Çfarë është një yll neutron? Sa i madh mund të jetë një yll neutron?

Yjet neutron, të quajtur shpesh yje "të vdekur", janë objekte të mahnitshme. Studimi i tyre në dekadat e fundit është bërë një nga fushat më interesante dhe më të pasura me zbulime të astrofizikës. Interesi për yjet neutrone është për shkak jo vetëm të misterit të strukturës së tyre, por edhe të densitetit të tyre kolosal dhe fushave të forta magnetike dhe gravitacionale. Lënda atje është në një gjendje të veçantë, që të kujton një bërthamë të madhe atomike dhe këto kushte nuk mund të riprodhohen në laboratorët tokësorë.

Lindja në majë të stilolapsit

Zbulimi i një grimce të re elementare, neutronit, në vitin 1932 i shtyu astrofizikanët të pyesin se çfarë roli mund të luante në evolucionin e yjeve. Dy vjet më vonë, u sugjerua se shpërthimet e supernovës lidhen me transformimin e yjeve të zakonshëm në yje neutron. Më pas u bënë llogaritjet për strukturën dhe parametrat e këtij të fundit dhe u bë e qartë se nëse yjet e vegjël (si Dielli ynë) në fund të evolucionit të tyre shndërrohen në xhuxha të bardhë, atëherë ato më të rëndat bëhen neutrone. Në gusht të vitit 1967, astronomët e radios, ndërsa studionin dridhjen e burimeve të radios kozmike, zbuluan sinjale të çuditshme: shumë të shkurtra, që zgjasin rreth 50 milisekonda, u regjistruan pulset e emetimit të radios, të përsëritura në një interval kohor të përcaktuar rreptësisht (të rendit të një sekonde). . Kjo ishte krejtësisht e ndryshme nga tabloja e zakonshme kaotike e luhatjeve të rastësishme të parregullta në emetimin e radios. Pas një kontrolli të plotë të të gjitha pajisjeve, u siguruam se pulset ishin me origjinë jashtëtokësore. Është e vështirë për astronomët të befasohen nga objektet që emetojnë me intensitet të ndryshueshëm, por në këtë rast periudha ishte aq e shkurtër dhe sinjalet ishin aq të rregullta sa shkencëtarët sugjeruan seriozisht se ato mund të ishin lajme nga qytetërimet jashtëtokësore.

Prandaj, pulsari i parë u emërua LGM-1 (nga anglishtja Little Green Men "Little Green Men"), megjithëse përpjekjet për të gjetur ndonjë kuptim në pulset e marra përfunduan më kot. Së shpejti, u zbuluan edhe 3 burime radio pulsuese. Periudha e tyre përsëri doli të ishte shumë më pak se koha karakteristike e dridhjeve dhe rrotullimit të të gjitha objekteve të njohura astronomike. Për shkak të natyrës pulsuese të rrezatimit, objektet e reja filluan të quheshin pulsarë. Ky zbulim fjalë për fjalë tronditi astronominë dhe raportet e zbulimeve të pulsareve filluan të mbërrinin nga shumë observatorë radiofonikë. Pas zbulimit të një pulsari në Mjegullnajën e Gaforres, i cili u ngrit për shkak të një shpërthimi të supernovës në 1054 (ky yll ishte i dukshëm gjatë ditës, siç përmendin kinezët, arabët dhe amerikanët e veriut në analet e tyre), u bë e qartë se pulsarët janë disi lidhur me shpërthimet e supernovës.

Më shumë gjasa, sinjalet kanë ardhur nga një objekt i mbetur pas shpërthimit. U desh shumë kohë para se astrofizikanët të kuptonin se pulsarët ishin yjet neutrone që rrotulloheshin me shpejtësi që ata kishin kërkuar për kaq shumë kohë.

Mjegullnaja e Gaforres
Shpërthimi i kësaj supernova (foto më lart), që shkëlqente në qiellin e tokës më të ndritshme se Venusi dhe e dukshme edhe gjatë ditës, ndodhi në vitin 1054 sipas orëve të tokës. Pothuajse 1000 vjet është një periudhë shumë e shkurtër kohore sipas standardeve kozmike, dhe megjithatë gjatë kësaj kohe Mjegullnaja e bukur e Gaforres arriti të formohej nga mbetjet e yllit që shpërtheu. Ky imazh është një përbërje e dy fotografive: njëra prej tyre është marrë nga teleskopi optik hapësinor Hubble (hijet e kuqe), tjetra nga teleskopi me rreze X Chandra (blu). Shihet qartë se elektronet me energji të lartë që lëshojnë në rrezen X shumë shpejt humbasin energjinë e tyre, kështu që ngjyrat blu mbizotërojnë vetëm në pjesën qendrore të mjegullnajës.
Kombinimi i dy imazheve ndihmon për të kuptuar më saktë mekanizmin e funksionimit të këtij gjeneratori të mahnitshëm kozmik, duke emetuar lëkundje elektromagnetike të gamës më të gjerë të frekuencës - nga kuantet gama në valët e radios. Megjithëse shumica e yjeve neutron janë zbuluar nga emetimi i radios, ata emetojnë pjesën më të madhe të energjisë së tyre në rrezet gama dhe rrezet x. Yjet neutron lindin shumë të nxehtë, por ftohen mjaft shpejt, dhe tashmë në moshën njëmijëvjeçare ata kanë një temperaturë sipërfaqësore prej rreth 1,000,000 K. Prandaj, vetëm yjet e rinj neutron shkëlqejnë në rrezen X për shkak të rrezatimit thjesht termik.

Fizika pulsar
Një pulsar është thjesht një majë e madhe e magnetizuar që rrotullohet rreth një boshti që nuk përkon me boshtin e magnetit. Nëse asgjë nuk do të binte mbi të dhe nuk do të lëshonte asgjë, atëherë emetimi i tij radio do të kishte një frekuencë rrotulluese dhe ne nuk do ta dëgjonim kurrë në Tokë. Por fakti është se kjo majë ka një masë kolosale dhe një temperaturë të lartë sipërfaqësore, dhe fusha magnetike rrotulluese krijon një fushë të madhe elektrike, e aftë të përshpejtojë protonet dhe elektronet pothuajse me shpejtësinë e dritës. Për më tepër, të gjitha këto grimca të ngarkuara që nxitojnë rreth pulsarit janë bllokuar në fushën e tij magnetike kolosale. Dhe vetëm brenda një këndi të vogël të ngurtë rreth boshtit magnetik ata mund të çlirohen (yjet neutron kanë fushat magnetike më të forta në Univers, duke arritur 10 10 10 14 gauss, për krahasim: fusha e tokës është 1 gauss, ajo diellore 10 50 gauss ) . Janë këto rryma grimcash të ngarkuara që janë burimi i emetimit të radios nga i cili u zbuluan pulsarët, të cilët më vonë rezultuan se ishin yje neutron. Meqenëse boshti magnetik i një ylli neutron nuk përputhet domosdoshmërisht me boshtin e rrotullimit të tij, kur ylli rrotullohet, një rrymë valësh radioje përhapet nëpër hapësirë si rrezja e një feneri vezullues, duke prerë vetëm për një moment errësirën përreth.

Imazhet me rreze X të pulsarit të Mjegullnajës së Gaforres në gjendjet e tij aktive (majtas) dhe normale (djathtas)

fqinji më i afërt
Ky pulsar ndodhet vetëm 450 vite dritë nga Toka dhe është një sistem binar i një ylli neutron dhe një xhuxhi i bardhë me një periudhë orbitale prej 5.5 ditësh. Rrezatimi i butë me rreze X i marrë nga sateliti ROSAT emetohet nga mbulesat polare të akullit PSR J0437-4715, të cilat nxehen në dy milionë gradë. Gjatë rrotullimit të tij të shpejtë (periudha e këtij pulsari është 5,75 milisekonda), ai kthehet në drejtim të Tokës me njërin ose tjetrin poli magnetik, si rezultat, intensiteti i fluksit të rrezeve gama ndryshon me 33%. Objekti i ndritshëm pranë pulsarit të vogël është një galaktikë e largët që, për disa arsye, shkëlqen në mënyrë aktive në rajonin e rrezeve X të spektrit.

