MOSKVA 28. augusta - RIA Novosti. Vedci objavili rekordne ťažkú neutrónovú hviezdu s dvojnásobnou hmotnosťou ako Slnko, čo ich prinútilo prehodnotiť množstvo teórií, najmä teóriu, že vo vnútri superhustej hmoty neutrónových hviezd môžu byť „voľné“ kvarky. článok publikovaný vo štvrtok v časopise Nature.
Neutrónová hviezda je „mŕtvola“ hviezdy, ktorá zostala po výbuchu supernovy. Jeho veľkosť nepresahuje veľkosť malého mesta, ale hustota hmoty je 10-15 krát vyššia ako hustota atómového jadra - „štipka“ hmoty neutrónovej hviezdy váži viac ako 500 miliónov ton.
Gravitácia „lisuje“ elektróny na protóny a mení ich na neutróny, a preto dostali svoje meno neutrónové hviezdy. Až donedávna vedci verili, že hmotnosť neutrónovej hviezdy nemôže presiahnuť dve hmotnosti Slnka, pretože inak by gravitácia „zrútila“ hviezdu do čiernej diery. Stav vnútra neutrónových hviezd je do značnej miery záhadou. Diskutuje sa napríklad o prítomnosti „voľných“ kvarkov a takých elementárnych častíc, ako sú K-mezóny a hyperóny v centrálnych oblastiach neutrónovej hviezdy.
Autori štúdie, skupina amerických vedcov pod vedením Paula Demoresta z National Radio Observatory, skúmali dvojhviezdu J1614-2230, tri tisícky svetelných rokov od Zeme, ktorej jednou zložkou je neutrónová hviezda a druhou biely trpaslík. .
V tomto prípade je neutrónová hviezda pulzar, to znamená hviezda vyžarujúca úzko nasmerované toky rádiovej emisie; v dôsledku rotácie hviezdy možno tok žiarenia zistiť z povrchu Zeme pomocou rádioteleskopov. v rôznych časových intervaloch.
Biely trpaslík a neutrónová hviezda sa navzájom otáčajú. Rýchlosť prechodu rádiového signálu zo stredu neutrónovej hviezdy je však ovplyvnená gravitáciou bieleho trpaslíka, ktorá ho „spomalí“. Vedci môžu meraním času príchodu rádiových signálov na Zem presne určiť hmotnosť objektu „zodpovedného“ za oneskorenie signálu.
"Máme veľké šťastie s týmto systémom. Rýchlo rotujúci pulzar nám dáva signál prichádzajúci z obežnej dráhy, ktorá je perfektne umiestnená. Navyše, náš biely trpaslík je na hviezdy tohto typu dosť veľký. Táto jedinečná kombinácia nám umožňuje naplno využiť Shapiro efekt (gravitačné oneskorenie signálu) a zjednodušuje merania,“ hovorí jeden z autorov práce Scott Ransom.
Binárny systém J1614-2230 je umiestnený tak, že ho možno pozorovať takmer zboku, teda v orbitálnej rovine. To uľahčuje presné meranie hmotnosti hviezd, z ktorých sa skladá.
Výsledkom bolo, že hmotnosť pulzaru sa rovnala 1,97 hmotnosti Slnka, čo sa stalo rekordom pre neutrónové hviezdy.
„Tieto merania hmotnosti nám hovoria, že ak sa v jadre neutrónovej hviezdy vôbec nachádzajú kvarky, nemôžu byť „voľné“, ale s najväčšou pravdepodobnosťou musia vzájomne pôsobiť oveľa silnejšie ako v „bežných“ atómových jadrách,“ vysvetľuje autor. vedúci skupiny astrofyzikov pracujúcich na tejto problematike, Feryal Ozel z Arizona State University.
"Je pre mňa úžasné, že niečo také jednoduché, ako je hmotnosť neutrónovej hviezdy, môže povedať toľko v rôznych oblastiach fyziky a astronómie," hovorí Ransom.
Astrofyzik Sergej Popov zo Šternberského štátneho astronomického inštitútu poznamenáva, že štúdium neutrónových hviezd môže poskytnúť dôležité informácie o štruktúre hmoty.
"V pozemských laboratóriách je nemožné študovať hmotu s hustotou oveľa vyššou ako jadrová. A to je veľmi dôležité pre pochopenie toho, ako svet funguje. Našťastie takáto hustá hmota existuje v hlbinách neutrónových hviezd. Na určenie vlastností tejto hmoty , je veľmi dôležité zistiť, aká môže byť maximálna hmotnosť, aby sme mali neutrónovú hviezdu a nepremenili sa na čiernu dieru,“ povedal Popov pre RIA Novosti.
Pozostatok supernovy Corma-A, ktorá má vo svojom strede neutrónovú hviezdu
Neutrónové hviezdy sú pozostatky masívnych hviezd, ktoré dosiahli koniec svojej evolučnej cesty v čase a priestore.
Tieto zaujímavé objekty sa rodia z kedysi masívnych obrov, ktorí sú štyri až osemkrát väčší ako naše Slnko. To sa deje pri výbuchu supernovy.
Po takomto výbuchu sú vonkajšie vrstvy vyhodené do vesmíru, jadro zostáva, ale už nie je schopné podporovať jadrovú fúziu. Bez vonkajšieho tlaku z nadložných vrstiev sa zrúti a katastrofálne zmrští.
Napriek svojmu malému priemeru – asi 20 km, sa neutrónové hviezdy môžu pochváliť 1,5-krát väčšou hmotnosťou ako naše Slnko. Preto sú neuveriteľne husté.
Malá lyžička hviezdnej hmoty na Zemi by vážila asi sto miliónov ton. V ňom sa protóny a elektróny spájajú a vytvárajú neutróny – proces nazývaný neutronizácia.
Zlúčenina
Ich zloženie nie je známe, predpokladá sa, že môžu pozostávať zo supratekutej neutrónovej kvapaliny. Majú extrémne silnú gravitáciu, oveľa väčšiu ako Zem alebo dokonca Slnko. Táto gravitačná sila je obzvlášť pôsobivá, pretože má malú veľkosť.
Všetky sa otáčajú okolo osi. Počas kompresie sa zachováva uhlová hybnosť a v dôsledku zmenšenia veľkosti sa rýchlosť otáčania zvyšuje.
V dôsledku obrovskej rýchlosti rotácie vonkajší povrch, ktorý je pevnou „kôrou“, periodicky praská a dochádza k „hviezdnym otrasom“, ktoré spomaľujú rýchlosť rotácie a uvoľňujú „prebytočnú“ energiu do priestoru.
Ohromujúce tlaky, ktoré existujú v jadre, môžu byť podobné tým, ktoré existovali v čase veľkého tresku, ale bohužiaľ sa nedajú simulovať na Zemi. Preto sú tieto objekty ideálnymi prírodnými laboratóriami, kde môžeme pozorovať energie nedostupné na Zemi.
Rádiové pulzary
Rádiové ulzary objavila koncom roku 1967 postgraduálna študentka Jocelyn Bell Burnell ako rádiové zdroje, ktoré pulzujú na konštantnej frekvencii.
Žiarenie vyžarované hviezdou je viditeľné ako pulzujúci zdroj žiarenia alebo pulzar.
Schematické znázornenie rotácie neutrónovej hviezdy
Rádiové pulzary (alebo jednoducho pulzary) sú rotujúce neutrónové hviezdy, ktorých časticové prúdy sa pohybujú takmer rýchlosťou svetla ako rotujúci lúč majáka.
Po nepretržitom otáčaní niekoľko miliónov rokov strácajú pulzary svoju energiu a stávajú sa normálnymi neutrónovými hviezdami. Dnes je známych len asi 1000 pulzarov, hoci ich v galaxii môžu byť stovky.
