"Superobjects". Kapitel fra bogen • S. Popov • Bogklub om "Elements" • Udgivet uddrag fra bøger

“Superobjects”. Kapitel fra bogen

Kapitel II Mangfoldighed af neutronstjerner

Alt er godt i moderation

Neutronstjerner er de mest interessante objekter i universet. Det er meget nemt at bevise. Tag ethvert objekt. For eksempel kernen af ​​en stjerne. I princippet, hvis der er ubegrænsede tekniske muligheder, kan enhver ret massiv genstand (begyndende med en rød dværg) omdannes til en neutronstjerne, hvis den er stærkt komprimeret. I naturen sker dette som følger: Stjerne af en stjerne, et ret underholdende objekt i sig selv, komprimeres af tyngdekraften. Kilderne til energi inde er udmattede, og kernen begyndte at kollapse – sammenbrud. Det krymper og bliver mere interessant.

I fysikken, som regel, når parametrene når ekstreme værdier, vises noget nyt og bemærkelsesværdigt. Ved en betydelig komprimering opfører stoffet sig anderledes end ved normale tætheder. Meget stærke magnetfelter ændrer egenskaberne af et stof anderledes end almindelige magnetfelter. Mængden går i kvalitet. Så forestill dig, at vi komprimere og komprimere objektet, og det bliver mere interessant og mere interessant. Vi kan observere ekstremt nysgerrige fysiske processer, der ikke findes under andre forhold.Men hvis du klemmer det for hårdt, får du et sort hul. Det vil sige, alt vil forsvinde i dette sorte hul. Dette er ikke så spændende, fordi det sorte hul kun har en hovedparameter – masse. Derudover kan et sort hul rotere, og dette er vigtigt for at beskrive rumtiden i sin umiddelbare nærhed. Sandt nok er effekten kun signifikant med ekstrem rotation, hvilket i naturen i sorte huller opnås sjældent. Endelig kan der forekomme en elektrisk ladning i et hul, men i virkeligheden er sorte huller næsten altid ikke opladede, eller ladningen er meget lille, da ladninger af det modsatte tegn hurtigt flyder på det opladede objekt. Så ved at "klemme" og skabe et sort hul, mister vi nogle af de interessante fysik.1.

Alt skal måles. Hvis du stopper i tide, vil en bold med en radius på ti til tolv kilometer vise sig ud fra kernen af ​​en stjerne, der måler titusinder af kilometer. Dette er størrelsen på en stor by. Der er et superdense stof, der ikke findes i terrestriske laboratorier, superstrengte magnetiske felter, der ikke kan oprettes i laboratorieinstallationer. Du har meget stærk tyngdekraft på overfladen. Alle med præfikserne "super-" og "super-".Og du kan se denne eksotiske fysiske sort! Det vil sige, du kan direkte studere superdense materiale, som er i et superstrengt gravitationelt, magnetisk, elektrisk felt. Og det er super interessant!

Neutronstjernens indre struktur. Der er to hoveddele: kerne og cortex. Hver af dem er i sin tur også opdelt i to. Frie neutroner i superfluidstilstanden forekommer i den indre skorpe. Og opførsel af et stof i den indre kerne forbliver generelt et mysterium.

Forudsigelse og opdagelse af neutronstjerner

Inde i vores superobjekter er alt også forfærdeligt interessant. Ud over superdense materiale kan der være superfluiditet af protoner, neutroner, forskellige eksotiske tilstande, nye elementære partikler. Disse objekter er yderst interessante for forskeren.

Neutronstjerner (som sjældent sker i astronomi) blev først forudsagt. Det skete tilbage i 30'erne af det tyvende århundrede. Det hele begyndte med Lev Landaus arbejde, skrevet lige før opdagelsen af ​​neutroner. Artiklen foreslog eksistensen af ​​superdense stjernekonfigurationer med en tæthed på ca. nuklear.Men der blev ikke sagt noget om den mulige oprindelse af sådanne stjerner, om hvor og hvordan man skal lede efter dem. Den virkelige åbenbaring skete i 1934, da Walter Baade og Fritz Zwicky udgav en kort notat, hvor de kunne korrekt forudsige, at neutronstjerner er født som følge af supernova-eksplosioner (og derfor kan de findes i restene af disse eksplosioner).

