Neutron tähed: see, mida inimkond on selle nähtuse kohta teada

Alates universumi sünnist on möödunud rohkem kui kümme miljardit aastat, mille jooksul täheldatakse tähtede evolutsiooni, muutused kosmosekompositsioonis. Mõned ruumi objektid kaovad ja teised ilmuvad nende kohale. See protsess juhtub kogu aeg, kuid tohutute ajaintervallide tõttu on meil võimalik vaadata ainult ühte raami kolossaalsest ja põnevast multisessioonist.

Elav universum

Me näeme Universumit kogu oma hiilguses, jälgides tähtede elu, evolutsiooni etappe ja surma agoonia hetke. Tähe surm on alati suur ja elav sündmus. Mida suurem ja massiivsem täht, seda suurem on kataklüsm.

Neutronitäht on elav näide sellisest arengust, mis on elava monument varasemale tähtvõimule. See on kogu paradoks. Massiivse tähe asemel, mille mõõtmed ja mass on kümneid ja sadu kordi kõrgemad kui meie Päikesel, tekib väike pisut taevakeha, mille läbimõõt on paarikümmet kilomeetrit. Selline transformatsioon ei toimu ühel hetkel. Neutronitähtede moodustumine on kosmilise koletis pika evolutsioonilise arengu tulemus, mis on venitatud ruumis ja ajas.

Neutroni tähtede moodustumine

Neutron star füüsika

Sellised objektid on Universumis vähe, sest see võib tunduda esmapilgul. Reeglina võib neutronitäht olla üks tuhande tähe kohta. Niisuguse väikese arvu saladus seisneb neutronitähtede sünnile eelneva evolutsiooniprotsessi unikaalsuses. Kõik tähed elavad oma elu erinevalt. Tärni draama finaal on samuti erinev. Meetme ulatuse määrab tähe mass. Mida suurem on kosmilise keha mass, seda suurem on täht, seda suurem on tõenäosus, et tema surm on kiire ja särav.

Supernova plahvatus

Pidevalt suurenevad gravitatsioonijõud viivad tähemärgi muutumiseni soojusenergiaks. Sellele protsessile on tahtmatult lisatud kolossaalne vabastamine - Supernova plahvatus. Sellise kataklüsmi tulemus on uus ruumiobjekt - neutronitäht.

Lihtsamalt öeldes lakkab olemine kütusest, termotuuma reaktsioonid kaotavad oma intensiivsuse ja ei suuda säilitada vajalikku temperatuuri massiivse keha sügavuses. Kokkuvarisemine muutub väljakujunenud olekust - tähe gaasi kokkuvarisemine tähe keskosas.

Kõik see viib energia kohese vabanemiseni, hajutades tähemärkide väliskihid kõigis suundades. Tähe asemel ilmub laienev udu. Selline transformatsioon võib toimuda mis tahes tärniga, kuid kokkuvarisemise tulemused võivad olla erinevad.

Kui ruumiobjekti mass on väike, siis on tegemist näiteks kollase kääbusega nagu päike, siis jääb välklambi asemele valge kääbus. Kui kosmilise koletise mass ületab kümneid kordi päikese massi, siis kokkuvarisemise tagajärjel täheldame Supernova plahvatust. Endise tähe majesteetluse asemel moodustub neutronitäht. Supermassive tähed, mille mass on sadu kordi suurem kui Päikese mass, lõpetavad nende elutsükli, on neutronitäht vahepealne. Jätkuv gravitatsiooniline kokkusurumine toob kaasa asjaolu, et neutronitähe elu lõpeb musta auk ilmumisega.

Arendusvõimalused

Tähe kokkuvarisemise tagajärjel jääb ainult südamik, jätkates kahanemist. Sellega seoses on neutronitähtede iseloomulik tunnus suur tihedus ja suur mass, mille suurused on väikesed. Seega on neutronitähe mass läbimõõduga 20 km. 1,5-3 korda suurem meie tähe mass. Tekib elektronide ja prootonite tihendamine või neutroniseerumine neutroniteks. Järelikult suureneb mahu ja suuruse vähenemisega tähemärkide tihedus ja mass kiiresti.

Neutronitähtede koosseis

Täpne teave neutronitähtede koostise kohta ei ole kättesaadav. Tänapäeval kasutavad astrofüüsikud tuumafüüsikute pakutud töömudelit selliste objektide uurimiseks.

Neutroni tähtstruktuur

Eeldatavasti muundub tähe aine kokkuvarisemise tagajärjel neutroni, üleliigse vedelikuks. Seda soodustab suur gravitatsiooniline atraktsioon, mis avaldab ainele pidevat survet. Sellist "tuuma vedelat ainet" nimetatakse degenereerunud gaasiks ja 1000 korda tihedamaks kui vesi. Degenereerunud gaasi aatomid koosnevad selle ümber pöörlevast tuumast ja elektronidest. Neutroniseerimisel kaob aatomite siseruum gravitatsioonijõudude mõjul. Elektronid ühinevad tuumaga, moodustades neutronid. Superdense aine stabiilsus annab sisemise gravitatsiooni. Vastasel juhul algab paratamatult ahelreaktsioon, millega kaasneb tuumalõhkamine.