Rádiový pulzar v Krabej hmlovine
Niektoré neutrónové hviezdy vyžarujú röntgenové žiarenie. Slávna Krabia hmlovina je dobrým príkladom takéhoto objektu, ktorý vznikol počas výbuchu supernovy. Táto explózia supernovy bola pozorovaná v roku 1054 nášho letopočtu.
Vietor z Pulsaru, video ďalekohľadu Chandra
Rádiový pulzar v Krabej hmlovine vyfotografovaný Hubbleovým vesmírnym teleskopom cez 547nm filter (zelené svetlo) od 7. augusta 2000 do 17. apríla 2001.
Magnetary
Neutrónové hviezdy majú magnetické pole miliónkrát silnejšie ako najsilnejšie magnetické pole vytvorené na Zemi. Sú tiež známe ako magnetary.
Planéty okolo neutrónových hviezd
Dnes vieme, že štyri majú planéty. Keď je v binárnom systéme, je možné merať jeho hmotnosť. Z týchto rádiových alebo röntgenových dvojhviezd boli namerané hmotnosti neutrónových hviezd približne 1,4-násobkom hmotnosti Slnka.
Duálne systémy
Úplne iný typ pulzaru je viditeľný v niektorých röntgenových dvojhviezdach. V týchto prípadoch neutrónová hviezda a obyčajná hviezda tvoria binárny systém. Silné gravitačné pole ťahá materiál z obyčajnej hviezdy. Materiál, ktorý naň padá počas procesu narastania, sa zahrieva natoľko, že vytvára röntgenové lúče. Pulzné röntgenové lúče sú viditeľné, keď horúce škvrny na rotujúcom pulzare prechádzajú cez priamku viditeľnosti zo Zeme.
Pri binárnych systémoch obsahujúcich neznámy objekt táto informácia pomáha rozlíšiť, či ide o neutrónovú hviezdu, alebo napríklad čiernu dieru, pretože čierne diery sú oveľa hmotnejšie.
Predmety diskutované v článku boli objavené náhodou, hoci vedci L. D. Landau a R. Oppenheimer predpovedali ich existenciu už v roku 1930. Hovoríme o neutrónových hviezdach. Charakteristiky a vlastnosti týchto kozmických svietidiel budú diskutované v článku.
Neutrón a hviezda rovnakého mena
Po predpovedi v 30. rokoch 20. storočia o existencii neutrónových hviezd a po objavení neutrónu (1932) Baade V. spolu so Zwickym F. v roku 1933 na kongrese fyzikov v Amerike oznámili tzv. možnosť vzniku objektu nazývaného neutrónová hviezda. Toto je kozmické teleso, ktoré sa objavuje počas výbuchu supernovy.
Všetky výpočty však boli iba teoretické, keďže takúto teóriu nebolo možné v praxi dokázať pre nedostatok vhodného astronomického vybavenia a príliš malú veľkosť neutrónovej hviezdy. Ale v roku 1960 sa začala rozvíjať röntgenová astronómia. Potom celkom nečakane boli vďaka rádiovým pozorovaniam objavené neutrónové hviezdy.
Otvorenie
Rok 1967 bol v tejto oblasti významný. Bell D. ako postgraduálny študent Huish E. dokázal objaviť kozmický objekt – neutrónovú hviezdu. Ide o teleso, ktoré neustále vyžaruje pulzy rádiových vĺn. Tento jav bol prirovnaný ku kozmickému rádiovému majáku kvôli úzkej smerovosti rádiového lúča, ktorý vychádzal z veľmi rýchlo rotujúceho objektu. Faktom je, že žiadna iná štandardná hviezda by nebola schopná zachovať svoju integritu pri takej vysokej rýchlosti otáčania. Toho sú schopné iba neutrónové hviezdy, medzi ktorými ako prvý objavený bol pulzar PSR B1919+21.
Osud masívnych hviezd je veľmi odlišný od malých. V takýchto svietidlách nastáva moment, keď tlak plynu už nevyvažuje gravitačné sily. Takéto procesy vedú k tomu, že hviezda sa začne neobmedzene zmenšovať (kolabovať). S hmotnosťou hviezdy 1,5-2 krát väčšou ako Slnko bude kolaps nevyhnutný. Počas procesu kompresie sa plyn vo vnútri hviezdneho jadra zahrieva. Spočiatku sa všetko deje veľmi pomaly.
kolaps
Po dosiahnutí určitej teploty sa protón môže zmeniť na neutrína, ktoré okamžite opustia hviezdu a odoberú si energiu. Kolaps sa zintenzívni, kým sa všetky protóny nezmenia na neutrína. Vznikne tak pulzar alebo neutrónová hviezda. Toto je kolabujúce jadro.
Počas formovania pulzaru dostane vonkajší plášť kompresnú energiu, ktorá potom bude mať rýchlosť viac ako tisíc km/s. vyhodený do vesmíru. To vytvára rázovú vlnu, ktorá môže viesť k vzniku nových hviezd. Tento bude miliardy krát väčší ako pôvodný. Po tomto procese, počas obdobia jedného týždňa až mesiaca, hviezda vyžaruje svetlo v množstve presahujúcom celú galaxiu. Takéto nebeské teleso sa nazýva supernova. Jeho výbuch vedie k vytvoreniu hmloviny. V strede hmloviny je pulzar alebo neutrónová hviezda. Toto je takzvaný potomok hviezdy, ktorá vybuchla.
Vizualizácia
V hlbinách celého vesmíru sa odohrávajú úžasné udalosti, medzi ktorými je aj zrážka hviezd. Vďaka sofistikovanému matematickému modelu boli vedci z NASA schopní vizualizovať vzburu obrovského množstva energie a degeneráciu hmoty, ktorá sa na nej podieľa. Pred očami pozorovateľov sa odohráva neuveriteľne silný obraz kozmickej kataklizmy. Pravdepodobnosť, že dôjde ku kolízii neutrónových hviezd, je veľmi vysoká. Stretnutie dvoch takýchto svietidiel vo vesmíre začína ich zapletením do gravitačných polí. Majú obrovskú masu a takpovediac si vymieňajú objatia. Pri zrážke dôjde k silnému výbuchu sprevádzanému neuveriteľne silným uvoľnením gama žiarenia.
Ak neutrónovú hviezdu uvažujeme oddelene, potom ide o pozostatok po výbuchu supernovy, ktorej životný cyklus sa končí. Hmotnosť umierajúcej hviezdy je 8-30 krát väčšia ako hmotnosť Slnka. Vesmír je často osvetlený výbuchmi supernov. Pravdepodobnosť, že sa vo vesmíre nájdu neutrónové hviezdy, je pomerne vysoká.
Stretnutie
Je zaujímavé, že keď sa stretnú dve hviezdy, vývoj udalostí sa nedá jednoznačne predvídať. Jednu z možností popisuje matematický model navrhnutý vedcami z NASA z Space Flight Center. Proces začína dvoma neutrónovými hviezdami umiestnenými vo vzdialenosti približne 18 km od seba vo vesmíre. Podľa kozmických štandardov sú neutrónové hviezdy s hmotnosťou 1,5-1,7-násobku Slnka považované za drobné objekty. Ich priemer sa pohybuje do 20 km. V dôsledku tohto nesúladu medzi objemom a hmotnosťou má neutrónová hviezda silné gravitačné a magnetické pole. Len si to predstavte: lyžička hmoty z neutrónovej hviezdy váži toľko ako celý Mount Everest!