Graviteti i Plotfuqishëm

Sipas teorisë moderne evolucionare, yjet masivë përfundojnë jetën e tyre në një shpërthim kolosal, duke i kthyer shumicën e tyre në një mjegullnajë gazi në zgjerim. Si rezultat, ajo që mbetet nga një gjigant shumë herë më i madh se Dielli ynë në madhësi dhe masë është një objekt i nxehtë i dendur rreth 20 km në madhësi, me një atmosferë të hollë (me hidrogjen dhe jone më të rënda) dhe një fushë gravitacionale 100 miliardë herë më e madhe se atë të Tokës. U quajt një yll neutron, duke besuar se përbëhet kryesisht nga neutrone. Lënda e yllit neutron është forma më e dendur e materies (një lugë çaji me një superbërthamë të tillë peshon rreth një miliard ton). Periudha shumë e shkurtër e sinjaleve të emetuara nga pulsarët ishte argumenti i parë dhe më i rëndësishëm në favor të faktit se këta janë yje neutron, që posedojnë një fushë të madhe magnetike dhe që rrotullohen me shpejtësi marramendëse. Vetëm objektet e dendura dhe kompakte (vetëm disa dhjetëra kilometra në madhësi) me një fushë të fuqishme gravitacionale mund t'i rezistojnë një shpejtësie të tillë rrotullimi pa u bërë copa për shkak të forcave inerciale centrifugale.

Një yll neutron përbëhet nga një lëng neutron i përzier me protone dhe elektrone. "Lëngu bërthamor", i cili i ngjan shumë substancës së bërthamave atomike, është 1014 herë më i dendur se uji i zakonshëm. Ky ndryshim i madh është i kuptueshëm, pasi atomet përbëhen kryesisht nga hapësira boshe, në të cilën elektronet e lehta fluturojnë rreth një bërthame të vogël dhe të rëndë. Bërthama përmban pothuajse të gjithë masën, pasi protonet dhe neutronet janë 2000 herë më të rënda se elektronet. Forcat ekstreme të krijuara nga formimi i një ylli neutron i shtypin atomet aq shumë sa që elektronet e shtrydhura në bërthama bashkohen me protonet për të formuar neutrone. Në këtë mënyrë, lind një yll, i përbërë pothuajse tërësisht nga neutrone. Lëngu bërthamor super i dendur, nëse sillet në Tokë, do të shpërthejë si një bombë bërthamore, por në një yll neutron është i qëndrueshëm për shkak të presionit të madh gravitacional. Megjithatë, në shtresat e jashtme të një ylli neutron (si, në të vërtetë, i të gjithë yjeve), presioni dhe temperatura bien, duke formuar një kore të fortë rreth një kilometër të trashë. Besohet se përbëhet kryesisht nga bërthama hekuri.

Blic
Shpërthimi kolosal i rrezeve X të 5 marsit 1979, rezulton, ndodhi shumë përtej galaktikës sonë, në Renë e Madhe të Magelanit, një satelit i Rrugës sonë të Qumështit, i vendosur në një distancë prej 180 mijë vjet dritë nga Toka. Përpunimi i përbashkët i shpërthimit të rrezeve gama më 5 mars, i regjistruar nga shtatë anije kozmike, bëri të mundur përcaktimin mjaft të saktë të pozicionit të këtij objekti dhe fakti që ai ndodhet pikërisht në Renë e Magelanit është sot praktikisht i padyshimtë.

Ngjarja që ndodhi në këtë yll të largët 180 mijë vjet më parë është e vështirë të imagjinohet, por ajo u ndez atëherë si 10 supernova, më shumë se 10 herë më shumë se shkëlqimi i të gjithë yjeve në galaktikën tonë. Pika e ndritshme në krye të figurës është një pulsar i njohur dhe i mirënjohur prej kohësh SGR, dhe skica e parregullt është pozicioni më i mundshëm i objektit që u ndez më 5 mars 1979.

Origjina e yllit neutron
Një shpërthim supernova është thjesht kalimi i një pjese të energjisë gravitacionale në nxehtësi. Kur një ylli i vjetër i mbaron karburanti dhe reaksioni termonuklear nuk mund ta ngrohë më brendësinë e tij në temperaturën e kërkuar, ndodh një kolaps i resë së gazit në qendrën e saj të gravitetit. Energjia e çliruar në këtë proces shpërndan shtresat e jashtme të yllit në të gjitha drejtimet, duke formuar një mjegullnajë në zgjerim. Nëse ylli është i vogël, si Dielli ynë, atëherë ndodh një shpërthim dhe formohet një xhuxh i bardhë. Nëse masa e yllit është më shumë se 10 herë ajo e Diellit, atëherë një kolaps i tillë çon në një shpërthim supernova dhe formohet një yll i zakonshëm neutron. Nëse një supernova shpërthen në vendin e një ylli shumë të madh, me masë 20 x 40 diellore, dhe formohet një yll neutron me masë më shumë se tre diellore, atëherë procesi i ngjeshjes gravitacionale bëhet i pakthyeshëm dhe një vrimë e zezë bëhet formuar.

Struktura e brendshme
Korja e ngurtë e shtresave të jashtme të një ylli neutron përbëhet nga bërthama të rënda atomike të rregulluara në një rrjetë kubike, me elektrone që fluturojnë lirshëm ndërmjet tyre, gjë që të kujton metalet tokësore, por vetëm shumë më të dendura.

Pyetje e hapur

Edhe pse yjet neutron janë studiuar intensivisht për rreth tre dekada, struktura e tyre e brendshme nuk dihet me siguri. Për më tepër, nuk ka asnjë siguri të fortë se ato me të vërtetë përbëhen kryesisht nga neutrone. Ndërsa lëvizni më thellë në yll, presioni dhe dendësia rriten dhe materia mund të kompresohet aq shumë sa të ndahet në kuarke - blloqet ndërtuese të protoneve dhe neutroneve. Sipas kromodinamikës moderne kuantike, kuarkët nuk mund të ekzistojnë në gjendje të lirë, por kombinohen në "tre" dhe "dy" të pandashëm. Por ndoshta, në kufirin e bërthamës së brendshme të një ylli neutron, situata ndryshon dhe kuarkët dalin nga kufizimi i tyre. Për të kuptuar më tej natyrën e një ylli neutron dhe lëndës ekzotike të kuarkut, astronomët duhet të përcaktojnë marrëdhënien midis masës së yllit dhe rrezes së tij (dendësia mesatare). Duke studiuar yjet neutron me satelitë, është e mundur të matet masa e tyre mjaft saktë, por përcaktimi i diametrit të tyre është shumë më i vështirë. Kohët e fundit, shkencëtarët që përdorin satelitin me rreze X XMM-Newton kanë gjetur një mënyrë për të vlerësuar densitetin e yjeve neutron bazuar në zhvendosjen gravitacionale të kuqe. Një tjetër gjë e pazakontë në lidhje me yjet neutron është se ndërsa masa e yllit zvogëlohet, rrezja e tij rritet; si rezultat, yjet neutron më masivë kanë madhësinë më të vogël.

Dritare e zezë
Shpërthimi i një supernova shpesh i jep një shpejtësi të konsiderueshme një pulsari të porsalindur. Një yll i tillë fluturues me një fushë të mirë magnetike të vetin shqetëson shumë hapësirën ndëryjore që mbush gazin jonizues. Formohet një lloj valë goditëse, e cila shkon përpara yllit dhe devijon në një kon të gjerë pas tij. Imazhi i kombinuar optik (pjesa blu-jeshile) dhe rreze X (hijet e kuqe) tregon se këtu nuk kemi të bëjmë vetëm me një re gazi të ndritshme, por me një rrymë të madhe grimcash elementare të emetuara nga ky pulsar milisekonda. Shpejtësia lineare e Vejushës së Zezë është 1 milion km/h, ajo rrotullohet rreth boshtit të saj për 1.6 ms, tashmë është rreth një miliard vjet e vjetër dhe ka një yll shoqërues që rrotullohet rreth vejushës me një periudhë prej 9.2 orësh. Pulsari B1957+20 mori emrin e tij për arsyen e thjeshtë se rrezatimi i tij i fuqishëm thjesht djeg fqinjin e tij, duke bërë që gazi që e formon atë të "valojë" dhe të avullojë. Fshikëza e kuqe në formë puro pas pulsarit është pjesa e hapësirës ku elektronet dhe protonet e emetuara nga ylli neutron lëshojnë rreze të buta gama.