Men på trods af at dette er en meget spændende forudsigelse, sprang ingen til at søge efter neutronstjerner. Faktum er, at det er meget svært at finde en ti kilometer kugle et eller andet sted, Gud ved hvor (i den fjerne rest af en supernova). Som følge heraf blev de tilfældigt opdaget i 1967 (Baade levede ikke i det øjeblik, og Zwicky gjorde). Ingen kunne gætte, at hvis kompakte objekter har superstrengede magnetiske felter (som blev forudsagt flere år før opdagelsen af ​​pulsarer i værkerne Vitaly Ginzburg og Leonid Ozerny), og de springer hurtigt, så som følge heraf bør der dannes strengt periodiske radioimpulser (det er ikke overraskende eksperter de argumenterer stadig for arten af ​​mekanismen til generering af pulserende radiobølger). Nemlig var sådanne radioimpulser åbne.

I sig selv er historien om opdagelsen af ​​radiopulser meget dramatisk. Det beskrives detaljeret i en række bøger og artikler. Husk, at da pulsar-signalet ser kunstigt ud – perioden var for præcis og kort, som om et fyrtårn fungerede eller en anden enhed – den første tanke var, at astronomerne fik besked om udenjordisk intelligens. Den første kilde blev endda navngivet LGM-1, dvs. Little Green Men-1. Selv da blev udlændinge kaldt små grønne mænd. Kilden fik efterfølgende et "normalt" navn – PSR B1919 + 21, men dets første betegnelse tydeligt angiver opdagelsens originalitet.

Typiske signaler fra radio pulsar. Impulser kommer strengt periodisk på grund af rotationen af ​​neutronstjernen. I konventionelle radiopulser er intervallet mellem toppe fra ca. 10 millisekunder til 10 sekunder.

I 1960'erne var udenrigs intelligens et meget fashionabelt emne. Måske skyldes det, at man lige gik ind i rummet, og det syntes at vi skulle flyve til stjernerne. På det tidspunkt blev der brugt ganske store ressourcer på at søge efter kunstige ydre signaler. Både observationer og diskussioner blev aktivt forfulgt.Store internationale symposier blev afholdt med deltagelse af førende forskere. Af den måde er videnskabernes moderne skepsis om enhver form for grønne mænd retfærdiggjort af, at forskere på 10-15 år meget seriøst undersøgte dette problem, men fandt ikke noget i det mindste lidt opmuntrende. Det er vigtigt, at i begyndelsen af ​​programmet for undersøgelsen af ​​udenjordisk intelligens kaldes CETI – Kommunikation med EkstraTerrestrial Intelligence. Men så indså de hurtigt, at de ikke ville snakke om nogen kontakt i den nærmeste fremtid, og SETI termen syntes – Søg efter ExtraTerrestrial Intelligence, som stadig eksisterer i dag.

At indse, at radio pulsarer er et naturligt fænomen, var det nødvendigt at forstå, hvilke astronomiske objekter der kan opføre sig på denne måde. På grund af tilstedeværelsen af ​​en kort stabil periode var der kun to kandidater: disse er enten pulsationer af hvide dværge eller rotation af neutronstjerner. Selvfølgelig roterer hvide dværge også, og neutronstjerner pulserer, men perioder passer ikke. For at vælge en ting, måtte du måle, hvordan perioden ændres med tiden. Det er klart, at med tiden skal både rotationsenergien og energien af ​​pulsationerne falde. Men i et tilfælde (med pulsationer) vil perioden også falde, og i den anden vil den vokse.

Hvis vi betragter rotationen, bør energitabet føre til, at det sænkes.Det vil sige, at perioden er langsomt stigende. Pulsationer opfører sig ikke sådan. Tag den elastiske kugle og lod det lodrette på en glat hård overflade. Han vil hoppe, energi vil gå tabt. Men du vil høre, at hyppigheden af ​​strejker stiger hele tiden: ta, ta, ta-ta, ta-ta-ta. Dette illustrerer levende, at perioden med pulsens dæmpning bliver kortere.