Degenerácia
Neskutočne vysoké gravitačné vlny neutrónovej hviezdy okolo nej sú dôvodom, prečo hmota nemôže existovať vo forme jednotlivých atómov, ktoré začnú kolabovať. Samotná hmota sa transformuje na degenerovanú neutrónovú hmotu, v ktorej štruktúra samotných neutrónov nedovolí hviezde prejsť do singularity a potom do čiernej diery. Ak sa hmotnosť degenerovanej hmoty začne v dôsledku jej pridávania zvyšovať, potom gravitačné sily budú schopné prekonať odpor neutrónov. Potom už nič nebude brániť zničeniu štruktúry vytvorenej v dôsledku zrážky neutrónových hviezdnych objektov.
Matematický model
Štúdiom týchto nebeských objektov vedci dospeli k záveru, že hustota neutrónovej hviezdy je porovnateľná s hustotou hmoty v jadre atómu. Jeho ukazovatele sa pohybujú od 1015 kg/m³ do 1018 kg/m³. Nezávislá existencia elektrónov a protónov je teda nemožná. Hmota hviezdy prakticky pozostáva len z neutrónov.
Vytvorený matematický model demonštruje, ako silné periodické gravitačné interakcie, ku ktorým dochádza medzi dvoma neutrónovými hviezdami, prerazia tenký obal týchto dvoch hviezd a vyvrhnú obrovské množstvo žiarenia (energie a hmoty) do priestoru, ktorý ich obklopuje. Proces zblíženia nastáva veľmi rýchlo, doslova v zlomku sekundy. V dôsledku zrážky sa vytvorí toroidný prstenec hmoty s novorodenou čiernou dierou v strede.
Dôležité
Modelovanie takýchto udalostí je dôležité. Vedci vďaka nim dokázali pochopiť, ako vzniká neutrónová hviezda a čierna diera, čo sa deje pri zrážke hviezd, ako sa rodia a umierajú supernovy a mnohé ďalšie procesy vo vesmíre. Všetky tieto udalosti sú zdrojom objavenia sa najťažších chemických prvkov vo vesmíre, dokonca ťažších ako železo, ktoré nemôžu vzniknúť iným spôsobom. To naznačuje veľmi dôležitý význam neutrónových hviezd v celom vesmíre.
Otáčanie nebeského objektu obrovského objemu okolo svojej osi je úžasné. Tento proces spôsobuje kolaps, no zároveň hmotnosť neutrónovej hviezdy zostáva prakticky rovnaká. Ak si predstavíme, že hviezda sa bude ďalej sťahovať, tak podľa zákona zachovania momentu hybnosti sa uhlová rýchlosť rotácie hviezdy zvýši na neuveriteľné hodnoty. Ak hviezda potrebovala asi 10 dní na dokončenie úplnej revolúcie, potom v dôsledku toho dokončí rovnakú revolúciu za 10 milisekúnd! To sú neuveriteľné procesy!
Vývoj kolapsu
Vedci študujú takéto procesy. Možno budeme svedkami nových objavov, ktoré sa nám stále zdajú fantastické! Čo by sa však mohlo stať, ak si vývoj kolapsu predstavíme ďalej? Aby sme si to ľahšie predstavili, zoberme si na porovnanie pár neutrónová hviezda/Zem a ich gravitačné polomery. Takže pri nepretržitej kompresii môže hviezda dosiahnuť stav, keď sa neutróny začnú meniť na hyperóny. Polomer nebeského telesa bude taký malý, že uvidíme kus superplanetárneho telesa s hmotnosťou a gravitačným poľom hviezdy. Dá sa to prirovnať k tomu, ako keby Zem mala veľkosť pingpongovej loptičky a gravitačný polomer nášho svietidla, Slnka, by sa rovnal 1 km.
Ak si predstavíme, že malá hrudka hviezdnej hmoty má príťažlivosť ako obrovská hviezda, potom je schopná udržať v jej blízkosti celý planetárny systém. Ale hustota takéhoto nebeského telesa je príliš vysoká. Lúče svetla ním postupne prestávajú prerážať, telo akoby zhaslo, prestáva byť okom viditeľné. Len gravitačné pole sa nemení, čo varuje, že sa tu nachádza gravitačná diera.
Objavy a pozorovania
Prvé zlúčenie neutrónových hviezd bolo zaznamenané pomerne nedávno: 17. augusta. Pred dvoma rokmi bolo zistené spojenie čiernej diery. Ide o takú dôležitú udalosť v oblasti astrofyziky, že pozorovania súčasne vykonávalo 70 vesmírnych observatórií. Vedcom sa podarilo overiť správnosť hypotéz o gama zábleskoch, boli schopní pozorovať syntézu ťažkých prvkov, ktoré už teoretici opísali.
Toto rozsiahle pozorovanie gama záblesku, gravitačných vĺn a viditeľného svetla umožnilo určiť oblasť na oblohe, kde došlo k významnej udalosti, a galaxiu, kde sa tieto hviezdy nachádzali. Toto je NGC 4993.
Krátke astronómovia samozrejme pozorujú už dlho, no doteraz nevedeli s istotou povedať o ich pôvode. Za hlavnou teóriou bola verzia o splynutí neutrónových hviezd. Teraz sa to potvrdilo.
Pri opise neutrónovej hviezdy pomocou matematiky sa vedci obracajú na stavovú rovnicu, ktorá spája hustotu s tlakom hmoty. Existuje však veľa takýchto možností a vedci jednoducho nevedia, ktorá z existujúcich možností bude správna. Dúfame, že gravitačné pozorovania pomôžu vyriešiť tento problém. V tejto chvíli signál nedal jasnú odpoveď, ale už pomáha odhadnúť tvar hviezdy, ktorý závisí od gravitačnej príťažlivosti k druhému telesu (hviezde).
Hypotézu o existencii neutrónových hviezd predložili astronómovia W. Baade a F. Zwicky hneď po objavení neutrónu v roku 1932. Túto hypotézu však potvrdili pozorovania až po objavení pulzarov v roku 1967.
Neutrónové hviezdy vznikajú v dôsledku gravitačného kolapsu normálnych hviezd s hmotnosťou niekoľkonásobne väčšou ako Slnko. Hustota neutrónovej hviezdy je blízka hustote atómového jadra, t.j. 100 miliónov krát vyššia ako hustota bežnej hmoty. Preto má neutrónová hviezda pri svojej obrovskej hmotnosti polomer len cca. 10 km.
Vďaka malému polomeru neutrónovej hviezdy je sila gravitácie na jej povrchu extrémne vysoká: asi 100 miliárd krát väčšia ako na Zemi. To, čo bráni tejto hviezde v kolapse, je „degeneračný tlak“ hustej neutrónovej hmoty, ktorý nezávisí od jej teploty. Ak sa však hmotnosť neutrónovej hviezdy stane vyššou ako približne 2 slnečné, potom gravitačná sila prekročí tento tlak a hviezda nebude schopná odolať kolapsu.
Neutrónové hviezdy majú veľmi silné magnetické pole, dosahujúce na povrchu 10 12 – 10 13 G (na porovnanie: Zem má okolo 1 G). S neutrónovými hviezdami sú spojené dva rôzne typy nebeských objektov.
Pulzary
(rádiové pulzary). Tieto objekty vyžarujú pulzy rádiových vĺn prísne pravidelne. Mechanizmus žiarenia nie je úplne jasný, ale predpokladá sa, že rotujúca neutrónová hviezda vyžaruje rádiový lúč v smere spojenom s jej magnetickým poľom, ktorého os symetrie sa nezhoduje s osou rotácie hviezdy. Preto rotácia spôsobuje rotáciu rádiového lúča, ktorý je periodicky nasmerovaný k Zemi.
Röntgen sa zdvojnásobí.