Gravitatsiooniline kollaps

Mida lähemal on tähe välisserv, seda madalam on temperatuur ja rõhk. Komplekssete protsesside tulemusena tekib neutroni aine "jahutamine", millest raua tuumad vabanevad intensiivselt. Kokkuvarisemine ja sellele järgnev plahvatus on planeetide raua tehas, mis levib kosmoses, muutudes planeetide moodustamise ajal ehitusmaterjaliks.

See on supernoova puhang, et Maa võlgneb asjaoluga, et kosmilised raudosakesed on selle struktuuris ja struktuuris.

Olles tingimata neutronitähe struktuuri mikroskoobis, võime objekti struktuuris eristada viit kihti:

  • objekti atmosfäär;
  • välimine koor;
  • sisekihid;
  • välimine südamik;
  • neutronitähe sisemine südamik.

Neutronitähe atmosfäär on vaid mõne sentimeetri paksune ja on kõige õhem kiht. Vastavalt selle koostisele on see plasma kiht, mis vastutab tähe termilise kiiritamise eest. Järgmine on välissamm, mis on mitu sada meetrit paks. Välise kooriku ja sisemise kihi vahel on degenereerunud elektrongaasi valdkond. Mida sügavam on tähe keskel, seda kiiremini see gaas muutub relativistlikuks. Teisisõnu seostatakse tähe sees toimuvaid protsesse aatomituumade fraktsiooni vähenemisega. Vaba neutronite arv suureneb. Neutrontähe sisepiirkonnad kujutavad välist südamikku, kus neutronid eksisteerivad koos elektronide ja prootonitega. Selle aine kihi paksus on mitu kilomeetrit, samas kui materjali tihedus on kümme korda suurem kui aatomituuma tihedus.

Neutron star rotatsiooni skeem

Kogu see aatomi supp on olemas kolossaalsete temperatuuride tõttu. Supernova plahvatuse ajal on neutronitähe temperatuur 1011K. Selle aja jooksul on uue taevase objekti maksimaalne heledus. Vahetult pärast plahvatust lülitub sisse kiire jahutamise etapp, temperatuur langeb mõne minuti jooksul tasemele 109K. Seejärel aeglustub jahutusprotsess. Kuigi tähe temperatuur on endiselt kõrge, väheneb objekti heledus. Tärn jätkab sära ainult termilise ja infrapunakiirguse tõttu.

Neutron Star klassifikatsioon

Selline tähe-tuumamaterjali spetsiifiline koostis põhjustab 1036-1015 g / cm3 neutronitähe kõrge tuuma tiheduse, samas kui tulemuseks oleva objekti keskmine suurus ei ole väiksem kui 10 ja mitte üle 20 km Tugevuse edasist suurenemist stabiliseerivad neutronite interaktsioonijõud. Teisisõnu, degenereerunud tähe gaas on tasakaalus, hoides tähe järgmisest kollapsist.

Core neutroniseerimine

Selliste ruumiobjektide kui neutronitähtede üsna keeruline olemus sai järgneva klassifikatsiooni põhjuseks, mis selgitab nende käitumist ja eksistentsi tohutu Universumis. Peamised parameetrid, mille alusel klassifitseerimine toimub, on tähe pöörlemisperiood ja magnetvälja skaala. Neutronitäht kaotab oma eksistentsi käigus oma pöörleva energia ja objekti magnetväli väheneb. Järelikult läbib taevakeha ühest riigist teise, mille kõige iseloomulikumaks on järgmised tüübid:

  • Raadio-pulsarid (ejektorid) on lühikese pöörlemisajaga objektid, kuid magnetvälja tugevus jääb üsna suureks. Laaditud osakesed, mis teevad liikumisi jõuväljadel, jätavad tähtede kivid kaljudesse. Sellist tüüpi taevakeha väljub, täites perioodiliselt Universumi raadiosagedusalas fikseeritud raadioimpulssidega;
  • Neutron star - propeller. Sel juhul on objektil väga väike pöörlemiskiirus, kuid magnetväljal ei ole piisavalt jõudu, et ümbritsevatest ruumidest materjali elemente meelitada. Tärn ei kiirga impulsse, sellisel juhul ei toimu akuutumist (kosmilise aine langus);
  • Röntgenkiirte pulsar (akretor). Sellistel objektidel on väike pöörlemiskiirus, kuid tugeva magnetvälja tõttu neelab täht intensiivselt materjali kosmosest. Selle tulemusena koguneb paik, kus tähematerjal satub neutronitähe pinnale, plasma, mida kuumutatakse miljoneid kraadi. Need taevakeha pinnal olevad punktid muutuvad pulseeriva termilise, röntgenikiirguse allikaks. Võimas raadio teleskoobide tekkimine, mis suudavad infrapuna ja röntgenikiiruse ruumi sügavustesse uurida, sai võimalikuks kiiresti tuvastada palju tavapäraseid röntgenkiirteid;
  • Geotator on objekt, millel on madal pöörlemiskiirus, samas kui tähe pealispinnale koguneb tähe tõttu tähtedega. Tugev magnetväli takistab pinna moodustumist pinnakihis ja täht järk-järgult suureneb.
Raadio pulsar (ejektor)
Neutron star star