Rezultati i modelimit kompjuterik bën të mundur që shumë qartë, në prerje tërthore, të paraqiten proceset që ndodhin pranë një pulsari fluturues të shpejtë. Rrezet që ndryshojnë nga një pikë e ndritshme janë një imazh konvencional i rrjedhës së energjisë rrezatuese, si dhe rrjedhës së grimcave dhe antigrimcave që burojnë nga një yll neutron. Skica e kuqe në kufirin e hapësirës së zezë rreth yllit neutron dhe reve të kuqe të ndezura të plazmës është vendi ku rryma e grimcave relativiste që fluturojnë pothuajse me shpejtësinë e dritës takohet me gazin ndëryjor të ngjeshur nga vala goditëse. Duke frenuar ashpër, grimcat lëshojnë rreze X dhe, pasi kanë humbur pjesën më të madhe të energjisë së tyre, nuk e ngrohin më gazin e rënë aq shumë.

Ngërçi i gjigantëve

Pulsarët konsiderohen si një nga fazat e hershme të jetës së një ylli neutron. Falë studimit të tyre, shkencëtarët mësuan për fushat magnetike, shpejtësinë e rrotullimit dhe fatin e ardhshëm të yjeve neutron. Duke monitoruar vazhdimisht sjelljen e një pulsari, mund të përcaktohet saktësisht se sa energji humbet, sa ngadalësohet dhe madje edhe kur do të pushojë së ekzistuari, pasi është ngadalësuar aq shumë sa nuk mund të lëshojë valë të fuqishme radio. Këto studime konfirmuan shumë parashikime teorike rreth yjeve neutron.

Tashmë deri në vitin 1968, u zbuluan pulsarët me një periudhë rrotullimi nga 0,033 sekonda në 2 sekonda. Periodiciteti i pulseve të radio pulsarit ruhet me saktësi të mahnitshme dhe në fillim qëndrueshmëria e këtyre sinjaleve ishte më e lartë se orët atomike të tokës. E megjithatë, me përparimin në fushën e matjes së kohës, ishte e mundur të regjistroheshin ndryshime të rregullta në periudhat e tyre për shumë pulsarë. Sigurisht, këto janë ndryshime jashtëzakonisht të vogla dhe vetëm me miliona vjet mund të presim që periudha të dyfishohet. Raporti i shpejtësisë aktuale të rrotullimit me ngadalësimin e rrotullimit është një nga mënyrat për të vlerësuar moshën e pulsarit. Pavarësisht nga stabiliteti i jashtëzakonshëm i sinjalit të radios, disa pulsarë ndonjëherë përjetojnë të ashtuquajturat "shqetësime". Në një interval kohor shumë të shkurtër (më pak se 2 minuta), shpejtësia e rrotullimit të pulsarit rritet me një sasi të konsiderueshme, dhe më pas pas njëfarë kohe kthehet në vlerën që ishte para "shqetësimit". Besohet se "shqetësimet" mund të shkaktohen nga një rirregullim i masës brenda yllit neutron. Por në çdo rast, mekanizmi i saktë është ende i panjohur.

Kështu, pulsari Vela pëson “çrregullime” të mëdha afërsisht çdo 3 vjet, dhe kjo e bën atë një objekt shumë interesant për studimin e fenomeneve të tilla.

Magnetarë

Disa yje neutron, të quajtur burime të shpërthyera të buta të rrezeve gama përsëritëse (SGR), lëshojnë shpërthime të fuqishme të rrezeve gama "të buta" në intervale të parregullta. Sasia e energjisë e emetuar nga një SGR në një shpërthim tipik që zgjat disa të dhjetat e sekondës mund të emetohet vetëm nga Dielli në një vit të tërë. Katër SGR të njohura ndodhen brenda Galaxy tonë dhe vetëm një është jashtë tij. Këto shpërthime të jashtëzakonshme energjie mund të shkaktohen nga tërmetet e yjeve - versione të fuqishme të tërmeteve kur sipërfaqja e ngurtë e yjeve neutron shkëputet dhe rrjedhat e fuqishme të protoneve shpërthejnë nga thellësitë e tyre, të cilat, të mbërthyera në një fushë magnetike, lëshojnë rrezatim gama dhe rreze X. . Yjet neutron u identifikuan si burime të shpërthimeve të fuqishme të rrezeve gama pas shpërthimit të madh të rrezeve gama më 5 mars 1979, që lëshoi aq energji në sekondën e parë sa Dielli lëshon në 1000 vjet. Vëzhgimet e fundit të një prej yjeve neutron më aktivë aktualisht duket se mbështesin teorinë se shpërthimet e parregullta, të fuqishme të rrezatimit gama dhe rreze-X shkaktohen nga yjet.

Në vitin 1998, SGR-ja e famshme u zgjua papritur nga “përgjumi” i saj, i cili nuk kishte shfaqur asnjë shenjë aktiviteti për 20 vjet dhe shpërndau pothuajse aq energji sa shpërthimi i rrezeve gama të 5 marsit 1979. Ajo që i goditi më shumë studiuesit kur vëzhguan këtë ngjarje ishte ngadalësimi i mprehtë i shpejtësisë së rrotullimit të yllit, duke treguar shkatërrimin e tij. Për të shpjeguar ndezjet e fuqishme të rrezeve gama dhe rrezeve X, u propozua një model ylli magnetar-neutron me një fushë magnetike super të fortë. Nëse një yll neutron lind duke u rrotulluar shumë shpejt, atëherë ndikimi i kombinuar i rrotullimit dhe konvekcionit, i cili luan një rol të rëndësishëm në sekondat e para të jetës së yllit neutron, mund të krijojë një fushë magnetike të madhe përmes një procesi kompleks të njohur si "aktiv. dinamo" (në të njëjtën mënyrë si krijohet fusha brenda Tokës dhe Diellit). Teoricienët u mahnitën kur zbuluan se një dinamo e tillë, që vepron në një yll neutron të nxehtë dhe të porsalindur, mund të krijojë një fushë magnetike 10,000 herë më të fortë se fusha normale e pulsarëve. Kur ylli ftohet (pas 10 ose 20 sekondash), konvekcioni dhe veprimi i dinamos ndalojnë, por kjo kohë është e mjaftueshme që të lindë fusha e nevojshme.

Fusha magnetike e një topi rrotullues përçues elektrik mund të jetë e paqëndrueshme, dhe një ristrukturim i mprehtë i strukturës së tij mund të shoqërohet me lëshimin e sasive kolosale të energjisë (një shembull i qartë i një paqëndrueshmërie të tillë është transferimi periodik i poleve magnetike të Tokës). Gjëra të ngjashme ndodhin në Diell, në ngjarjet shpërthyese të quajtura "shpërthime diellore". Në një magnetar, energjia magnetike e disponueshme është e madhe, dhe kjo energji është mjaft e mjaftueshme për të fuqizuar shpërthime të tilla gjigante si 5 mars 1979 dhe 27 gusht 1998. Ngjarje të tilla shkaktojnë në mënyrë të pashmangshme përçarje të thellë dhe ndryshime në strukturën e jo vetëm rrymave elektrike në vëllimin e yllit neutron, por edhe kores së tij të ngurtë. Një tjetër lloj objekti misterioz që lëshon rrezatim të fuqishëm me rreze X gjatë shpërthimeve periodike është i ashtuquajturi pulsar anomal me rreze X AXP. Ata ndryshojnë nga pulsarët e zakonshëm me rreze X në atë që lëshojnë vetëm në rrezen X. Shkencëtarët besojnë se SGR dhe AXP janë faza të jetës së të njëjtës klasë objektesh, përkatësisht magnetarëve ose yjeve neutron, të cilët lëshojnë rreze të buta gama duke tërhequr energji nga një fushë magnetike. Dhe megjithëse magnetarët sot mbeten ide e teoricienëve dhe nuk ka të dhëna të mjaftueshme që konfirmojnë ekzistencën e tyre, astronomët janë duke kërkuar me këmbëngulje për provat e nevojshme.

Kandidatët Magnetar
Astronomët e kanë studiuar tashmë galaktikën tonë të shtëpisë, Rrugën e Qumështit, aq tërësisht sa nuk u kushton asgjë për të përshkruar pamjen e saj anësore, duke treguar pozicionin e yjeve më të shquar të neutroneve.

Shkencëtarët besojnë se AXP dhe SGR janë thjesht dy faza në jetën e të njëjtit yll neutron magnetik gjigant. Për 10,000 vitet e para, magnetari është një pulsar SGR, i dukshëm në dritën e zakonshme dhe që prodhon shpërthime të përsëritura të rrezatimit të butë me rreze X, dhe për miliona vitet e ardhshme, si një pulsar anomal AXP, zhduket nga diapazoni i dukshëm dhe fryhet. vetëm në rreze X.

