów i za każdym razem rozbłyskując inaczej. Tylko najnowsze badania obserwatorium kosmiczne „Chandra” pozwoliło odkryć tajemnicze zachowanie tego obiektu. Okazało się, że to nie jedna, a dwie gwiazdy neutronowe. Co więcej, obaj mają towarzyszy - jedną gwiazdę podobną do naszego Słońca, drugą - małą niebieską sąsiadkę. Przestrzennie te pary gwiazd dzieli wystarczająco duża odległość i prowadzą niezależne życie. Ale na sferze gwiezdnej są rzutowane prawie do jednego punktu, dlatego tak długo uważano je za jeden obiekt. Te cztery gwiazdy znajdują się w gromadzie kulistej M15 w odległości 34 tysięcy lat świetlnych.

Pytanie otwarte

W sumie astronomowie odkryli do tej pory około 1200 gwiazd neutronowych. Spośród nich ponad 1000 to pulsary radiowe, a reszta to po prostu źródła promieniowania rentgenowskiego. Przez lata badań naukowcy doszli do wniosku, że gwiazdy neutronowe to prawdziwe oryginały. Niektóre są bardzo jasne i spokojne, inne okresowo migają i zmieniają się wraz z trzęsieniami gwiazd, a jeszcze inne istnieją w układach podwójnych. Gwiazdy te należą do najbardziej tajemniczych i nieuchwytnych obiektów astronomicznych, łącząc najsilniejsze pola grawitacyjne i magnetyczne oraz ekstremalne gęstości i energie. Każde nowe odkrycie z ich burzliwego życia dostarcza naukowcom unikalnych informacji niezbędnych do zrozumienia natury Materii i ewolucji Wszechświata.

Uniwersalny standard
Bardzo trudno jest wysłać coś poza Układ Słoneczny, dlatego wraz ze statkiem kosmicznym Pioneer-10 i -11, który poleciał tam 40 lat temu, Ziemianie również wysyłali wiadomości do swoich braci. Narysowanie czegoś, co będzie zrozumiałe dla Umysłu Pozaziemskiego, nie jest łatwym zadaniem, co więcej, trzeba było jeszcze wskazać adres zwrotny i datę wysłania listu... Trudno człowiekowi zrozumieć, jak bardzo to wszystko zrozumiałe zrobili artyści, ale pomysł wykorzystania pulsarów radiowych do wskazania miejsca i czasu wysłania wiadomości jest genialny. Nieciągłe promienie o różnej długości, wychodzące z punktu symbolizującego Słońce, wskazują kierunek i odległość do pulsarów najbliższych Ziemi, a nieciągłość linii jest niczym innym jak binarnym oznaczeniem ich okresu obrotu. Najdłuższa wiązka wskazuje na centrum naszej Galaktyki - Drogę Mleczną. Jako jednostkę czasu na komunikacie przyjmuje się częstotliwość sygnału radiowego emitowanego przez atom wodoru przy zmianie wzajemnej orientacji spinów (kierunku obrotu) protonu i elektronu.

Słynne 21 cm lub 1420 MHz powinno być znane wszystkim inteligentnym istotom we wszechświecie. Zgodnie z tymi punktami orientacyjnymi, wskazującymi na „radiolatarnie” Wszechświata, Ziemian będzie można znaleźć nawet po wielu milionach lat, a porównując zarejestrowaną częstotliwość pulsarów z obecną, będzie można oszacować, kiedy ci mężczyzna i kobieta pobłogosławili pierwszy lot. statek kosmiczny który opuścił Układ Słoneczny.