Maailmankaikkeuden syntymästä lähtien on kulunut yli kymmenen miljardia vuotta, joiden aikana tapahtuu tähtien kehittymistä, ja tapahtuu muutoksia ulkoavaruuden koostumuksessa. Jotkut avaruusobjektit katoavat, ja toiset näkyvät heidän paikkansa. Tämä prosessi tapahtuu koko ajan, mutta valtavien aikavälien ansiosta voimme katsella vain yhtä runkoa valtavasta ja kiehtovasta monikokouksesta.
Näemme maailmankaikkeuden kaikkialla kirkkaudessaan, tarkkailemalla tähtien elämää, evoluutiovaiheita ja kuoleman agonian hetkiä. Tähtien kuolema on aina suuri ja elävä tapahtuma. Mitä suurempi ja massiivisempi tähti, sitä suurempi on katastrofi.
Neutronitähti on elävä esimerkki tällaisesta evoluutiosta, joka on elävän muistomerkki entiselle tähti-voimalle. Tämä on koko paradoksi. Massiivisen tähden sijasta, jonka mitat ja massa ovat kymmeniä ja satoja kertoja korkeammat kuin aurinkomme, syntyy pieni taivaankappale, jonka halkaisija on muutamia kymmeniä kilometrejä. Tällainen muutos ei tapahdu hetkessä. Neutronitähtien muodostuminen on seurausta avaruudesta ja ajoista venytetyn kosmisen hirviön pitkälle kehittyvälle kehityspolulle.
Neutronitähtien fysiikka
Tällaiset esineet ovat Universumissa vähän, koska se saattaa tuntua ensi silmäyksellä. Neutronitähti voi pääsääntöisesti olla yksi tuhatta tähteä. Tällaisen pienen määrän salaisuus on neutronitähtien syntymistä edeltävien evoluutioprosessien ainutlaatuisuus. Kaikki tähdet elävät elämänsä eri tavalla. Tähtien draamafinaali näyttää erilaiselta. Toiminnan mittakaava määräytyy tähtien massan mukaan. Mitä suurempi kosmisen ruumiin massa on, sitä massiivisempi tähti on, sitä suurempi on todennäköisyys, että sen kuolema on nopea ja kirkas.
Jatkuvasti kasvavat gravitaatiovoimat johtavat tähtimateriaalin muuttumiseen lämpöenergiaksi. Tähän prosessiin liittyy tahattomasti vapautuminen - Supernova-räjähdys. Tällaisen katastrofin tulos on uusi avaruusobjekti - neutronitähti.
Yksinkertaisesti sanottuna tähtimateriaali lakkaa olemasta polttoaine, lämpöydinreaktiot menettävät voimansa ja eivät kykene ylläpitämään tarvittavia lämpötiloja massiivisen rungon syvyydessä. Romahtaminen tulee poistumaan luotu tilasta - tähtikaasun romahtaminen tähden keskiosaan.
Kaikki tämä johtaa hetkelliseen energian vapautumiseen, hajottamalla tähtimateriaalin ulommat kerrokset kaikkiin suuntiin. Tähteen sijasta ilmestyy laajeneva sumu. Tällainen muutos voi tapahtua minkä tahansa tähden kanssa, mutta romahduksen tulokset voivat olla erilaisia.
Jos avaruusobjektin massa on pieni, esimerkiksi käsittelemme keltaista kääpiötä kuin aurinko, valkoinen kääpiö pysyy salaman sijasta. Siinä tapauksessa, että kosmisen hirviön massa ylittää auringon massan kymmeniä kertoja, seuraamme romahduksen seurauksena Supernova-räjähdystä. Entisen tähtitaiteen sijasta muodostuu neutronitähti Supermassive-tähdet, joiden massa on satoja kertoja suurempi kuin Sunin massa, suorittavat elinkaarensa, neutronitähti on välivaihe. Jatkuva gravitaatiopuristus johtaa siihen, että neutronitähtien elämä päättyy mustan aukon ulkonäköön.