Magneti më i fortë
Analiza e të dhënave të marra nga sateliti RXTE (Rossi X-ray Timeming Explorer, NASA) gjatë vëzhgimeve të pulsarit të pazakontë SGR 1806-20 tregoi se ky burim është magneti më i fuqishëm i njohur deri më sot në Univers. Madhësia e fushës së saj u përcaktua jo vetëm në bazë të të dhënave indirekte (nga ngadalësimi i pulsarit), por edhe pothuajse drejtpërdrejt nga matja e frekuencës së rrotullimit të protoneve në fushën magnetike të yllit neutron. Fusha magnetike pranë sipërfaqes së këtij magnetari arrin 10 15 gauss. Nëse do të ishte, për shembull, në orbitën e Hënës, të gjitha mjetet e ruajtjes magnetike në Tokën tonë do të demagnetizoheshin. E vërtetë, duke marrë parasysh faktin se masa e tij është afërsisht e barabartë me atë të Diellit, kjo nuk do të kishte më rëndësi, pasi edhe nëse Toka nuk do të kishte rënë mbi këtë yll neutron, ajo do të ishte rrotulluar rreth tij si e çmendur, duke bërë një revolucion i plotë në vetëm një orë.

Dinamo aktive
Të gjithë e dimë se energjia pëlqen të ndryshojë nga një formë në tjetrën. Energjia elektrike shndërrohet lehtësisht në nxehtësi, dhe energjia kinetike në energji potenciale. Rrjedhat e mëdha konvektive të magmës, plazmës ose lëndës bërthamore përçuese elektrike, rezulton, gjithashtu mund ta shndërrojnë energjinë e tyre kinetike në diçka të pazakontë, për shembull, në një fushë magnetike. Lëvizja e masave të mëdha në një yll rrotullues në prani të një fushe të vogël magnetike fillestare mund të çojë në rryma elektrike që krijojnë një fushë në të njëjtin drejtim si ajo origjinale. Si rezultat, fillon një rritje në formë orteku në fushën magnetike të një objekti rrotullues që përcjell rrymë. Sa më e madhe të jetë fusha, aq më të mëdha janë rrymat, aq më të mëdha janë rrymat, aq më e madhe është fusha dhe e gjithë kjo është për shkak të rrjedhave banale konvektive, për faktin se një substancë e nxehtë është më e lehtë se ajo e ftohtë, dhe për këtë arsye noton lart.

Lagje e trazuar

Observatori i famshëm hapësinor Chandra ka zbuluar qindra objekte (duke përfshirë në galaktika të tjera), duke treguar se jo të gjithë yjet neutron janë të destinuar të bëjnë një jetë të vetmuar. Objekte të tilla lindin në sisteme binare që i mbijetuan shpërthimit të supernovës që krijoi yllin neutron. Dhe ndonjëherë ndodh që yjet e vetme neutron në rajone të dendura yjore si grupimet globulare kapin një shoqërues. Në këtë rast, ylli neutron do të "vjedhë" materien nga fqinji i tij. Dhe në varësi të masës së yllit për ta shoqëruar atë, kjo "vjedhje" do të shkaktojë pasoja të ndryshme. Gazi që rrjedh nga një shoqërues me një masë më të vogël se ajo e Diellit tonë në një "thërrim" të tillë si një yll neutron nuk mund të bjerë menjëherë për shkak të momentit të tij këndor që është shumë i madh, kështu që krijon një të ashtuquajtur disk grumbullimi rreth tij nga çështje "e vjedhur". Fërkimi ndërsa mbështillet rreth yllit neutron dhe ngjeshja në fushën gravitacionale e ngroh gazin në miliona gradë dhe ai fillon të lëshojë rreze X. Një tjetër fenomen interesant i lidhur me yjet neutrone që kanë një shoqërues me masë të ulët janë shpërthimet me rreze X. Ato zakonisht zgjasin nga disa sekonda deri në disa minuta dhe në maksimum i japin yllit një shkëlqim pothuajse 100 mijë herë më të madh se shkëlqimi i Diellit.

Këto shpërthime shpjegohen me faktin se kur hidrogjeni dhe heliumi transferohen në yllin neutron nga shoqëruesi, ato formojnë një shtresë të dendur. Gradualisht, kjo shtresë bëhet aq e dendur dhe e nxehtë sa fillon një reaksion i shkrirjes termonukleare dhe lëshohet një sasi e madhe energjie. Për sa i përket fuqisë, kjo është e barabartë me shpërthimin e të gjithë arsenalit bërthamor të tokësorëve në çdo centimetër katror të sipërfaqes së një ylli neutron brenda një minute. Një pamje krejtësisht e ndryshme vërehet nëse ylli neutron ka një shoqërues masiv. Ylli gjigant humbet materien në formën e erës yjore (një rrymë gazi jonizues që del nga sipërfaqja e tij), dhe graviteti i madh i yllit neutron kap një pjesë të kësaj materie. Por këtu fusha magnetike vjen në vetvete, duke bërë që lënda në rënie të rrjedhë përgjatë vijave të forcës drejt poleve magnetike.

Kjo do të thotë që rrezatimi me rreze X gjenerohet kryesisht në pikat e nxehta në pole, dhe nëse boshti magnetik dhe boshti i rrotullimit të yllit nuk përkojnë, atëherë shkëlqimi i yllit rezulton të jetë i ndryshueshëm - është gjithashtu një pulsar. , por vetëm një me rreze X. Yjet neutron në pulsarët me rreze X kanë yje gjigantë të shndritshëm si shoqërues. Në shpërthyes, shokët e yjeve neutron janë yje të zbehtë, me masë të ulët. Mosha e gjigantëve të ndritshëm nuk i kalon disa dhjetëra miliona vjet, ndërsa mosha e yjeve xhuxhë të zbehtë mund të jetë miliarda vjeç, pasi të parët konsumojnë karburantin e tyre bërthamor shumë më shpejt se të dytët. Nga kjo rrjedh se shpërthyesit janë sisteme të vjetra në të cilat fusha magnetike është dobësuar me kalimin e kohës, dhe pulsarët janë relativisht të rinj, dhe për këtë arsye fushat magnetike në to janë më të forta. Ndoshta shpërthyesit kanë pulsuar në një moment në të kaluarën, por pulsarët ende nuk kanë shpërthyer në të ardhmen.

Pulsarët me periudha më të shkurtra (më pak se 30 milisekonda) - të ashtuquajturat pulsare milisekonda - janë gjithashtu të lidhur me sistemet binare. Pavarësisht rrotullimit të tyre të shpejtë, ata rezultojnë të jenë jo më të rinjtë, siç pritej, por më të moshuarit.

Ato lindin nga sistemet binare ku një yll neutron i vjetër, ngadalë që rrotullohet, fillon të thithë lëndën nga shoqëruesi i tij gjithashtu i vjetër (zakonisht një gjigant i kuq). Ndërsa lënda bie në sipërfaqen e një ylli neutron, ajo transferon energji rrotulluese tek ai, duke e bërë atë të rrotullohet më shpejt dhe më shpejt. Kjo ndodh derisa shoqëruesi i yllit neutron, pothuajse i çliruar nga masa e tepërt, bëhet një xhuxh i bardhë dhe pulsari vjen në jetë dhe fillon të rrotullohet me një shpejtësi prej qindra rrotullimesh në sekondë. Megjithatë, kohët e fundit astronomët zbuluan një sistem shumë të pazakontë, ku shoqëruesi i një pulsari milisekonda nuk është një xhuxh i bardhë, por një yll gjigant i kuq i fryrë. Shkencëtarët besojnë se ata po vëzhgojnë këtë sistem binar pikërisht në fazën e "çlirimit" të yllit të kuq nga pesha e tepërt dhe shndërrimit në një xhuxh të bardhë. Nëse kjo hipotezë është e pasaktë, atëherë ylli shoqërues mund të jetë një yll i zakonshëm i grumbullimit globular i kapur aksidentalisht nga një pulsar. Pothuajse të gjithë yjet neutrone që njihen aktualisht gjenden ose në binarët me rreze X ose si pulsarë të vetëm.

Dhe kohët e fundit, Hubble vuri re në dritën e dukshme një yll neutron, i cili nuk është një komponent i një sistemi binar dhe nuk pulson në rrezet X dhe rrezet e radios. Kjo ofron një mundësi unike për të përcaktuar me saktësi madhësinë e saj dhe për të bërë rregullime në idetë rreth përbërjes dhe strukturës së kësaj klase të çuditshme yjesh të djegur, të ngjeshur gravitacionalisht. Ky yll u zbulua fillimisht si një burim i rrezeve X dhe lëshon në këtë varg jo sepse mbledh gaz hidrogjeni ndërsa lëviz nëpër hapësirë, por sepse është ende i ri. Mund të jetë mbetje e një prej yjeve në sistemin binar. Si rezultat i një shpërthimi supernova, ky sistem binar u shemb dhe ish-fqinjët filluan një udhëtim të pavarur nëpër Univers.