Radio astronomer kunne hurtigt finde ud af, at perioder med radio pulsarer voksede. Bare en lille smule: For at øge perioden med et sekund tager det normalt flere millioner eller endda titusinder af år. Men denne vækst tillod os klart at sige, at vi ikke beskæftiger os med pulsationer af hvide dværge, men med rotationen af ​​neutronstjerner.

Det er den roterende energi, der i sidste ende bliver til radioemission. Og ikke kun i ham. I radiobåndet udsendes en lille brøkdel af den samlede energiforbrug. Hvis neutronstjerne er en radio pulsar, det udstråler ikke kun i radioen, men også i alle andre bands, bare ikke altid er synlige. Stabiliteten af ​​pulsars stråling gør dem kilder nyttige i den nationale økonomi. For det første kan de bruges som en standard for præcis tid.Og for det andet kan du navigere af dem. Og her er kun de bedst egnede radiopulser, der er synlige i røntgenområdet.

Røntgendetektorer bliver billigere, mere kompakte og mere pålidelige. Mange radiospulser, der er synlige i røntgenområdet, er lyse og stabile kilder. De er lette at se og vanskelige at forvirre med noget, fordi de synes at bære individuelle etiketter takket være strålingens pulsationer med en præcis kendt periode. Nu, i Rusland, i Europa og i USA udvikler de aktivt satellitorienteringssystemer til røntgenpulsarer. Dette er især vigtigt for køretøjer, der opererer automatisk væk fra Jorden. Det er ikke uden grund, at Jordens position blev vist i forhold til radiopulser, så de fornuftige brødre kunne finde os til tider på de kendte plader med kort information om mand og vores planet installeret på enhederne Pioneer og Voyager-serien. Hvis en satellit er i solsystemet, men langt fra jorden, så er det ret svært at bestemme afstanden fra solen med stor nøjagtighed. Observationer af millisekund pulsarer i røntgenområdet giver mulighed for at gøre dette med en nøjagtighed på flere hundrede meter uden behov for konstant kommunikation med Jorden.

Så var radiospulserne åbne.Til dette gav de Nobelprisen. Gav hende den forkerte person. Dette er også en separat, ret typisk historie: Den vigtigste forfatter af opdagelsen, Jocelyn Bell, blev efterladt uden en præmie. Men det er vigtigt, at neutronstjerner endelig opdages, og folk begyndte at studere dem.

Radio pulsarer og røntgenpulser – en gammel zoo

Med radio pulsarer var astronomer heldige: neutronstjerner havde pludselig en slags "klokker". Det viste sig, at unge neutronstjerner ikke kun er 10 kilometer lange kugler, de udsender også kraftige periodiske radiopulser. Men der var en anden overraskelse, selvom forfatterne til sin opdagelse ikke var så heldige.

Fra Jorden er det umuligt at observere røntgenstråler fra kosmiske objekter: alt er absorberet af atmosfæren. Enheder skal lanceres i rummet. Astronomerne kunne begynde at gøre dette i begyndelsen af ​​1960'erne og installerede detektorer ikke på specialiserede satellitter, men på raketter, hvis flyvning ikke varede længe. Men Riccardo Giacconi, Herbert Gursky og deres kolleger opdagede flere røntgenkilder. En af dem var objektet, som fik navnet Sco X-1. Sco – betegnelse af konstellationen Scorpio, det er her, hvor kilden er placeret.X angiver, at dette er en røntgenkilde, i mange lande kaldes røntgenstråler røntgenstråler (som Wilhelm Roentgen selv har udpeget dem). Endelig indikerer nummer 1, at dette er den første røntgenkilde, der er detekteret i stjernebilledet Scorpio.