Tähtien romahtamisen seurauksena vain ydin pysyy edelleen kutistumassa. Tältä osin neutronitähtien ominaispiirre on suuri tiheys ja valtava massa, jonka koot ovat niukat. Niinpä neutronitähden, jonka halkaisija on 20 km, massa. 1,5-3 kertaa tähtiämme. Elektronien ja protonien tiivistyminen tai neutronisointi neutroneiksi tapahtuu. Niinpä volyymin ja koon vähenemisen myötä tähtimateriaalin tiheys ja massa kasvavat nopeasti.
Neutronitähtien koostumus
Neutronitähtien koostumusta koskevia tarkkoja tietoja ei ole saatavilla. Nykyään astrofysiikan ammattilaiset käyttävät ydinfysiikkojen ehdottamaa työmallia tällaisten esineiden tutkimiseen.
Oletettavasti tähtimateriaali muuttuu neutroniksi, superfluidiseksi nesteeksi romahduksen seurauksena. Tätä helpottaa valtava painovoima, joka aiheuttaa aineelle jatkuvaa painetta. Tällaista "ydinnestettä" kutsutaan degeneroituneeksi kaasuksi ja 1000 kertaa tiheämmäksi kuin vesi. Degeneroituneen kaasun atomit koostuvat ytimestä ja sen ympärillä pyörivistä elektroneista. Neutronisoimalla atomien sisäinen tila katoaa gravitaatiovoimien vaikutuksesta. Elektronit yhdistyvät ytimeen ja muodostavat neutroneja. Superdense-aineen stabiilisuus antaa sisäisen painovoiman. Muuten ketjureaktio alkaa väistämättä ydinräjähdyksellä.
Mitä lähempänä tähtien ulkoreunaa, sitä alhaisempi lämpötila ja paine. Monimutkaisten prosessien tuloksena tapahtuu neutroniaineen "jäähdyttäminen", josta rautaytimet vapautuvat voimakkaasti. Romahtaminen ja myöhempi räjähdys on planeettaraudan tehdas, joka jakautuu avaruuteen ja josta tulee rakennusmateriaali planeettojen muodostuksen aikana.
Supernovan puhkeaminen maapallon velkaa sen tosiasian takia, että kosmiset rautahiukkaset ovat läsnä sen rakenteessa ja rakenteessa.
Ottaen ehdottomasti huomioon mikroskoopissa olevan neutronitähden rakenteen, voimme erottaa viiden kerroksen kohteen rakenteessa:
- kohteen ilmapiiri;
- ulompi kuori;
- sisäiset kerrokset;
- ulompi ydin;
- neutronitähtimen sisäydin.
Neutronitähtien ilmapiiri on vain muutaman sentin paksu ja se on ohuin kerros. Sen koostumuksen mukaan se on plasmakerros, joka vastaa tähtien lämpö- säteilystä. Seuraavaksi tulee ulompi kuori, joka on useita satoja metrejä. Ulkokuoren ja sisäkerrosten välillä on degeneroituneen elektronikaasun valtakunta. Mitä syvemmälle tähtien keskelle, sitä nopeammin tämä kaasu tulee relativistiseksi. Toisin sanoen tähtien sisällä esiintyvät prosessit liittyvät atomisolujen murto-osan vähenemiseen. Vapaiden neutronien määrä kasvaa. Neutronitähtien sisäalueet edustavat ulompaa ydintä, jossa neutronit jatkavat rinnakkain elektronien ja protonien kanssa. Tämän ainekerroksen paksuus on useita kilometrejä, kun taas aineen tiheys on kymmenen kertaa suurempi kuin atomiydin tiheys.
Kaikki tämä atomi-keitto on olemassa valtavien lämpötilojen takia. Supernova-räjähdyksen aikana neutronitähden lämpötila on 1011K. Tämän ajanjakson aikana uudella taivaallisella esineellä on suurin valoisuus. Välittömästi sen jälkeen, kun räjähdys, vaihe, jossa on nopea jäähdytys, lämpötila laskee 109K: n tasolle muutamassa minuutissa. Tämän jälkeen jäähdytysprosessi hidastuu. Vaikka tähtien lämpötila on edelleen korkea, kohteen kirkkaus heikkenee. Tähti jatkaa hehkua vain lämpö- ja infrapunasäteilyn vuoksi.