Pulzujúce zdroje röntgenového žiarenia sú tiež spojené s neutrónovými hviezdami, ktoré sú súčasťou binárneho systému s masívnou normálnou hviezdou. V takýchto systémoch plyn z povrchu normálnej hviezdy dopadá na neutrónovú hviezdu a zrýchľuje sa na obrovskú rýchlosť. Pri dopade na povrch neutrónovej hviezdy uvoľní plyn 10–30 % svojej pokojovej energie, zatiaľ čo pri jadrových reakciách toto číslo nedosahuje 1 %. Povrch neutrónovej hviezdy zahriaty na vysokú teplotu sa stáva zdrojom röntgenového žiarenia. Pád plynu však neprebieha rovnomerne po celom povrchu: silné magnetické pole neutrónovej hviezdy zachytáva padajúci ionizovaný plyn a smeruje ho k magnetickým pólom, kde padá ako do lievika. Preto sa veľmi zahrievajú iba polárne oblasti a na rotujúcej hviezde sa stávajú zdrojmi röntgenových impulzov. Rádiové impulzy z takejto hviezdy už nie sú prijímané, pretože rádiové vlny sú absorbované v plyne, ktorý ju obklopuje.
Zlúčenina.
Hustota neutrónovej hviezdy rastie s hĺbkou. Pod vrstvou atmosféry s hrúbkou len niekoľko centimetrov sa nachádza niekoľko metrov hrubá škrupina tekutého kovu a pod ňou pevná kôra hrubá kilometer. Látka kôry pripomína obyčajný kov, ale je oveľa hustejšia. Vo vonkajšej časti kôry je to najmä železo; S hĺbkou sa zvyšuje podiel neutrónov v jeho zložení. Kde hustota dosahuje cca. 4H 10 11 g/cm 3 sa podiel neutrónov zvýši natoľko, že niektoré z nich už nie sú súčasťou jadier, ale tvoria súvislé médium. Tam je látka ako „more“ neutrónov a elektrónov, v ktorom sú rozptýlené jadrá atómov. A s hustotou cca. 2H 10 14 g/cm 3 (hustota atómového jadra), jednotlivé jadrá úplne miznú a zostáva kontinuálna neutrónová „kvapalina“ s prímesou protónov a elektrónov. Je pravdepodobné, že neutróny a protóny sa správajú ako supratekutá kvapalina, podobne ako tekuté hélium a supravodivé kovy v pozemských laboratóriách.
Neutrónové hviezdy, často nazývané „mŕtve“ hviezdy, sú úžasné objekty. Ich štúdium sa v posledných desaťročiach stalo jednou z najfascinujúcejších a na objavy najbohatších oblastí astrofyziky. Záujem o neutrónové hviezdy je spôsobený nielen záhadou ich štruktúry, ale aj ich kolosálnou hustotou a silným magnetickým a gravitačným poľom. Tamojšia hmota je v špeciálnom stave, pripomínajúcom obrovské atómové jadro, a tieto podmienky nie je možné reprodukovať v pozemských laboratóriách.
Narodenie na špičke pera
Objav novej elementárnej častice, neutrónu, v roku 1932 priviedol astrofyzikov k úvahe, akú úlohu môže hrať vo vývoji hviezd. O dva roky neskôr sa objavil názor, že výbuchy supernov sú spojené s premenou obyčajných hviezd na neutrónové hviezdy. Potom sa vykonali výpočty ich štruktúry a parametrov a ukázalo sa, že ak sa malé hviezdy (ako naše Slnko) na konci svojho vývoja zmenia na bielych trpaslíkov, ťažšie sa stanú neutrónovými. V auguste 1967 rádioastronómovia pri štúdiu blikania kozmických rádiových zdrojov objavili zvláštne signály: boli zaznamenané veľmi krátke, asi 50 milisekúnd, pulzy rádiového vyžarovania, ktoré sa opakovali v presne definovanom časovom intervale (rádovo jedna sekunda) . To bolo úplne odlišné od bežného chaotického obrazu náhodných nepravidelných fluktuácií rádiového vyžarovania. Po dôkladnej kontrole všetkého vybavenia sme nadobudli istotu, že impulzy sú mimozemského pôvodu. Pre astronómov je ťažké prekvapiť objekty vyžarujúce s premenlivou intenzitou, ale v tomto prípade bola perióda taká krátka a signály boli také pravidelné, že vedci vážne naznačili, že by mohlo ísť o správy z mimozemských civilizácií.
Preto bol prvý pulzar pomenovaný LGM-1 (z anglického Little Green Men „Little Green Men“), hoci pokusy nájsť nejaký význam v prijatých pulzoch skončili márne. Čoskoro boli objavené ďalšie 3 pulzujúce rádiové zdroje. Ich perióda sa opäť ukázala byť oveľa kratšia ako charakteristické časy vibrácií a rotácie všetkých známych astronomických objektov. Kvôli pulznému charakteru žiarenia sa nové objekty začali nazývať pulzary. Tento objav doslova otriasol astronómiou a správy o detekcii pulzarov začali prichádzať z mnohých rádiových observatórií. Po objavení pulzaru v Krabej hmlovine, ktorý vznikol v dôsledku výbuchu supernovy v roku 1054 (táto hviezda bola viditeľná cez deň, ako to spomínajú Číňania, Arabi a Severoameričania vo svojich letopisoch), sa ukázalo, že pulzary sú nejakým spôsobom súvisiace s výbuchmi supernov .
S najväčšou pravdepodobnosťou signály pochádzali z objektu, ktorý zostal po výbuchu. Trvalo dlho, kým si astrofyzici uvedomili, že pulzary sú rýchlo rotujúce neutrónové hviezdy, ktoré tak dlho hľadali.
Krabia hmlovina
K prepuknutiu tejto supernovy (foto vyššie), ktorá sa na zemskej oblohe trblieta jasnejšie ako Venuša a je viditeľná aj počas dňa, došlo v roku 1054 podľa zemských hodín. Takmer 1 000 rokov je podľa kozmických štandardov veľmi krátky časový úsek, a napriek tomu sa počas tejto doby podarilo zo zvyškov explodujúcej hviezdy sformovať krásnu Krabiu hmlovinu. Tento obrázok je zložením dvoch obrázkov: jeden z nich získal Hubbleov vesmírny optický teleskop (odtiene červenej), druhý röntgenový ďalekohľad Chandra (modrý). Je jasne vidieť, že vysokoenergetické elektróny emitujúce v röntgenovej oblasti veľmi rýchlo strácajú svoju energiu, takže modré farby prevládajú iba v centrálnej časti hmloviny.
Spojenie dvoch obrázkov pomáha presnejšie pochopiť mechanizmus fungovania tohto úžasného kozmického generátora, vysielajúceho elektromagnetické oscilácie najširšieho frekvenčného rozsahu - od gama žiarenia až po rádiové vlny. Hoci väčšina neutrónových hviezd bola detekovaná rádiovou emisiou, väčšinu svojej energie vyžarujú v rozsahu gama žiarenia a röntgenového žiarenia. Neutrónové hviezdy sa rodia veľmi horúce, ale dostatočne rýchlo sa ochladzujú a už vo veku tisíc rokov majú povrchovú teplotu okolo 1 000 000 K. V oblasti röntgenového žiarenia preto svietia len mladé neutrónové hviezdy kvôli čisto tepelnému žiareniu.