Nu ved vi, at Sco X-1-kilden er et tæt binært system med en neutronstjerne. Stoffet i en normal stjerne strømmer ind i en kompakt genstand, der er fanget af dens tyngdekraft. Denne proces kaldes accretion. Som følge af et stofs fald på en neutronstjerne frigives der meget energi. Da gasen opvarmer op til en høj temperatur ser vi en lys røntgenkilde. Ca. denne forståelse af karakteren af ​​Sco X-1 opstod flere år efter dets opdagelse, selv før opdagelsen af ​​radiopulser. Men der var ingen afgørende beviser.

Nøgleargumentet kan være omdrejningsperioden for neutronstjernen. Det stof der flyder til det er plasma. Hun bevæger sig modvilligt over magnetfeltlinjerne.

X-ray pulsar puls profil. For tydelighed er der vist to perioder med stråling. Perioder med røntgenpulsarer kan være i en meget bred vifte: fra millisekunder til timer.

Derfor kanaliseres stoffet til magnetpolerne og opvarmer et lille overfladeareal. Sådanne hot spots kaldes polar caps. Hvis kappen er vendt til os – vi ser en stor strålingsflux. Og når neutronstjernen vender til os i kold side – den mindre. Som et resultat vil strålingen være pulserende. Sådanne kilder kaldes røntgenpulsarer.2.

Hvis pulsationsperioden er kort, er kilden meget kompakt og holdbar (ellers ville rotationen bryde den). Desuden kan strålingsegenskaberne forstås, at det kommer fra en meget lille genstand. Samlet set ville dette være et bevis på, at accretion går til en neutronstjerne. Men Sco X-1 pulserer ikke. Røntgenpulser blev opdaget, efter at radiospulser blev opdaget. Så blev chancen for at opdage neutronstjerner fra deres røntgenstråler savnet. Sandt nok, for et stort bidrag til udviklingen af ​​røntgenstrømmen, modtog Riccardo Giakkoni sin Nobelpris, men det var allerede i 2002, da Giakkoni var 70 år gammel.

Således blev der i begyndelsen af ​​1970'erne dannet et sådant billede. Unge neutronstjerner er synlige som radiopulser på grund af deres hurtige rotation og stærke magnetfelter.Og ældre kompakte objekter kan blive synlige, hvis de kommer ind i et nært binært system, når materiale begynder at strømme fra en almindelig stjerne til en neutronstjerne.

I den gamle zoo af neutronstjerner var der to typer dyr: radio pulsarer og accreterende neutronstjerner. Og det syntes at der ikke ville være andre overraskelser. Heldigvis viste virkeligheden sig at være rig på mirakler.

Magnitara, The Magnificent Seven og alt-alt-alt-en ny zoo af neutronstjerner

Først syntes det, at et mere eller mindre simpelt billede opstod. En supernova eksplosion opstår, og en kompakt genstand er født. Inde i supernova rester, indenfor den ekspanderende nebula, finder vi neutronstjerner. De har stærke magnetfelter, tusinder af milliarder mere end på jorden. De har et hurtigt spin. De kan fødes med perioder på 10-20 millisekunder eller mindre. Dette er en meget, meget kort periode. Drejningshastigheden ved ækvator nærmer sig lysets hastighed. Sådan er ikke-standardobjektet. Selv om i sidste ende selv den mest ikke-standard kan være typisk, hvis de alle ser ens ud. Radiopulserne lignede hinanden.Og den vigtigste prototype blev betragtet som en pulsar i Krabbe Nebula.

Neutronstjerne med magnetfeltlinjer. Nær overfladen kan feltet have en mere kompleks struktur, men i store afstande dominerer dipolkomponenten, der danner det sædvanlige mønster af kraftlinjer.

Denne pulsar blev opdaget i 1968. Dets betegnelse er PSR B0531 + 21 (hvor tal er koordinater på himlen, og bogstavet "B" angiver, at koordinaterne svarer til 1950-tallet). Det er placeret i en nebula, hvor i 1054 kinesiske astronomer observerede en supernova-eksplosion. (I Europa blev år 1054 præget af Great Schism – splittelsen mellem de romerske og byzantinske kirker. Det er mærkeligt, at ingen bemærkede flashen og ikke forbinder den med verdens ende.) Nu er rotationsperioden for neutronstjernen observeret i alle spektralområder 33 millisekunder. Men ved fødslen var perioden mindre end 20 millisekunder. Det magnetiske felt af en pulsar er omkring 10 tusinde milliarder gange større end jordens.