Neutron Star -luokitus
Tällainen tähti-ydinmateriaalin erityinen koostumus aiheuttaa korkean ydintiheyden neutronitähdelle 1014-1015 g / cm3, kun taas tuloksena olevan kohteen keskimääräinen koko on vähintään 10 ja enintään 20 km. Lisätään tiheyden kasvua stabiloivat neutronien vuorovaikutusvoimat. Toisin sanoen degeneroitunut tähti-kaasu on tasapainossa ja pitää tähtiä seuraavasta romahduksesta.
Tällaisten avaruusobjektien melko monimutkainen luonne neutronitähteinä tuli syy myöhempään luokitteluun, joka selittää niiden käyttäytymisen ja olemassaolon suuressa Universumissa. Tärkeimmät parametrit, joiden perusteella luokitus suoritetaan, ovat tähtien pyörimissuhde ja magneettikentän mittakaava. Sen olemassaolon aikana neutronitähti menettää pyörimisenergiansa ja kohteen magneettikenttä vähenee. Niinpä taivaallinen ruumis kulkee tilasta toiseen, jonka tunnusmerkit ovat seuraavat tyypit:
- Radiopulsorit (ejectors) ovat esineitä, joilla on lyhyt pyörimisaika, mutta magneettikentän voimakkuus pysyy melko suurena. Latautuneet hiukkaset, jotka tekevät liikkeen voimakenttien läpi, jättävät tähtien kuoren kallioille. Tämäntyyppinen taivaankappale poistuu, täyttäen määräajoin Universumin radiotaajuusalueella kiinnitetyt radiopulssit;
- Neutronitähti - potkuri. Tässä tapauksessa esineellä on erittäin pieni pyörimisnopeus, mutta magneettikentällä ei ole riittävää voimaa houkutella aineen elementtejä ympäröivältä alueelta. Tähti ei säteile pulsseja, tässä tapauksessa ei tapahdu kertymistä (kosmisen aineen kaatuminen);
- X-ray pulsar (accretor). Tällaisilla kohteilla on pieni pyörimisnopeus, mutta vahvan magneettikentän ansiosta tähti absorboi voimakkaasti materiaalia ulkoavaruudesta. Tämän seurauksena paikoissa, joissa tähtimateriaali putoaa neutronitähtipinnan pinnalle, plasma kerääntyy, lämmitetään miljooniin asteisiin. Nämä taivaankappaleen pinnalla olevat pisteet tulevat sykkivän lämpö-, röntgensäteilyn lähteiksi. Voimakkaiden radio-teleskooppien avulla, jotka pystyvät tarkastelemaan infrapuna- ja röntgenalueiden avaruussyvyyksiä, oli mahdollista havaita nopeasti paljon tavanomaisia röntgenpulsseja;
- Geotator on objekti, jolla on alhainen pyörimisnopeus, kun taas tähtimateriaali kerääntyy tähtien pinnalle kertymisen seurauksena. Vahva magneettikenttä estää plasman muodostumisen pintakerroksessa, ja tähti kasvaa asteittain.
Kuten nykyisestä luokittelusta voidaan nähdä, jokainen neutronitähti käyttäytyy eri tavalla. Tästä seuraa monenlaisia löytömenetelmiä, ja on mahdollista, että näiden taivaankappaleiden kohtalo on tulevaisuudessa erilainen.
Neutronitähtien syntymän paradoksit
Ensimmäinen versio, joka neutronitähtiä on Supernovan räjähdyksen tuotteita, ei ole postulaatti tänään. On olemassa teoria, että tässä voidaan käyttää toista mekanismia. Kaksinkertaisen tähden järjestelmissä valkoiset kääpiöt tulevat ruoaksi uusille tähdille. Tähdet kulkevat vähitellen yhdestä avaruusobjektista toiseen, mikä lisää sen massaa kriittiseen tilaan. Toisin sanoen tulevaisuudessa yksi valkoisesta kääpiöparista on neutronitähti.