Nagu nähtub olemasolevast klassifikatsioonist, käituvad kõik neutronitähed erinevalt. Sellest tulenevad erinevad nende avastamise meetodid ja on võimalik, et nende taevakehade saatus on tulevikus erinev.

Neutron star star paradoksid

Esimene versioon, mis neutronitähed on Supernova plahvatuse tooted, ei ole täna postulaat. On teooria, et siin saab kasutada teist mehhanismi. Kahe tärniga süsteemides muutuvad valged kääbused uuteks tähedeks. Tähevärv voolab järk-järgult ühest ruumiobjektist teise, suurendades selle massi kriitilisele olekule. Teisisõnu, tulevikus on üks valge kääbuspaar neutronitäht.

Companion Stars

Sageli pöörab tähe klastrite lähedases keskkonnas olles üks neutronitähis oma lähima naabri tähelepanu. Neutrontähtede kaaslased võivad olla mis tahes tähed. Need paarid esinevad üsna sageli. Sellise sõpruse tagajärjed sõltuvad kaaslase massist. Kui uue kaaslase mass on väike, siis koguneb varastatud tähematerjal kogunemisketta kujul. See protsess, millega kaasneb suur rotatsiooniaeg, toob kaasa tõsiasja, et tähtgaas soojeneb temperatuurini miljon kraadi. Neutronitäht põleb koos röntgenkiirgusega, muutudes röntgenikiirguseks. Sellel protsessil on kaks võimalust:

  • täht jääb ruumi igav taevakeha;
  • keha hakkab kiirgama lühikesi röntgenkiirte (purunemised).

Röntgenkiirguse ajal suureneb tähe heledus kiiresti, muutes sellise objekti 100 tuhat korda heledamaks kui Päike.

Lõhkemised

Neutronstaaride uuringu ajalugu

Neutroni tähed said 20. sajandi teise poole avastamise. Varem oli tehniliselt võimatu tuvastada selliseid objekte meie galaktikas ja Universumis. Selliste taevakehade hämaras ja väikese suurusega ei võimaldatud neid optiliste teleskoopide abil tuvastada. Vaatamata visuaalse kontakti puudumisele ennustati teoreetiliselt selliste objektide olemasolu ruumis. Nõukogude teadlase L. Landau esitamisega 1932. aastal ilmus tohutu tihedusega tähtede olemasolu esimene versioon.

Fritz Zwicky ja Walter Baade

Aasta hiljem, 1933. aastal, juba üle ookeani, tehti tõsine avaldus ebatavalise struktuuriga tähtede olemasolu kohta. Astronoomid Fritz Zwicky ja Walter Baade esitasid hästi põhjendatud teooria, et neutronitäht jääb alati Supernova plahvatuse kohale.

1960ndatel ilmnes astronoomiliste vaatluste läbimurre. Seda hõlbustas röntgenkiirte teleskoobide ilmumine, mis on võimelised kosmoses leidma pehme röntgenikiirguse allikaid. Kasutades tugeva soojuskiirguse allikate olemasolu teooriat, on astronoomid jõudnud järeldusele, et tegemist on uue tüüpi tähtedega. Oluline täiendus neutronitähtede olemasolu teooriale oli pulsarite avastamine 1967. aastal. Ameerika Jocelyn Bell kasutas oma raadioseadmeid kasutades kosmosest tulevaid raadiosignaale. Raadiolainete allikas oli kiiresti pöörlev objekt, mis toimis raadiosignaalina ja saatis signaale kõigis suundades.

Lähim neutronitäht

Sellisel objektil on kindlasti suur pöörlemiskiirus, mis oleks tavalise tähe jaoks surmav. Esimene astronoomide poolt avastatud pulsar on PSR В1919 + 21, mis asub 2283,12 sv kaugusel. aastat meie planeedilt. Teadlaste sõnul on Maa kõige lähemal neutronitäheks kosmosobjekt RX J1856.5-3754, mis asub Lõuna-Corona tähtkujus, mis avati 1992. aastal Chandra vaatluskeskuses. Vahemaa Maa ja lähima neutronitähe vahel on 400 valgusaastat.

Загрузка...

Populaarsed Kategooriad

Загрузка...