Ngrënësi i yjeve të bebeve
Ashtu si gurët bien në tokë, ashtu edhe një yll i madh, duke lëshuar pjesë të masës së tij, gradualisht lëviz në një fqinj të vogël dhe të largët, i cili ka një fushë të madhe gravitacionale pranë sipërfaqes së tij. Nëse yjet nuk do të rrotulloheshin rreth një qendre të përbashkët graviteti, atëherë rryma e gazit thjesht mund të rrjedhë, si një rrjedhë uji nga një turi, në një yll të vogël neutron. Por meqenëse yjet rrotullohen në një rreth, lënda në rënie duhet të humbasë pjesën më të madhe të momentit të saj këndor përpara se të arrijë në sipërfaqe. Dhe këtu, fërkimi i ndërsjellë i grimcave që lëvizin përgjatë trajektoreve të ndryshme dhe ndërveprimi i plazmës së jonizuar që formon diskun e grumbullimit me fushën magnetike të pulsarit, ndihmojnë që procesi i rënies së materies të përfundojë me sukses me një ndikim në sipërfaqen e yllit neutron në rajoni i poleve të tij magnetike.

E zgjidhur gjëegjëzën 4U2127
Ky yll ka mashtruar astronomët për më shumë se 10 vjet, duke treguar ndryshueshmëri të çuditshme të ngadaltë në parametrat e tij dhe duke u ndezur ndryshe çdo herë. Vetëm kërkimet e fundit nga observatori hapësinor Chandra kanë bërë të mundur zbardhjen e sjelljes misterioze të këtij objekti. Doli se këta nuk ishin një, por dy yje neutron. Për më tepër, të dy kanë shokë: një yll është i ngjashëm me Diellin tonë, tjetri është si një fqinj i vogël blu. Hapësinor, këto palë yje janë të ndara nga një distancë mjaft e madhe dhe jetojnë një jetë të pavarur. Por në sferën yjore ato janë projektuar pothuajse në të njëjtën pikë, kjo është arsyeja pse ata konsideroheshin një objekt për kaq shumë kohë. Këta katër yje janë të vendosur në grupin globular M15 në një distancë prej 34 mijë vjet dritë.

Pyetje e hapur

Në total, astronomët kanë zbuluar rreth 1200 yje neutron deri më sot. Prej tyre, më shumë se 1000 janë radio pulsarë, dhe pjesa tjetër janë thjesht burime të rrezeve X. Gjatë viteve të kërkimit, shkencëtarët kanë arritur në përfundimin se yjet neutron janë origjinalë të vërtetë. Disa janë shumë të shndritshëm dhe të qetë, të tjerët ndizen periodikisht dhe ndryshojnë me tërmete yjesh, dhe të tjerët ekzistojnë në sistemet binare. Këta yje janë ndër objektet astronomike më misterioze dhe të pakapshme, duke kombinuar fushat më të forta gravitacionale dhe magnetike dhe dendësitë dhe energjitë ekstreme. Dhe çdo zbulim i ri nga jeta e tyre e turbullt u jep shkencëtarëve informacion unik të nevojshëm për të kuptuar natyrën e Materies dhe evolucionin e Universit.

Standard universal
Është shumë e vështirë të dërgosh diçka jashtë sistemit diellor, kështu që së bashku me anijen kozmike Pioneer 10 dhe 11 që u drejtuan atje 30 vjet më parë, tokësorët u dërguan mesazhe edhe vëllezërve të tyre në mendje. Të vizatosh diçka që do të jetë e kuptueshme për mendjen jashtëtokësore nuk është një detyrë e lehtë, për më tepër, ishte e nevojshme të tregohej edhe adresa e kthimit dhe data e dërgimit të letrës... Sa qartë që artistët ishin në gjendje t'i bënin të gjitha këto, është e vështirë. që një person të kuptojë, por vetë ideja e përdorimit të radio pulsarëve për të treguar vendin dhe kohën e dërgimit të mesazhit është e shkëlqyer. Rrezet e ndërprera me gjatësi të ndryshme që dalin nga një pikë që simbolizon Diellin tregojnë drejtimin dhe distancën me pulsarët më të afërt me Tokën, dhe ndërprerja e linjës nuk është gjë tjetër veçse një përcaktim binar i periudhës së tyre të revolucionit. Rrezja më e gjatë tregon në qendër të Rrugës së Qumështit tonë Galaxy. Frekuenca e sinjalit radio të emetuar nga një atom hidrogjeni kur orientimi i ndërsjellë i rrotullimeve (drejtimi i rrotullimit) të protonit dhe elektronit ndryshon, merret si njësi e kohës në mesazh.

21 cm i famshëm ose 1420 MHz duhet të jetë i njohur për të gjitha qeniet inteligjente në Univers. Duke përdorur këto pika referimi, duke treguar "fenerët e radios" të Universit, do të jetë e mundur të gjenden toka edhe pas shumë miliona vitesh dhe duke krahasuar frekuencën e regjistruar të pulsarëve me atë aktual, do të jetë e mundur të vlerësohet se kur këto burrë e grua bekuan fluturimin e anijes së parë kozmike që u largua nga sistemi diellor.

Nikolai Andreev

Substanca e një objekti të tillë është disa herë më e lartë se dendësia e bërthamës atomike (e cila për bërthamat e rënda është mesatarisht 2,8⋅10 17 kg/m³). Kompresimi i mëtejshëm gravitacional i yllit neutron parandalohet nga presioni i lëndës bërthamore që lind për shkak të ndërveprimit të neutroneve.

Shumë yje neutron kanë shpejtësi rrotullimi jashtëzakonisht të larta, deri në disa qindra rrotullime në sekondë. Yjet neutron lindin nga shpërthimet e supernovës.

Informacion i pergjithshem

Ndër yjet neutron me masa të matura në mënyrë të besueshme, shumica bien në rangun prej 1.3 deri në 1.5 masa diellore, që është afër kufirit Chandrasekhar. Teorikisht, yjet neutron me masa nga 0.1 deri në rreth 2.16 masa diellore janë të pranueshme. Yjet më masivë neutron të njohur janë Vela X-1 (ka një masë prej të paktën 1,88±0,13 masa diellore në nivelin 1σ, që korrespondon me një nivel të rëndësisë prej α≈34%), PSR J1614–2230 en (me një masë vlerësimi prej 1. 97±0.04 solar), dhe PSR J0348+0432 en (me një vlerësim masiv prej 2.01±0.04 solar). Graviteti në yjet neutron balancohet nga presioni i gazit të degjeneruar neutron, vlera maksimale e masës së një ylli neutron përcaktohet nga kufiri Oppenheimer-Volkoff, vlera numerike e të cilit varet nga ekuacioni (ende pak i njohur) i gjendjes. e materies në thelbin e yllit. Ka premisa teorike që me një rritje edhe më të madhe të densitetit, degjenerimi i yjeve neutron në yje kuarke është i mundur.

Deri në vitin 2015, ishin zbuluar më shumë se 2500 yje neutron. Rreth 90% e tyre janë beqarë. Në total, 10 8 -10 9 yje neutron mund të ekzistojnë në galaktikën tonë, domethënë rreth një për mijë yje të zakonshëm. Yjet neutron karakterizohen nga shpejtësia e madhe (zakonisht qindra km/s). Si rezultat i grumbullimit të materies së reve, një yll neutron në këtë situatë mund të jetë i dukshëm nga Toka në vargje të ndryshme spektrale, duke përfshirë atë optik, i cili përbën rreth 0.003% të energjisë së emetuar (që korrespondon me magnitudën 10).

Struktura

Një yll neutron ka pesë shtresa: atmosferë, kore e jashtme, kore e brendshme, bërthama e jashtme dhe bërthama e brendshme.

Atmosfera e një ylli neutron është një shtresë shumë e hollë plazme (nga dhjetëra centimetra për yjet e nxehtë në milimetra për ata të ftohtë), në të cilën formohet rrezatimi termik i një ylli neutron.