Pulzárna fyzika
Pulzar je jednoducho obrovský magnetizovaný vrchol otáčajúci sa okolo osi, ktorá sa nezhoduje s osou magnetu. Ak by naň nič nespadlo a nič by nevyžarovalo, jeho rádiové vyžarovanie by malo rotačnú frekvenciu a na Zemi by sme ho nikdy nepočuli. Faktom však je, že tento vrchol má kolosálnu hmotnosť a vysokú povrchovú teplotu a rotujúce magnetické pole vytvára obrovské elektrické pole, schopné urýchliť protóny a elektróny takmer na rýchlosť svetla. Navyše všetky tieto nabité častice, ktoré sa rútia okolo pulzaru, sú zachytené v jeho kolosálnom magnetickom poli. A len v malom priestore okolo magnetickej osi sa môžu uvoľniť (neutrónové hviezdy majú najsilnejšie magnetické polia vo vesmíre, dosahujúce 10 10 10 14 gaussov, pre porovnanie: zemské pole je 1 gauss, slnečné 10 50 gaussov ). Práve tieto prúdy nabitých častíc sú zdrojom rádiovej emisie, z ktorej boli objavené pulzary, ktoré sa neskôr ukázali ako neutrónové hviezdy. Keďže magnetická os neutrónovej hviezdy sa nemusí nutne zhodovať s osou jej rotácie, pri rotácii hviezdy sa prúd rádiových vĺn šíri priestorom ako lúč blikajúceho majáka, ktorý len na okamih pretína okolitú tmu.
Röntgenové snímky pulzaru krabej hmloviny v aktívnom (vľavo) a normálnom (vpravo) stave
najbližší sused
Tento pulzar sa nachádza len 450 svetelných rokov od Zeme a ide o binárny systém neutrónovej hviezdy a bieleho trpaslíka s obežnou dobou 5,5 dňa. Mäkké röntgenové žiarenie prijímané satelitom ROSAT vyžarujú polárne ľadové čiapky PSR J0437-4715, ktoré sú zahriate na dva milióny stupňov. Počas svojej rýchlej rotácie (perióda tohto pulzaru je 5,75 milisekúnd) sa otáča smerom k Zemi jedným alebo druhým magnetickým pólom, v dôsledku čoho sa intenzita toku gama žiarenia zmení o 33%. Jasný objekt vedľa malého pulzaru je vzdialená galaxia, ktorá z nejakého dôvodu aktívne žiari v röntgenovej oblasti spektra.
Všemohúca gravitácia
Podľa modernej evolučnej teórie masívne hviezdy končia svoj život kolosálnym výbuchom, ktorý väčšinu z nich premení na rozpínajúcu sa hmlovinu plynu. Výsledkom je, že to, čo zostalo z obra mnohonásobne väčšieho ako naše Slnko, čo do veľkosti a hmotnosti, je hustý horúci objekt s veľkosťou asi 20 km, s tenkou atmosférou (vodíka a ťažších iónov) a gravitačným poľom 100 miliárd krát väčším ako toho Zeme. Nazývalo sa to neutrónová hviezda, pretože sa verilo, že pozostáva hlavne z neutrónov. Hmota neutrónovej hviezdy je najhustejšia forma hmoty (lyžička takého superjadra váži asi miliardu ton). Veľmi krátka perióda signálov vysielaných pulzarmi bola prvým a najdôležitejším argumentom v prospech skutočnosti, že ide o neutrónové hviezdy, ktoré majú obrovské magnetické pole a rotujú závratnou rýchlosťou. Len husté a kompaktné objekty (veľké len niekoľko desiatok kilometrov) s mohutným gravitačným poľom vydržia takú rýchlosť rotácie bez toho, aby sa vplyvom odstredivých zotrvačných síl rozpadli na kusy.
Neutrónová hviezda pozostáva z neutrónovej kvapaliny zmiešanej s protónmi a elektrónmi. „Jadrová kvapalina“, ktorá sa veľmi podobá látke atómových jadier, je 1014-krát hustejšia ako obyčajná voda. Tento obrovský rozdiel je pochopiteľný, pretože atómy pozostávajú väčšinou z prázdneho priestoru, v ktorom ľahké elektróny poletujú okolo malého, ťažkého jadra. Jadro obsahuje takmer všetku hmotu, pretože protóny a neutróny sú 2000-krát ťažšie ako elektróny. Extrémne sily vznikajúce pri vzniku neutrónovej hviezdy stlačia atómy natoľko, že elektróny vtlačené do jadier sa spoja s protónmi a vytvoria neutróny. Týmto spôsobom sa zrodí hviezda, ktorá pozostáva takmer výlučne z neutrónov. Superhustá jadrová kvapalina, ak by bola prinesená na Zem, by explodovala ako jadrová bomba, no v neutrónovej hviezde je stabilná kvôli obrovskému gravitačnému tlaku. Vo vonkajších vrstvách neutrónovej hviezdy (ako vlastne všetkých hviezd) však tlak a teplota klesajú a vytvárajú pevnú kôru s hrúbkou asi kilometer. Predpokladá sa, že pozostáva hlavne zo železných jadier.
Flash
Ukázalo sa, že ku kolosálnej röntgenovej erupcii z 5. marca 1979 došlo ďaleko za našou galaxiou, vo Veľkom Magellanovom oblaku, satelite našej Mliečnej dráhy, ktorý sa nachádza vo vzdialenosti 180 tisíc svetelných rokov od Zeme. Spoločné spracovanie gama záblesku z 5. marca, zaznamenaného siedmimi kozmickými loďami, umožnilo celkom presne určiť polohu tohto objektu a to, že sa nachádza presne v Magellanovom oblaku, je dnes už prakticky nepochybné.
Udalosť, ktorá sa stala na tejto vzdialenej hviezde pred 180-tisíc rokmi, je ťažké si predstaviť, ale vtedy zablikala ako 10 supernov, čo je viac ako 10-násobok svietivosti všetkých hviezd v našej Galaxii. Svetlá bodka v hornej časti obrázku je dlho známy a dobre známy pulzar SGR a nepravidelný obrys je najpravdepodobnejšou polohou objektu, ktorý vzplanul 5. marca 1979.
Pôvod neutrónovej hviezdy
Výbuch supernovy je jednoducho prechod časti gravitačnej energie na teplo. Keď starej hviezde dôjde palivo a termonukleárna reakcia už nedokáže zohriať jej vnútro na požadovanú teplotu, dôjde v jej ťažisku ku kolapsu oblaku plynu. Energia uvoľnená pri tomto procese rozptýli vonkajšie vrstvy hviezdy všetkými smermi a vytvorí tak rozpínajúcu sa hmlovinu. Ak je hviezda malá, ako naše Slnko, potom dôjde k výbuchu a vznikne biely trpaslík. Ak je hmotnosť hviezdy viac ako 10-krát väčšia ako hmotnosť Slnka, potom takýto kolaps vedie k výbuchu supernovy a vzniká obyčajná neutrónová hviezda. Ak na mieste veľmi veľkej hviezdy s hmotnosťou 20 x 40 Slnka vybuchne supernova a vznikne neutrónová hviezda s hmotnosťou viac ako tri Slnka, potom sa proces gravitačnej kompresie stane nezvratným a vznikne čierna diera. tvorené.
Vnútorná štruktúra
Pevná kôra vonkajších vrstiev neutrónovej hviezdy pozostáva z ťažkých atómových jadier usporiadaných do kubickej mriežky, medzi ktorými voľne poletujú elektróny, čo pripomína pozemské kovy, no len oveľa hustejšie.