Men i de sidste 15-20 år begyndte de at opdage usædvanlige unge neutronstjerner, ikke som pulsar i krabben. Neutronstjerner med meget store magnetfelter blev opdaget – med felter tusind gange større end de almindelige radiopulser.De opdagede unge neutronstjerner med små magnetfelter – tusind gange mindre end almindelige radiopulser. Opdagede stjerner, der roterer meget langsomt ved fødslen. Langsomt betyder, at rotationsperioden ikke er ti millisekunder, men siger et sekund. Et sekund er stadig hurtigt for os, men det er hundrede gange langsommere end andre. Der er en mystisk neutronstjerne i supernova-restanten RCW103. Det blev konstateret, at dets stråling varierer med en periode på næsten syv timer, selv om det ikke helt er helt sikkert, at dette er nøjagtigt rotationsperioden for en kompakt genstand (for eksempel kan det være en orbitalperiode eller noget andet). Det viste sig en hel stor zoo af unge neutronstjerner med meget interessante egenskaber.

Ud over radiospulser, hvoraf mere end 2000 stykker er kendte, skelnes nu følgende klasser af unge neutronstjerner. For det første kilderne til soft repetitive gamma-ray bursts. For det andet, unormale røntgenpulser. Disse to grupper af kilder er forenet i en generel klasse af magnetarer, deres samlede antal er omkring tre dusin. For det tredje kaldte radiochipsneutronstjerner i solkvarteret, de Magnificent Seven. For det fjerde er centrale kompakte objekter i supernova rester, omkring et dusin af dem kendte.De er også radiochips, som de syv, de udsender termisk stråling, men de er yngre, de har kortere rotationsperioder og mindre magnetfelter. Endelig skal der nævnes de såkaldte roterende radiotransienter (roterende radiotransienter – RRAT'er). Disse er tydeligt slægtninge til radiopulser, der viser meget korte radioimpulser. Pulsenes art er imidlertid uklar, og kildene adskilles i en separat klasse.

Det er helt uforståeligt, hvorfor de er så forskellige. Det ser ud til, at alt skal være omtrent det samme. Det ser ud til, at der er en enkelt universel proces: stjernens kerne faldt sammen, og en neutronstjerne blev dannet. Masserne er omtrent det samme, også radierne. Men rotation, magnetfelter og hastigheder er forskellige. Derfor er de observeret som i modsætning til hinanden kilder. I dag er det en meget presserende opgave – at forklare, hvorfor nyfødte neutronstjerner ser så forskellige ud, og hvordan de udvikler sig senere.

Astronomer har opdaget et sådant paradoks. Hvis vi tager forskellige former for unge neutronstjerner og bestemmer fødselsraten i hver population, viser den samlede fødselsrate for unge kompakte objekter sig at være større end supernovaernes hastighed med et kernekollaps.Mærkeligt resultat. Det betyder, at vi gør noget forkert. Det kan naturligvis antages, at vi fejlagtede alle priser på en gang i øvrigt i en retning og flere gange. Men det er usandsynligt. Så det er tilsyneladende simpelthen umuligt at tilføje fødselsraten for forskellige neutronstjerner. Det kan ikke være helt korrekt at tro, at de alle er født så forskellige, og deres livslinjer krydser aldrig. Når vi for eksempel tilføjer fødselsraten for forskellige grupper af mennesker på Jorden – drenge, piger, fysikere, kemikere, Spartak fans, CSKA fans, viser det sig, at den samlede sats er mere end fødselsraten for mennesker. En person kan fx fødes som en dreng på samme tid, få en fysisk uddannelse og rod til Spartak. Eller måske blive født en pige, en kemiker, en fan af CSKA, og derefter ændre dit køn, blive fysiker og begynde at rooting for Barcelona. Det vil sige en meget interessant udvikling vil ske. Måske sker noget lignende i neutronstjerner. Det vil sige, at der er nogle evolutionære forbindelser mellem pulsarer og magnetere, magnetarer og Magnificent Seven, The Magnificent Seven og centrale kompakte objekter mv.