Korja e jashtme përbëhet nga jone dhe elektrone, trashësia e saj arrin disa qindra metra. Shtresa e hollë (jo më shumë se disa metra) afër sipërfaqes së një ylli të nxehtë neutron përmban gaz elektronik jo të degjeneruar, shtresat më të thella përmbajnë gaz elektron të degjeneruar dhe me rritjen e thellësisë bëhet relativist dhe ultra-relativist.

Korja e brendshme përbëhet nga elektrone, neutrone të lira dhe bërthama atomike të pasura me neutron. Me rritjen e thellësisë, përqindja e neutroneve të lira rritet dhe ajo e bërthamave atomike zvogëlohet. Trashësia e kores së brendshme mund të arrijë disa kilometra.

Bërthama e jashtme përbëhet nga neutrone me një përzierje të vogël (disa përqind) të protoneve dhe elektroneve. Në yjet neutron me masë të ulët, bërthama e jashtme mund të shtrihet në qendër të yllit.

Yjet masivë neutron kanë gjithashtu një bërthamë të brendshme. Rrezja e saj mund të arrijë disa kilometra, dendësia në qendër të bërthamës mund të tejkalojë densitetin e bërthamave atomike me 10-15 herë. Përbërja dhe ekuacioni i gjendjes së bërthamës së brendshme nuk dihet në mënyrë të besueshme: ka disa hipoteza, tre më të mundshmet prej të cilave janë 1) një bërthamë kuarku, në të cilën neutronet ndahen në kuarkët e tyre përbërës lart e poshtë; 2) një bërthamë hiperonike barjonesh duke përfshirë kuarkë të çuditshëm; dhe 3) një bërthamë kaonike e përbërë nga mesone me dy kuarkë, duke përfshirë (anti)kuarkë të çuditshëm. Megjithatë, aktualisht është e pamundur të konfirmohet ose të përgënjeshtrohet ndonjë nga këto hipoteza.

Një neutron i lirë, në kushte normale, duke mos qenë pjesë e bërthamës atomike, zakonisht ka një jetëgjatësi prej rreth 880 sekonda, por ndikimi gravitacional i një ylli neutron nuk e lejon neutronin të kalbet, kështu që yjet neutron janë ndër objektet më të qëndrueshme. në Univers. [ ]

Ftohja e yjeve neutron

Në momentin e lindjes së një ylli neutron (si rezultat i një shpërthimi të supernovës), temperatura e tij është shumë e lartë - rreth 10 11 K (d.m.th., 4 rend magnitudë më e lartë se temperatura në qendër të Diellit), por ai bie shumë shpejt për shkak të ftohjes së neutrinos. Në vetëm pak minuta, temperatura bie nga 10 11 në 10 9 K, në një muaj - në 10 8 K. Pastaj shkëlqimi i neutrinos zvogëlohet ndjeshëm (kjo varet shumë nga temperatura), dhe ftohja ndodh shumë më ngadalë për shkak të fotonit rrezatimi (termik) nga sipërfaqja. Temperatura e sipërfaqes së yjeve të njohur neutron për të cilët ka qenë e mundur të matet është në rendin e 10 5 -10 6 K (edhe pse bërthama me sa duket është shumë më e nxehtë).

Historia e zbulimit

Yjet neutron janë një nga klasat e pakta të objekteve kozmike që u parashikuan teorikisht përpara zbulimit të tyre nga vëzhguesit.

Për herë të parë, ideja e ekzistencës së yjeve me densitet të shtuar, edhe para zbulimit të neutronit të bërë nga Chadwick në fillim të shkurtit 1932, u shpreh nga shkencëtari i famshëm sovjetik Lev Landau. Kështu, në artikullin e tij "Për teorinë e yjeve", shkruar në shkurt 1931 dhe për arsye të panjohura botuar me vonesë më 29 shkurt 1932 (më shumë se një vit më vonë), ai shkruan: "Ne presim që e gjithë kjo [shkelje e ligjeve i mekanikës kuantike] duhet të shfaqet kur dendësia e materies bëhet aq e madhe sa bërthamat atomike vijnë në kontakt të ngushtë, duke formuar një bërthamë gjigante.

"Helika"

Shpejtësia e rrotullimit nuk është më e mjaftueshme për nxjerrjen e grimcave, kështu që një yll i tillë nuk mund të jetë një pulsar radio. Sidoqoftë, shpejtësia e rrotullimit është ende e lartë dhe materia që rrethon yllin neutron të kapur nga fusha magnetike nuk mund të bjerë, domethënë, grumbullimi i materies nuk ndodh. Yjet neutrone të këtij lloji praktikisht nuk kanë manifestime të vëzhgueshme dhe janë studiuar dobët.

Akrektori (pulsar me rreze X)

Shpejtësia e rrotullimit zvogëlohet aq shumë sa asgjë tani nuk e pengon lëndën të bjerë mbi një yll të tillë neutron. Duke rënë, lënda, tashmë në një gjendje plazme, lëviz përgjatë vijave të fushës magnetike dhe godet sipërfaqen e ngurtë të trupit të yllit neutron në rajonin e poleve të tij, duke u ngrohur deri në dhjetëra miliona gradë. Lënda e nxehur në temperatura kaq të larta shkëlqen me shkëlqim në rrezet X. Rajoni në të cilin ndodh përplasja e materies në rënie me sipërfaqen e trupit të yllit neutron është shumë i vogël - vetëm rreth 100 metra. Për shkak të rrotullimit të yllit, kjo pikë e nxehtë zhduket periodikisht nga pamja, kështu që vërehen pulsime të rregullta të rrezatimit me rreze X. Objekte të tilla quhen pulsare me rreze X.

Gjeorotator

Shpejtësia e rrotullimit të yjeve të tillë neutron është e ulët dhe nuk pengon grumbullimin. Por madhësia e magnetosferës është e tillë që plazma ndalohet nga fusha magnetike përpara se të kapet nga graviteti. Një mekanizëm i ngjashëm funksionon në magnetosferën e Tokës, kjo është arsyeja pse ky lloj ylli neutron mori emrin e tij.

Shënime

Dmitry Trunin. Astrofizikanët kanë sqaruar masën maksimale të yjeve neutron (i papërcaktuar) . nplus1.ru. Marrë më 18 janar 2018.
H. Quaintrell et al. Masa e yllit neutron në Vela X-1 dhe lëkundjet jo radiale të nxitura nga baticat në GP Vel // Astronomi dhe Astrofizikë. - Prill 2003. - Nr.401. - fq 313-323. - arXiv:astro-ph/0301243.
P. B. Demorest, T. Pennucci, S. M. Ransom, M. S. E. Roberts & J. W. T. Hessels. Një yll neutron me dy masë diellore i matur duke përdorur vonesën Shapiro (anglisht) // Natyra. - 2010. - Vëll. 467. - F. 1081-1083.

Shumë yje neutron kanë shpejtësi rrotullimi jashtëzakonisht të larta, deri në disa qindra rrotullime në sekondë. Yjet neutron lindin nga shpërthimet e supernovës.

Informacion i pergjithshem

Struktura

Një yll neutron ka pesë shtresa: atmosferë, kore e jashtme, kore e brendshme, bërthama e jashtme dhe bërthama e brendshme.

Ftohja e yjeve neutron

Historia e zbulimit

Yjet neutron janë një nga klasat e pakta të objekteve kozmike që u parashikuan teorikisht përpara zbulimit të tyre nga vëzhguesit.

"Helika"

Akrektori (pulsar me rreze X)

Gjeorotator

Shënime

Dmitry Trunin. Astrofizikanët kanë sqaruar masën maksimale të yjeve neutron (i papërcaktuar) . nplus1.ru. Marrë më 18 janar 2018.
H. Quaintrell et al. Masa e yllit neutron në Vela X-1 dhe lëkundjet jo radiale të nxitura nga baticat në GP Vel // Astronomi dhe Astrofizikë. - Prill 2003. - Nr.401. - fq 313-323. - arXiv:astro-ph/0301243.
P. B. Demorest, T. Pennucci, S. M. Ransom, M. S. E. Roberts & J. W. T. Hessels. Një yll neutron me dy masë diellore i matur duke përdorur vonesën Shapiro (anglisht) // Natyra. - 2010. - Vëll. 467. - F. 1081-1083.

MOSKË, 28 gusht - RIA Novosti. Shkencëtarët kanë zbuluar një yll neutron rekord të rëndë me masën dyfishin e Diellit, duke i detyruar ata të rishqyrtojnë një sërë teorish, në veçanti teorinë se mund të ketë kuarke "të lirë" brenda materies super të dendur të yjeve neutron. një punim i botuar të enjten në revistën Nature.