Otvorená otázka
Aj keď sa neutrónové hviezdy intenzívne študujú približne tri desaťročia, ich vnútorná štruktúra nie je s istotou známa. Navyše neexistuje žiadna pevná istota, že skutočne pozostávajú hlavne z neutrónov. Ako sa pohybujete hlbšie do hviezdy, zvyšuje sa tlak a hustota a hmota môže byť tak stlačená, že sa rozpadne na kvarky – stavebné kamene protónov a neutrónov. Podľa modernej kvantovej chromodynamiky kvarky nemôžu existovať vo voľnom stave, ale sú spojené do neoddeliteľných „trojok“ a „dvojiek“. Ale možno sa na hranici vnútorného jadra neutrónovej hviezdy situácia zmení a kvarky sa vymania zo svojho zadržania. Aby astronómovia lepšie pochopili povahu neutrónovej hviezdy a exotickej kvarkovej hmoty, musia určiť vzťah medzi hmotnosťou hviezdy a jej polomerom (priemernou hustotou). Štúdiom neutrónových hviezd pomocou satelitov je možné pomerne presne zmerať ich hmotnosť, no určiť ich priemer je oveľa ťažšie. Nedávno vedci pomocou röntgenového satelitu XMM-Newton našli spôsob, ako odhadnúť hustotu neutrónových hviezd na základe gravitačného červeného posunu. Ďalšou nezvyčajnou vecou na neutrónových hviezdach je to, že s klesajúcou hmotnosťou hviezdy sa zväčšuje jej polomer; v dôsledku toho majú najhmotnejšie neutrónové hviezdy najmenšiu veľkosť.
Čierna vdova
Výbuch supernovy pomerne často udelí novonarodenému pulzaru značnú rýchlosť. Takáto lietajúca hviezda so slušným vlastným magnetickým poľom značne narúša ionizovaný plyn vypĺňajúci medzihviezdny priestor. Vznikne akási rázová vlna, ktorá prebieha pred hviezdou a za ňou sa rozbieha do širokého kužeľa. Kombinovaný optický (modro-zelená časť) a röntgenový (odtiene červenej) snímky ukazuje, že tu nemáme dočinenia len so svietiacim oblakom plynu, ale aj s obrovským prúdom elementárnych častíc, ktoré tento milisekundový pulzar vyžaruje. Lineárna rýchlosť Black Widow je 1 milión km/h, okolo svojej osi sa otočí za 1,6 ms, má už asi miliardu rokov a okolo vdovy krúži spoločná hviezda s periódou 9,2 hodiny. Pulsar B1957+20 dostal svoje meno z jednoduchého dôvodu, že jeho silné žiarenie jednoducho spáli svojho suseda, čo spôsobí, že plyn, ktorý ho tvorí, „varí“ a odparuje sa. Kokon v tvare červenej cigary za pulzarom je časťou priestoru, kde elektróny a protóny emitované neutrónovou hviezdou vyžarujú mäkké gama lúče.
Výsledok počítačového modelovania umožňuje veľmi prehľadne v priereze prezentovať procesy prebiehajúce v blízkosti rýchlo letiaceho pulzaru. Lúče rozbiehajúce sa od jasného bodu sú konvenčným obrazom toku žiarivej energie, ako aj toku častíc a antičastíc, ktoré vychádzajú z neutrónovej hviezdy. Červený obrys na hranici čierneho priestoru okolo neutrónovej hviezdy a červených žiariacich oblakov plazmy je miestom, kde sa prúd relativistických častíc letiacich takmer rýchlosťou svetla stretáva s medzihviezdnym plynom zhutneným rázovou vlnou. Prudkým brzdením častice vyžarujú röntgenové žiarenie a po strate väčšiny energie už dopadajúci plyn toľko nezohrievajú.
Kŕč obrov
Pulzary sa považujú za jednu z raných fáz života neutrónovej hviezdy. Vedci sa vďaka svojej štúdii dozvedeli o magnetických poliach, rýchlosti rotácie a budúcom osude neutrónových hviezd. Neustálym sledovaním správania sa pulzaru je možné presne určiť, koľko energie stratí, o koľko sa spomalí a dokonca aj to, kedy prestane existovať, keďže sa spomalil natoľko, že nedokáže vyžarovať silné rádiové vlny. Tieto štúdie potvrdili mnohé teoretické predpovede o neutrónových hviezdach.
Už v roku 1968 boli objavené pulzary s periódou rotácie od 0,033 sekundy do 2 sekúnd. Periodicita pulzov rádiového pulzaru je udržiavaná s úžasnou presnosťou a spočiatku bola stabilita týchto signálov vyššia ako u zemských atómových hodín. A predsa s pokrokom v oblasti merania času bolo možné u mnohých pulzarov zaregistrovať pravidelné zmeny ich periód. Samozrejme, ide o extrémne malé zmeny a len v priebehu miliónov rokov môžeme očakávať, že sa toto obdobie zdvojnásobí. Pomer aktuálnej rýchlosti rotácie k spomaleniu rotácie je jedným zo spôsobov, ako odhadnúť vek pulzaru. Napriek pozoruhodnej stabilite rádiového signálu niektoré pulzary niekedy zažívajú takzvané „rušenia“. Vo veľmi krátkom časovom intervale (menej ako 2 minúty) sa rýchlosť rotácie pulzaru výrazne zvýši a po určitom čase sa vráti na hodnotu, ktorá bola pred „vyrušením“. Predpokladá sa, že „poruchy“ môžu byť spôsobené preskupením hmoty v neutrónovej hviezde. Ale v každom prípade, presný mechanizmus je stále neznámy.
Pulsar Vela teda približne každé 3 roky prechádza veľkými „poruchami“, čo z neho robí veľmi zaujímavý objekt na štúdium takýchto javov.
Magnetary
Niektoré neutrónové hviezdy, nazývané opakujúce sa zdroje gama zábleskov (SGR), vyžarujú silné záblesky "mäkkých" gama lúčov v nepravidelných intervaloch. Množstvo energie vyžarovanej SGR pri typickej erupcii trvajúcej niekoľko desatín sekundy môže Slnko vyžarovať len za celý rok. Štyri známe SGR sa nachádzajú v našej Galaxii a len jeden je mimo nej. Tieto neuveriteľné výbuchy energie môžu spôsobiť hviezdne otrasy - silné verzie zemetrasení, keď sa pevný povrch neutrónových hviezd roztrhne a z ich hlbín vybuchnú silné prúdy protónov, ktoré uviaznuté v magnetickom poli vyžarujú gama a röntgenové žiarenie. . Neutrónové hviezdy boli identifikované ako zdroje silných gama zábleskov po obrovskom záblesku gama 5. marca 1979, ktorý uvoľnil toľko energie v prvej sekunde, koľko Slnko vyžiari za 1000 rokov. Zdá sa, že nedávne pozorovania jednej z najaktívnejších neutrónových hviezd v súčasnosti podporujú teóriu, že nepravidelné, silné výbuchy gama a röntgenového žiarenia sú spôsobené hviezdnymi otrasmi.
V roku 1998 sa slávny SGR náhle prebudil zo svojho „spánku“, ktorý 20 rokov nevykazoval žiadne známky aktivity a vyžaroval takmer toľko energie ako gama erupcia z 5. marca 1979. To, čo výskumníkov najviac zasiahlo pri pozorovaní tejto udalosti, bolo prudké spomalenie rýchlosti rotácie hviezdy, čo naznačuje jej zničenie. Na vysvetlenie silných gama a röntgenových erupcií bol navrhnutý model magnetar-neutrónovej hviezdy so supersilným magnetickým poľom. Ak sa neutrónová hviezda zrodí rotujúcou veľmi rýchlo, potom kombinovaný vplyv rotácie a konvekcie, ktorý hrá dôležitú úlohu v prvých sekundách života neutrónovej hviezdy, môže vytvoriť obrovské magnetické pole prostredníctvom zložitého procesu známeho ako „aktívny dynamo“ (rovnakým spôsobom sa pole vytvára vo vnútri Zeme a Slnka). Teoretici boli ohromení zistením, že takéto dynamo, fungujúce v horúcej, novonarodenej neutrónovej hviezde, môže vytvoriť magnetické pole 10 000-krát silnejšie ako normálne pole pulzarov. Keď hviezda vychladne (po 10 alebo 20 sekundách), konvekcia a pôsobenie dynama sa zastaví, ale tento čas stačí na to, aby vzniklo potrebné pole.