Usein yksi neutronitähti, joka on tähtiklustereiden läheisessä ympäristössä, kiinnittää huomionsa lähimpään naapuriin. Neutronitähtien kumppanit voivat olla mitä tahansa tähtiä. Nämä parit esiintyvät melko usein. Tällaisen ystävyyden seuraukset riippuvat kumppanin massasta. Jos uuden kumppanin massa on pieni, varastettu tähtimateriaali kerääntyy kertymislevyn muodossa. Tämä prosessi, johon liittyy suuri kiertoaika, johtaa siihen, että tähtikaasu lämpenee miljoonan asteen lämpötilaan. Neutronitähti kohoaa röntgensäteellä, josta tulee röntgensäde. Tässä prosessissa on kaksi tapaa:
- tähti pysyy avaruudessa tylsä taivaallinen ruumis;
- keho alkaa säteilyttää lyhyitä röntgensäteitä (purskeita).
X-ray vilkkuu, tähden kirkkaus kasvaa nopeasti, jolloin tällainen kohde on 100 tuhatta kertaa kirkkaampi kuin Sun.
Neutronitähtien tutkimuksen historia
Neutronitähdistä tuli löytö 20-luvun toisella puoliskolla. Aiemmin oli teknisesti mahdotonta havaita tällaisia esineitä galaksissamme ja maailmankaikkeudessa. Tällaisten taivaankappaleiden himmeä valo ja pieni koko eivät salli niiden havaitsemista optisten kaukoputkien avulla. Visuaalisen kontaktin puuttumisesta huolimatta tällaisten esineiden olemassaolo avaruudessa ennustettiin teoreettisesti. Ensimmäinen versio valtavan tiheän tähtien olemassaolosta ilmestyi Neuvostoliiton tiedemiehen L. Landauin arkistossa vuonna 1932.
Vuotta myöhemmin, vuonna 1933, jo yli valtameren, tehtiin vakava lausunto epätavallisen rakenteen omaavien tähtien olemassaolosta. Tähtitieteilijät Fritz Zwicky ja Walter Baade esittivät perusteellisen teorian, että neutronitähde pysyy aina Supernova-räjähdyksen paikassa.
1960-luvulla havaittiin läpimurto tähtitieteellisissä havainnoissa. Tätä helpotti sellaisten röntgen-teleskooppien syntyminen, jotka kykenivät havaitsemaan pehmeän röntgensäteilyn lähteet avaruudessa. Käyttämällä teoriaa voimakkaan lämpösäteilyn lähteiden olemassaolosta avaruudessa, tähtitieteilijät ovat päättäneet, että olemme tekemisissä uuden tyyppisten tähtien kanssa. Merkittävä lisä neutronitähtien olemassaolon teoriaan oli pulsareiden löytäminen vuonna 1967. Amerikkalainen Jocelyn Bell, joka käytti radiolaitteitaan, havaitsi avaruudesta tulevia radiosignaaleja. Radioaaltojen lähde oli nopeasti pyörivä esine, joka toimi radiokanavana, joka lähetti signaaleja kaikkiin suuntiin.
Tällaisella esineellä on varmasti suuri pyörimisnopeus, joka olisi kohtalokasta tavalliselle tähdelle. Ensimmäinen pulsar, jonka tähtitieteilijät löysivät, on PSR В1919 + 21, joka sijaitsee 2283,12 sv: n etäisyydellä. vuosia planeetastamme. Tutkijoiden mukaan lähin neutronitähde maalle on avaruusobjekti RX J1856.5-3754, joka sijaitsee Etelä-Coronassa, joka avattiin vuonna 1992 Chandran observatoriossa. Etäisyys maasta lähimpään neutronitähteen on 400 valovuotta.