Një yll neutron është "kufoma" e një ylli të lënë pas një shpërthimi supernova. Madhësia e tij nuk e kalon madhësinë e një qyteti të vogël, por dendësia e materies është 10-15 herë më e lartë se dendësia e një bërthame atomike - një "majë" e materies së një ylli neutron peshon më shumë se 500 milion ton.

Graviteti "shtyp" elektronet në protone, duke i kthyer ato në neutrone, kjo është arsyeja pse yjet neutron marrin emrin e tyre. Deri kohët e fundit, shkencëtarët besonin se masa e një ylli neutron nuk mund të kalonte dy masa diellore, pasi përndryshe graviteti do të "shembet" yllin në një vrimë të zezë. Gjendja e brendshme e yjeve neutron është kryesisht një mister. Për shembull, diskutohet prania e kuarkeve "të lirë" dhe grimcave të tilla elementare si K-mezonet dhe hiperonet në rajonet qendrore të një ylli neutron.

Autorët e studimit, një grup shkencëtarësh amerikanë të udhëhequr nga Paul Demorest nga Observatori Kombëtar i Radios, studiuan yllin e dyfishtë J1614-2230, tre mijë vjet dritë nga Toka, njëri prej përbërësve të të cilit është një yll neutron dhe tjetri një xhuxh i bardhë. .

Në këtë rast, një yll neutron është një pulsar, domethënë një yll që lëshon flukse të emetimit të radios të drejtuara ngushtë; si rezultat i rrotullimit të yllit, fluksi i rrezatimit mund të zbulohet nga sipërfaqja e Tokës duke përdorur teleskopë radio. në intervale të ndryshme kohore.

Xhuxhi i bardhë dhe ylli neutron rrotullohen në lidhje me njëri-tjetrin. Sidoqoftë, shpejtësia e kalimit të një sinjali radio nga qendra e një ylli neutron ndikohet nga graviteti i xhuxhit të bardhë; ai e "ngadalëson" atë. Shkencëtarët, duke matur kohën e mbërritjes së sinjaleve radio në Tokë, mund të përcaktojnë me saktësi masën e objektit "përgjegjës" për vonesën e sinjalit.

"Ne jemi shumë me fat me këtë sistem. Pulsari që rrotullohet me shpejtësi na jep një sinjal që vjen nga një orbitë që është e pozicionuar në mënyrë perfekte. Për më tepër, xhuxhi ynë i bardhë është mjaft i madh për yjet e këtij lloji. Ky kombinim unik na lejon të përfitojmë plotësisht nga efekti Shapiro (vonesa gravitacionale e sinjalit) dhe thjeshton matjet”, thotë një nga autorët e punimit, Scott Ransom.

Sistemi binar J1614-2230 është i vendosur në atë mënyrë që mund të vërehet pothuajse nga skaji, domethënë në rrafshin orbital. Kjo e bën më të lehtë matjen e saktë të masave të yjeve të tij përbërës.

Si rezultat, masa e pulsarit doli të jetë e barabartë me 1.97 masa diellore, e cila u bë një rekord për yjet neutron.

"Këto matje të masës na tregojnë se nëse ka kuarke fare në bërthamën e një ylli neutron, ata nuk mund të jenë "të lirë", por me shumë mundësi duhet të ndërveprojnë me njëri-tjetrin shumë më fort sesa në bërthamat atomike "të rregullta", shpjegon. udhëheqësi i një grupi astrofizikanësh që punojnë në këtë çështje, Feryal Ozel nga Universiteti Shtetëror i Arizonës.

"Është e mahnitshme për mua që diçka aq e thjeshtë sa masa e një ylli neutron mund të tregojë kaq shumë në fusha të ndryshme të fizikës dhe astronomisë," thotë Ransom.

Astrofizikani Sergei Popov nga Instituti Astronomik Shtetëror Sternberg vë në dukje se studimi i yjeve neutron mund të ofrojë informacion jetik për strukturën e materies.

"Në laboratorët tokësorë është e pamundur të studiohet lënda me një dendësi shumë më të madhe se ajo bërthamore. Dhe kjo është shumë e rëndësishme për të kuptuar se si funksionon bota. Fatmirësisht, një lëndë e tillë e dendur ekziston në thellësitë e yjeve neutron. Për të përcaktuar vetitë e kësaj materie , është shumë e rëndësishme të zbulohet se sa mund të jetë masa maksimale për të pasur një yll neutron dhe për të mos u shndërruar në një vrimë të zezë”, tha Popov për RIA Novosti.

Objektet e diskutuara në artikull u zbuluan rastësisht, megjithëse shkencëtarët L. D. Landau dhe R. Oppenheimer parashikuan ekzistencën e tyre në vitin 1930. Po flasim për yjet neutronike. Karakteristikat dhe tiparet e këtyre ndriçuesve kozmikë do të diskutohen në artikull.

Neutron dhe ylli me të njëjtin emër

Pas parashikimit në vitet 30 të shekullit të 20-të për ekzistencën e yjeve neutron dhe pas zbulimit të neutronit (1932), Baade V., së bashku me Zwicky F., në vitin 1933, në një kongres fizikantësh në Amerikë, shpallën mundësia e formimit të një objekti të quajtur yll neutron. Ky është një trup kozmik që shfaqet gjatë një shpërthimi supernova.

Sidoqoftë, të gjitha llogaritjet ishin vetëm teorike, pasi nuk ishte e mundur të vërtetohej një teori e tillë në praktikë për shkak të mungesës së pajisjeve të përshtatshme astronomike dhe madhësisë shumë të vogël të yllit neutron. Por në vitin 1960, astronomia me rreze X filloi të zhvillohej. Më pas, krejt papritur, yjet neutron u zbuluan falë vëzhgimeve të radios.

Hapja

Viti 1967 ishte i rëndësishëm në këtë fushë. Bell D., si student i diplomuar i Huish E., ishte në gjendje të zbulonte një objekt kozmik - një yll neutron. Ky është një trup që lëshon rrezatim të vazhdueshëm të pulseve të valëve të radios. Fenomeni u krahasua me një fener radio kozmik për shkak të drejtimit të ngushtë të rrezes së radios, e cila vinte nga një objekt rrotullues shumë i shpejtë. Fakti është se çdo yll tjetër standard nuk do të ishte në gjendje të ruante integritetin e tij me një shpejtësi kaq të lartë rrotullimi. Vetëm yjet neutron janë të aftë për këtë, ndër të cilët i pari i zbuluar ishte pulsari PSR B1919+21.

Fati i yjeve masivë është shumë i ndryshëm nga ata të vegjël. Në ndriçues të tillë vjen një moment kur presioni i gazit nuk balancon më forcat gravitacionale. Procese të tilla çojnë në faktin se ylli fillon të tkurret (kolapsohet) pa kufi. Me një masë ylli 1.5-2 herë më të madhe se Dielli, kolapsi do të jetë i pashmangshëm. Gjatë procesit të kompresimit, gazi brenda bërthamës yjore nxehet. Në fillim gjithçka ndodh shumë ngadalë.

Kolapsi

Duke arritur një temperaturë të caktuar, një proton mund të shndërrohet në neutrino, të cilat largohen menjëherë nga ylli, duke marrë energji me vete. Kolapsi do të intensifikohet derisa të gjithë protonet të kthehen në neutrino. Kjo krijon një pulsar, ose yll neutron. Kjo është një bërthamë në kolaps.

Gjatë formimit të një pulsari, guaska e jashtme merr energji të ngjeshjes, e cila më pas do të jetë me një shpejtësi prej më shumë se një mijë km/sek. hedhur në hapësirë. Kjo krijon një valë goditëse që mund të çojë në formimin e yjeve të rinj. Ky do të jetë miliarda herë më i madh se origjinali. Pas këtij procesi, për një periudhë prej një jave deri në një muaj, ylli lëshon dritë në sasi që tejkalojnë një galaktikë të tërë. Një trup i tillë qiellor quhet supernova. Shpërthimi i tij çon në formimin e një mjegullnaje. Në qendër të mjegullnajës është një yll pulsar ose neutron. Ky është i ashtuquajturi pasardhës i një ylli që shpërtheu.