Magnetické pole rotujúcej elektricky vodivej gule môže byť nestabilné a prudkú reštrukturalizáciu jej štruktúry môže sprevádzať uvoľnenie obrovského množstva energie (jasným príkladom takejto nestability je periodický prenos magnetických pólov Zeme). Podobné veci sa dejú na Slnku pri výbušných udalostiach nazývaných „slnečné erupcie“. V magnetare je dostupná magnetická energia obrovská a táto energia je dostatočná na to, aby poháňala také obrovské erupcie ako 5. marca 1979 a 27. augusta 1998. Takéto udalosti nevyhnutne spôsobujú hlboké narušenie a zmeny v štruktúre nielen elektrických prúdov v objeme neutrónovej hviezdy, ale aj jej pevnej kôry. Ďalším záhadným typom objektu, ktorý počas periodických výbuchov vyžaruje silné röntgenové žiarenie, sú takzvané anomálne röntgenové pulzaryAXP. Od bežných röntgenových pulzarov sa líšia tým, že vyžarujú len v oblasti röntgenového žiarenia. Vedci sa domnievajú, že SGR a AXP sú fázami života rovnakej triedy objektov, menovite magnetarov alebo neutrónových hviezd, ktoré vyžarujú mäkké gama lúče čerpaním energie z magnetického poľa. A hoci magnetary dnes zostávajú výplodom teoretikov a nie je dostatok údajov potvrdzujúcich ich existenciu, astronómovia vytrvalo hľadajú potrebné dôkazy.
Kandidáti na magnetar
Astronómovia už našu domácu galaxiu, Mliečnu dráhu, študovali tak dôkladne, že ich nestojí nič za zobrazenie jej bočného pohľadu, ktorý naznačuje polohu najpozoruhodnejších neutrónových hviezd.
Vedci sa domnievajú, že AXP a SGR sú jednoducho dve etapy v živote tej istej obrovskej magnetickej neutrónovej hviezdy. Prvých 10 000 rokov je magnetar pulzar SGR, viditeľný v bežnom svetle a produkujúci opakované záblesky mäkkého röntgenového žiarenia, a na ďalšie milióny rokov ako anomálny pulzar AXP mizne z viditeľného dosahu a fúka. len na röntgene.
Najsilnejší magnet
Analýza údajov získaných satelitom RXTE (Rossi X-ray Timing Explorer, NASA) počas pozorovaní nezvyčajného pulzaru SGR 1806-20 ukázala, že tento zdroj je doteraz najsilnejším známym magnetom vo vesmíre. Veľkosť jeho poľa bola určená nielen na základe nepriamych údajov (zo spomalenia pulzaru), ale aj takmer priamo z merania frekvencie rotácie protónov v magnetickom poli neutrónovej hviezdy. Magnetické pole v blízkosti povrchu tohto magnetaru dosahuje 10 15 gaussov. Ak by to bolo napríklad na obežnej dráhe Mesiaca, všetky magnetické pamäťové médiá na našej Zemi by boli demagnetizované. Je pravda, že ak vezmeme do úvahy skutočnosť, že jeho hmotnosť sa približne rovná hmotnosti Slnka, na tom by už nezáležalo, pretože aj keby Zem nespadla na túto neutrónovú hviezdu, točila by sa okolo nej ako šialená. úplná revolúcia len za hodinu.
Aktívne dynamo
Všetci vieme, že energia miluje zmenu z jednej formy do druhej. Elektrina sa ľahko mení na teplo a kinetická energia na potenciálnu energiu. Ukazuje sa, že obrovské konvekčné prúdy elektricky vodivej magmy, plazmy alebo jadrovej hmoty dokážu premeniť svoju kinetickú energiu na niečo neobvyklé, napríklad na magnetické pole. Pohyb veľkých hmôt na rotujúcej hviezde v prítomnosti malého počiatočného magnetického poľa môže viesť k elektrickým prúdom, ktoré vytvárajú pole v rovnakom smere ako pôvodné. V dôsledku toho sa začína lavínovité zväčšovanie vlastného magnetického poľa rotujúceho objektu, ktorý vedie prúd. Čím väčšie pole, tým väčšie prúdy, tým väčšie prúdy, tým väčšie pole a to všetko je spôsobené banálnymi konvekčnými tokmi, pretože horúca látka je ľahšia ako studená, a preto sa vznáša hore.
Problémové okolie
Slávne vesmírne observatórium Chandra objavilo stovky objektov (aj v iných galaxiách), čo naznačuje, že nie všetky neutrónové hviezdy sú predurčené viesť osamelý život. Takéto objekty sa rodia v binárnych systémoch, ktoré prežili výbuch supernovy, ktorý vytvoril neutrónovú hviezdu. A niekedy sa stáva, že jednotlivé neutrónové hviezdy v hustých hviezdnych oblastiach, ako sú guľové hviezdokopy, zachytia spoločníka. V tomto prípade neutrónová hviezda „ukradne“ hmotu svojmu susedovi. A v závislosti od toho, aká masívna hviezda ju má sprevádzať, táto „krádež“ spôsobí rôzne následky. Plyn prúdiaci zo spoločníka s hmotnosťou nižšou ako má naše Slnko na takú „omrvinku“, akou je neutrónová hviezda, nemôže okamžite spadnúť, pretože jej vlastný uhlový moment hybnosti je príliš veľký, takže okolo seba vytvára takzvaný akréčný disk. „ukradnutá“ záležitosť. Trenie, keď sa obalí okolo neutrónovej hviezdy a stlačenie v gravitačnom poli zohreje plyn na milióny stupňov a začne vyžarovať röntgenové lúče. Ďalším zaujímavým javom spojeným s neutrónovými hviezdami, ktoré majú nízkohmotného spoločníka, sú röntgenové záblesky. Zvyčajne trvajú niekoľko sekúnd až niekoľko minút a maximálne dávajú hviezde svietivosť takmer 100-tisíckrát väčšiu ako svietivosť Slnka.
Tieto vzplanutia sa vysvetľujú skutočnosťou, že keď sa vodík a hélium prenesú na neutrónovú hviezdu zo spoločníka, vytvoria hustú vrstvu. Postupne sa táto vrstva stáva takou hustou a horúcou, že začína termonukleárna fúzna reakcia a uvoľňuje sa obrovské množstvo energie. Z hľadiska výkonu sa to rovná výbuchu celého jadrového arzenálu pozemšťanov na každom štvorcovom centimetri povrchu neutrónovej hviezdy v priebehu minúty. Úplne iný obraz je pozorovaný, ak má neutrónová hviezda masívneho spoločníka. Obrovská hviezda stráca hmotu vo forme hviezdneho vetra (prúd ionizovaného plynu vychádzajúci z jej povrchu) a obrovská gravitácia neutrónovej hviezdy časť tejto hmoty zachytáva. Tu však magnetické pole prichádza k svojmu vlastnému, čo spôsobuje, že padajúca hmota prúdi pozdĺž siločiar k magnetickým pólom.