Energikilder til neutronstjerner

Alle disse typer kilder bliver nu aktivt undersøgt. Forskellige unge neutronstjerner kan observeres på forskellige måder, fordi de kan frigøre energi på meget forskellige måder. I astronomi er dette altid meget vigtigt, fordi astronomi er den eneste naturvidenskab, hvor vi ikke kan eksperimentere med reelle forskningsobjekter.

Alle ved, hvordan biologer studerer frøer. De tager ulykkelige dyr og skærer dem i små stykker, og så kan de stadig passere en elektrisk strøm gennem disse stykker. Fysikere, studere partikler, sprede dem, skubbe dem sammen – og se hvad der sker. Vi kan ikke skubbe neutronstjernerne, på en eller anden måde peke rundt i dem, bore. Vi kan kun se fjernt fra hinanden. Derfor er det vigtigt, hvordan og hvilken energi der frigives i disse kilder.

Opdagelsen af ​​neutronstjerner med store magnetfelter skabte stor interesse blandt astrofysikere, fordi disse objekter kan frigive energien i et magnetfelt. Det er vigtigt at minde her om, at magnetfeltet genereres af elektriske strømme. Hvis vi har stærke strømme, så er der stærke felter. Så lidt klarere.Det er ikke så nemt at forestille sig, hvordan man frigiver energien i et magnetfelt. Men alle forstår meget godt, at hvis du sætter pincett i stikkontakten, vil der være en kortslutning, og alt kan brænde ud. Den nuværende energi frigives!

På neutronstjerner med store marker kan kortslutninger forekomme. Vi forstår ikke rigtigt hvordan og hvor de opstår – udenfor eller i skorsten af ​​en neutronstjerne. Men samtidig frigives en enorm mængde energi. For en tiendedel af et sekund 1046 erg (solens lysstyrke – 4 til 1033 meget per sekund, dvs. solen vil udstråle 1046 meget på kun 100.000 år!). En kort tid – en tiendedel af et sekund – det skinner lysere end en stor galakse, det vil sige et system bestående af hundredvis af milliarder stjerner. Dette er meget. Dette er frygteligt interessant. Og selvfølgelig, når det er meget og meget interessant, er det meget svært at undersøge, studere, fordi der opstår meget komplekse fysiske processer. Og forskere kæmper nu og bruger forskellige konkurrerende teorier til at beskrive disse fænomener.

På den anden side kan vi observere neutronstjerner simpelthen fordi noget falder på dem – akkretion finder sted. Hvert gram, der faldt på en neutronstjerne, giver ca. 10 til 20 meget energi (et gram TNT-ækvivalent er 4 × 1010 erg, dvs. to milliard gange mindre!).Det er meget – omkring 10% af mc2. Hvis du tager en brintbombe, eksplodere, skal du beregne, hvor meget energi der frigives (vil være ca. 1022 erg, hvilket svarer til ca. 250 kiloton TNT-ækvivalent). Og så tag bare en sten af ​​samme masse som en bombe, og kast den på en neutronstjerne, så vil meget mere energi blive frigivet. Med de mest effektive termonukleære reaktioner frigives kun ca. 1% mc2. Accretion giver meget mere! At få 1022 Meget, du skal smide en sten med en masse kun … et hundrede gram på en neutronstjerne!

Radio pulsarer skinner ikke på bekostning af accretion og ikke på grund af dissipation af strømmenes energi. Deres "pantry" er rotationen af ​​en neutronstjerne. Over tid øges den periode, for hvilken et kompakt objekt gør en omdrejning omkring sin akse. Og den roterende energi er omvendt proportional med kvadratet af denne periode. Hvis vi starter med en millisekund, svarer marginen til stråling med sollys over 100 milliarder år! Det er ikke overraskende, at unge, højt magnetiserede neutronstjerner, som hurtigt "sprænger" den rotationsenergi, som de får tildelt af forfædlingsstjernen, er meget lyse kilder. Denne "gyldne ungdom".