Vizualizimi

Në thellësi të gjithë hapësirës, ndodhin ngjarje të mahnitshme, ndër të cilat është përplasja e yjeve. Falë një modeli të sofistikuar matematikor, shkencëtarët e NASA-s ishin në gjendje të vizualizonin trazirat e sasive të mëdha të energjisë dhe degjenerimin e materies së përfshirë në të. Një pamje tepër e fuqishme e një kataklizmi kozmike shfaqet para syve të vëzhguesve. Probabiliteti që të ndodhë një përplasje e yjeve neutron është shumë e lartë. Takimi i dy ndriçuesve të tillë në hapësirë fillon me ngatërrimin e tyre në fushat gravitacionale. Duke zotëruar një masë të madhe, ata shkëmbejnë përqafime, si të thuash. Pas përplasjes, ndodh një shpërthim i fuqishëm, i shoqëruar nga një çlirim tepër i fuqishëm i rrezatimit gama.

Nëse marrim parasysh veçmas një yll neutron, atëherë ai është mbetja e një shpërthimi supernova, cikli jetësor i të cilit po përfundon. Masa e një ylli që vdes është 8-30 herë më e madhe se ajo e diellit. Universi shpesh ndriçohet nga shpërthimet e supernovës. Probabiliteti që yjet neutron të gjenden në univers është mjaft i lartë.

Takimi

Është interesante që kur dy yje takohen, zhvillimi i ngjarjeve nuk mund të parashikohet pa mëdyshje. Një nga opsionet përshkruhet nga një model matematikor i propozuar nga shkencëtarët e NASA-s nga Qendra e Fluturimit Hapësinor. Procesi fillon me dy yje neutron të vendosur në një distancë prej afërsisht 18 km nga njëri-tjetri në hapësirën e jashtme. Sipas standardeve kozmike, yjet neutron me masë 1,5-1,7 herë më shumë se Dielli konsiderohen objekte të vogla. Diametri i tyre varion brenda 20 km. Për shkak të kësaj mospërputhje midis vëllimit dhe masës, një yll neutron ka një fushë të fortë gravitacionale dhe magnetike. Vetëm imagjinoni: një lugë çaji materie nga një yll neutron peshon sa i gjithë mali Everest!

Degjenerimi

Valët gravitacionale tepër të larta të një ylli neutron rreth tij janë arsyeja pse materia nuk mund të ekzistojë në formën e atomeve individuale, të cilët fillojnë të shemben. Vetë lënda shndërrohet në lëndë neutronike të degjeneruar, në të cilën vetë struktura e neutroneve nuk do të lejojë që ylli të kalojë në një singularitet dhe më pas në një vrimë të zezë. Nëse masa e lëndës së degjeneruar fillon të rritet për shkak të shtimit të saj, atëherë forcat gravitacionale do të jenë në gjendje të kapërcejnë rezistencën e neutroneve. Atëherë asgjë nuk do të parandalojë shkatërrimin e strukturës së formuar si rezultat i përplasjes së objekteve yjore neutronike.

Modeli matematik

Duke studiuar këto objekte qiellore, shkencëtarët arritën në përfundimin se dendësia e një ylli neutron është e krahasueshme me densitetin e materies në bërthamën e një atomi. Treguesit e tij variojnë nga 1015 kg/m³ deri në 1018 kg/m³. Kështu, ekzistenca e pavarur e elektroneve dhe protoneve është e pamundur. Lënda e yllit praktikisht përbëhet vetëm nga neutrone.

Modeli matematikor i krijuar demonstron se si ndërveprimet e fuqishme periodike gravitacionale që ndodhin midis dy yjeve neutrone depërtojnë përmes guaskës së hollë të dy yjeve dhe nxjerrin sasi të mëdha rrezatimi (energji dhe lëndë) në hapësirën që i rrethon. Procesi i afrimit ndodh shumë shpejt, fjalë për fjalë në një pjesë të sekondës. Si rezultat i përplasjes, formohet një unazë toroidale e materies me një vrimë të zezë të porsalindur në qendër.

E rëndësishme

Modelimi i ngjarjeve të tilla është i rëndësishëm. Falë tyre, shkencëtarët ishin në gjendje të kuptonin se si formohen një yll neutron dhe një vrimë e zezë, çfarë ndodh kur yjet përplasen, si lindin dhe vdesin supernova dhe shumë procese të tjera në hapësirën e jashtme. Të gjitha këto ngjarje janë burimi i shfaqjes së elementëve kimikë më të rëndë në Univers, madje më të rëndë se hekuri, të paaftë për t'u formuar në asnjë mënyrë tjetër. Kjo tregon rëndësinë shumë të rëndësishme të yjeve neutron në të gjithë Universin.

Rrotullimi i një objekti qiellor me vëllim të madh rreth boshtit të tij është i mahnitshëm. Ky proces shkakton kolaps, por në të njëjtën kohë masa e yllit neutron mbetet praktikisht e njëjtë. Nëse imagjinojmë se ylli do të vazhdojë të tkurret, atëherë, sipas ligjit të ruajtjes së momentit këndor, shpejtësia këndore e rrotullimit të yllit do të rritet në vlera të pabesueshme. Nëse një ylli i duheshin rreth 10 ditë për të përfunduar një revolucion të plotë, atëherë si rezultat ai do të përfundojë të njëjtin revolucion në 10 milisekonda! Këto janë procese të pabesueshme!

Zhvillimi i kolapsit

Shkencëtarët po studiojnë procese të tilla. Ndoshta do të jemi dëshmitarë të zbulimeve të reja që ende na duken fantastike! Por çfarë mund të ndodhë nëse imagjinojmë zhvillimin e mëtejshëm të kolapsit? Për ta bërë më të lehtë imagjinatën, le të marrim për krahasim çiftin yll neutron/Toka dhe rrezet e tyre gravitacionale. Pra, me kompresim të vazhdueshëm, një yll mund të arrijë një gjendje ku neutronet fillojnë të kthehen në hiperone. Rrezja e trupit qiellor do të bëhet aq e vogël sa do të shohim një gungë të një trupi superplanetar me masën dhe fushën gravitacionale të një ylli. Kjo mund të krahasohet me mënyrën sesi nëse toka do të bëhej sa një top ping-pongu dhe rrezja gravitacionale e dritës sonë, Diellit, do të ishte e barabartë me 1 km.

Nëse imagjinojmë se një gungë e vogël materies yjore ka tërheqjen e një ylli të madh, atëherë ai është në gjendje të mbajë një sistem të tërë planetar pranë tij. Por dendësia e një trupi të tillë qiellor është shumë e lartë. Rrezet e dritës gradualisht ndalojnë ta depërtojnë atë, trupi duket se del jashtë, ai pushon së qeni i dukshëm për syrin. Vetëm fusha gravitacionale nuk ndryshon, gjë që paralajmëron se këtu ka një vrimë gravitacionale.

Zbulimet dhe vëzhgimet

Hera e parë që u regjistruan bashkimet e yjeve të neutroneve ishte kohët e fundit: 17 gusht. Dy vjet më parë, u zbulua një bashkim i vrimës së zezë. Kjo është një ngjarje kaq e rëndësishme në fushën e astrofizikës, saqë vëzhgimet u kryen njëkohësisht nga 70 observatorë hapësinorë. Shkencëtarët ishin në gjendje të verifikonin saktësinë e hipotezave për shpërthimet e rrezeve gama; ata ishin në gjendje të vëzhgonin sintezën e elementeve të rënda të përshkruara më parë nga teoricienët.

Ky vëzhgim i përhapur i shpërthimit të rrezeve gama, valëve gravitacionale dhe dritës së dukshme bëri të mundur përcaktimin e rajonit në qiell ku ndodhi ngjarja domethënëse dhe galaktikës ku ndodheshin këta yje. Ky është NGC 4993.

Sigurisht, astronomët kanë vëzhguar ato të shkurtra për një kohë të gjatë, por deri më tani ata nuk mund të thoshin me siguri për origjinën e tyre. Pas teorisë kryesore ishte një version i bashkimit të yjeve neutron. Tani është konfirmuar.

Për të përshkruar një yll neutron duke përdorur matematikën, shkencëtarët i drejtohen ekuacionit të gjendjes që lidh dendësinë me presionin e materies. Sidoqoftë, ka shumë opsione të tilla, dhe shkencëtarët thjesht nuk e dinë se cila nga ato ekzistuese do të jetë e saktë. Shpresohet që vëzhgimet gravitacionale do të ndihmojnë në zgjidhjen e kësaj çështjeje. Për momentin, sinjali nuk ka dhënë një përgjigje të qartë, por tashmë ndihmon për të vlerësuar formën e yllit, e cila varet nga tërheqja gravitacionale ndaj trupit të dytë (yllit).

Artikulli i mëparshëm: Sa është shpejtësia e dritës Artikulli vijues: Karakteristikat e elementit të karbonit dhe vetitë kimike