To znamená, že röntgenové žiarenie sa primárne generuje na horúcich miestach na póloch, a ak sa magnetická os a os rotácie hviezdy nezhodujú, potom sa jas hviezdy ukáže ako premenlivý - je to tiež pulzar , ale len röntgenový. Neutrónové hviezdy v röntgenových pulzaroch majú za spoločníkov jasné obrie hviezdy. Pri výbuchoch sú spoločníkmi neutrónových hviezd slabé hviezdy s nízkou hmotnosťou. Vek jasných obrov nepresahuje niekoľko desiatok miliónov rokov, zatiaľ čo vek slabých trpasličích hviezd môže mať miliardy rokov, pretože prvé spotrebúvajú jadrové palivo oveľa rýchlejšie ako druhé. Z toho vyplýva, že burstre sú staré systémy, v ktorých magnetické pole časom zoslablo, zatiaľ čo pulzary sú relatívne mladé, a preto sú magnetické polia v nich silnejšie. Výbuchy možno pulzovali niekedy v minulosti, ale v budúcnosti pulzary ešte len nevybuchnú.
Pulzary s najkratšou periódou (menej ako 30 milisekúnd) – takzvané milisekundové pulzary – sú tiež spojené s binárnymi systémami. Napriek rýchlemu striedaniu sa ukázalo, že nie sú najmladší, ako by sa dalo očakávať, ale najstarší.
Vznikajú z binárnych systémov, kde stará, pomaly rotujúca neutrónová hviezda začína absorbovať hmotu od svojho tiež starého spoločníka (zvyčajne červeného obra). Keď hmota dopadne na povrch neutrónovej hviezdy, odovzdá jej rotačnú energiu, čo spôsobí, že sa točí rýchlejšie a rýchlejšie. Toto sa deje dovtedy, kým sa spoločník neutrónovej hviezdy, takmer zbavený prebytočnej hmoty, nestane bielym trpaslíkom a pulzar neožije a nezačne rotovať rýchlosťou stoviek otáčok za sekundu. Nedávno však astronómovia objavili veľmi nezvyčajný systém, kde spoločníkom milisekundového pulzaru nie je biely trpaslík, ale obrovská nafúknutá červená hviezda. Vedci sa domnievajú, že tento binárny systém pozorujú práve vo fáze „oslobodzovania“ červenej hviezdy od nadváhy a premeny na bieleho trpaslíka. Ak je táto hypotéza nesprávna, potom by spoločnou hviezdou mohla byť obyčajná guľová hviezda, ktorú náhodne zachytil pulzar. Takmer všetky neutrónové hviezdy, ktoré sú v súčasnosti známe, sa nachádzajú buď v röntgenových dvojhviezdach alebo ako jednotlivé pulzary.
A nedávno si Hubble všimol vo viditeľnom svetle neutrónovú hviezdu, ktorá nie je súčasťou binárneho systému a nepulzuje v röntgenovom a rádiovom dosahu. To poskytuje jedinečnú príležitosť presne určiť jej veľkosť a upraviť predstavy o zložení a štruktúre tejto bizarnej triedy vyhorených, gravitačne stlačených hviezd. Táto hviezda bola prvýkrát objavená ako zdroj röntgenového žiarenia a vyžaruje v tomto rozsahu nie preto, že zhromažďuje plynný vodík, keď sa pohybuje vesmírom, ale preto, že je stále mladá. Môže ísť o pozostatok jednej z hviezd dvojhviezdnej sústavy. V dôsledku výbuchu supernovy sa tento binárny systém zrútil a bývalí susedia začali samostatnú cestu vesmírom.
Baby hviezdožrút
Tak ako kamene padajú na zem, tak aj veľká hviezda, ktorá uvoľňuje kúsky svojej hmoty, sa postupne presúva k malému a vzdialenému susedovi, ktorý má pri svojom povrchu obrovské gravitačné pole. Ak by sa hviezdy neotáčali okolo spoločného ťažiska, potom by prúd plynu mohol jednoducho tiecť, ako prúd vody z hrnčeka, na malú neutrónovú hviezdu. Ale keďže hviezdy krúžia v kruhu, padajúca hmota musí stratiť väčšinu svojho momentu hybnosti, kým sa dostane na povrch. A tu vzájomné trenie častíc pohybujúcich sa po rôznych trajektóriách a interakcia ionizovanej plazmy tvoriacej akrečný disk s magnetickým poľom pulzaru pomáhajú procesu pádu hmoty úspešne ukončiť dopadom na povrch neutrónovej hviezdy v r. oblasť jeho magnetických pólov.
Hádanka 4U2127 vyriešená
Táto hviezda klame astronómov už viac ako 10 rokov, vykazuje zvláštnu pomalú variabilitu svojich parametrov a zakaždým sa rozhorí inak. Až najnovší výskum vesmírneho observatória Chandra umožnil odhaliť záhadné správanie tohto objektu. Ukázalo sa, že nejde o jednu, ale o dve neutrónové hviezdy. Navyše, obaja majú spoločníkov: jedna hviezda je podobná nášmu Slnku, druhá je ako malý modrý sused. Priestorovo sú tieto dvojice hviezd oddelené dosť veľkou vzdialenosťou a žijú nezávislým životom. Ale na hviezdnej sfére sa premietajú takmer do rovnakého bodu, a preto boli tak dlho považované za jeden objekt. Tieto štyri hviezdy sa nachádzajú v guľovej hviezdokope M15 vo vzdialenosti 34 tisíc svetelných rokov.
Otvorená otázka
Celkovo doteraz astronómovia objavili asi 1200 neutrónových hviezd. Z toho viac ako 1000 sú rádiové pulzary a zvyšok sú jednoducho röntgenové zdroje. Vedci v priebehu rokov výskumu dospeli k záveru, že neutrónové hviezdy sú skutočnými originálmi. Niektoré sú veľmi jasné a pokojné, iné periodicky vzplanú a menia sa s hviezdnymi otrasmi a iné existujú v binárnych systémoch. Tieto hviezdy patria medzi najzáhadnejšie a nepolapiteľné astronomické objekty, ktoré kombinujú najsilnejšie gravitačné a magnetické polia a extrémne hustoty a energie. A každý nový objav z ich búrlivého života dáva vedcom jedinečné informácie potrebné na pochopenie podstaty hmoty a vývoja vesmíru.
Univerzálny štandard
Je veľmi ťažké poslať niečo mimo slnečnú sústavu, a tak spolu s kozmickými loďami Pioneer 10 a 11, ktoré tam smerovali pred 30 rokmi, posielali pozemšťania správy aj svojim bratom v mysli. Nakresliť niečo, čo bude pre mimozemskú myseľ pochopiteľné, nie je ľahká úloha, navyše bolo potrebné uviesť aj spiatočnú adresu a dátum odoslania listu... Ako zreteľne to všetko umelci dokázali urobiť, je ťažké aby to človek pochopil, ale samotná myšlienka použitia rádiových pulzarov na označenie miesta a času odoslania správy je skvelá. Prerušované lúče rôznych dĺžok vychádzajúce z bodu symbolizujúceho Slnko udávajú smer a vzdialenosť k pulzarom najbližšie k Zemi a prerušovanie čiary nie je nič iné ako binárne označenie ich otočného obdobia. Najdlhší lúč smeruje do stredu našej galaxie Mliečna dráha. Ako jednotka času v správe sa berie frekvencia rádiového signálu vyžarovaného atómom vodíka pri zmene vzájomnej orientácie spinov (smer rotácie) protónu a elektrónu.
Slávnych 21 cm alebo 1420 MHz by mali poznať všetky inteligentné bytosti vo Vesmíre. Pomocou týchto orientačných bodov, ukazujúcich na „rádiové majáky“ vesmíru, bude možné nájsť pozemšťanov aj po mnohých miliónoch rokov a porovnaním zaznamenanej frekvencie pulzarov so súčasnou bude možné odhadnúť, kedy budú tieto muž a žena požehnali let prvej vesmírnej lode, ktorá opustila slnečnú sústavu.
Nikolaj Andrejev