Og hurtig rotation er ikke deres eneste arv.De er også født meget varmt. Lagre af varmeenergi kan også vare længe. Det skyldes brugen af ​​opbevaret varme af dem, at vi ser nogle kompakte objekter i supernova rester.

Forskellige processer med en kraftfuld energiforbrug giver en række observatoriske manifestationer. Derfor forsøger forskere på forskellige måder at studere neutronstjerner. En række værktøjer bruges. Disse er radioteleskoper – folk studerer radiopulser og andre manifestationer af neutronstjerner i den længste bølgelængde del af spektret. Disse er også røntgen teleskoper, fordi når der er meget energi, temperaturen er høj, er hård stråling normalt udsendt. Det er let at forstå. Hvis du har brug for at bære et hundrede dollars, kan du tage et hundrede dollars stykke papir eller et hundrede stykker papir til en dollar. Sæt i lommen. Lille endnu mere praktisk. Men hvis du har brug for at bære et hundrede millioner dollars, så prøv at beregne, hvor meget det vil være i regninger for en dollar – der vil være flere poser. Så meget at ikke bære. Derfor skal du tage store regninger. Der er endda særlige noter – tusind dollars, som ikke accepteres i butikker.I naturen er alt nøjagtigt det samme. Når du er i et lille område af rummet er afsat en masse energi, det tager de mest "fede" røntgenstråler eller gammastråler. Og i neutronstjerner sker det ofte. De er små og kompakte. Og når de skinner, transporteres energien af ​​røntgenstråler eller gammastråler. (Fortsat analogi, kan det ses, at for tyveri i stor skala ved hjælp af forskellige skygge ordninger uden kontanter, og neutronstjerner, hvor energi er meget meget mister det på grund af udledningen af ​​neutrinoer, meget dårligt at interagere med stof og kan derfor roligt forlade tarme af kompakte objekter.)

Dvadtsatishestimetrovy radioteleskop på Mount Pleasant i Tasmanien og røntgen satellit Chandra. Neutronstjerner er kilder til meget lange og meget korte elektromagnetiske bølger. Som i medicin, hvor der for komplekse diagnostik skal bruge forskellige former for stråling og forskellige bølgelængder, samt i astrofysik observationer i forskellige intervaller muliggøre en bedre undersøgelse af karakteren af ​​kilderne.

Men neutronstjerner skinner i det optiske område.For eksempel tage den mest berømte pulsar – pulsar i krabbenebulaen. Du kan se på det i et meget kraftigt optisk teleskop og læg mærke til den pulserende glans af en af ​​stjernerne. Det vil selvfølgelig være svært for øjet – glansen ændrer sig for hurtigt. Men ved hjælp af temmelig simple instrumentinstrumenter kan det gøres. Generelt kunne de klassiske astronomer, der arbejdede med dataene om optiske teleskoper, have opdaget dette, før de opdagede radiopulser, hvis de vidste, hvor de skulle kigge. Så ville de slå radio-astronomer.

Det indre af krabbe Nebula direkte nær pulsar. Synlig struktur, hvis dannelse er forbundet med dens aktivitet.

Så neutronstjerner kan have fire hovedkilder til energi: rotation, strøm af strømme, varme og accretion. De første tre er stort set relateret til måden, som en neutronstjerne blev født på – med en supernova og egenskaberne af en eksploderende kerne. I nogle tilfælde, hvis en del af et stof, der udsendes under en eksplosion, falder tilbage på et nyfødt kompakt objekt, kan accretion også blive en energikilde relateret til parametrene for en supernova.

Fingeraftryk af supernovaer på neutronstjerner

Selv om neutronstjerner er meget nysgerrige i sig selv, er det særligt interessant at undersøge dem, fordi de er født i den turbulente proces med en supernova-eksplosion. Og vi ved meget dårligt, hvordan supernovaer eksploderer. Vi ser hundredvis af dem om året, og dette tal vokser kun med idriftsættelsen af ​​nye værktøjer, der er specielt designet til at søge efter blinkende objekter. Men for at beregne i detaljer er modellen af ​​en sådan eksplosion meget vanskelig. Der er meget kompliceret fysik blandet deroppe. Og for det meste brugte forfatterne af forskellige eksplosionsscenarier en form for forenkling. For eksempel tog nogen ikke hensyn til stærke magnetfelter, nogen tog ikke hensyn til termonukleære reaktioner, nogen betragtede tyngdekraften omkring, nogen betragtede en todimensionel eksplosionsmodel mv. Indtil for nylig eksploderede supernovaer slet ikke i computere, hvis beregningerne blev udført i tre dimensioner. Vi var nødt til at bruge vores hænder til at tilføre en ekstra impuls, for at tilføje et "stempel", der ville skubbe substansen. Kun for nylig i 2012 har astrofysikere endelig formået at fremme og eksplodere "computer supernova". De var i stand til at tage højde for virkningerne af General Relativity Theory mere korrekt end før.Dette tillod en eksplosion og spredning af stoffet. Men alligevel er der en følelse af, at selv om der er sket meget, er der meget tilbage at gøre, da udvidelsen kun har vist sig i todimensionelle modellering, og den virkelige supernovaeksplosion forekommer i tre dimensioner. Derudover blev der ikke taget hensyn til nogle potentielt vigtige fysiske processer i disse beregninger.

Nu, primært på grund af stigningen i computerernes strøm, bevæger forskerne sig aktivt i denne retning. Det er sandt, at observatører konstant smider flere og flere nye puslespil op og opdager flere og mere underlige supernovaer. Men selvom eksplosionen modelleres med succes, skal den sammenlignes med forskellige observationer.

Neutronstjerner, født i eksplosionen af ​​stjernens kerne, bærer dens aftryk. For eksempel kan de bevæge sig meget hurtigt. Forestil dig, at du har en kompakt genstand med en diameter på 20 kilometer og en masse på to gange større end solens, og den kan flyve med en hastighed på flere tusinde kilometer per sekund. Selv før eksplosionen var progenitorens hastighed kun 10 km / s, det var praktisk taget i ro i forhold til sine naboer.Denne situation er mulig, fordi hvis en kraftig eksplosion er lidt asymmetrisk, vil recoilen få det resulterende kompakte objekt til at bevæge sig hurtigt. Nok energi. Og dette skal også gengives i beregningerne. Det er nødvendigt, at neutronstjernefødselsmodellerne, dvs. modeller af supernova eksplosioner forklarede både de høje hastigheder selv og fordelingen af ​​kompakte objekter med hensyn til hastighed: hvor mange langsomme fødes og hvor mange hurtige er født. Ved at studere hastigheden af ​​neutronstjerner (og sorte huller) opnår vi derfor indirekte oplysninger om fysikken i en supernova-eksplosion.

På samme måde bærer massen, rotationen, magneten af ​​magnetfeltet og andre parametre i en neutronstjerne påtryk af en supernova-eksplosion. Delvis nedfald af et stof efter en eksplosion tilbage til en kompakt genstand kan øge massen og reducere det observerede magnetfelt, asymmetrien af ​​eksplosionen kan dreje neutronstjernen og ændre retningen af ​​rotationsaksen. Jo bedre vi forstår oprindelsen af ​​de neutronstjernes oprindelige egenskaber, desto bedre forstår vi supernovaernes fysik.

Jeg er helt overbevist om, at i dag astrofysikområdet, der studerer neutronstjerner,ikke kun er på vækststadiet, men også i de kommende år vil forblive et meget aktivt område, hvilket vil give mange vigtige resultater ikke kun for astrofysikere, men også for fysikere generelt. Det vil sige, det vil være nyttigt for grundlæggende videnskab generelt. Og forbindelsen med den komplekse fysik i en supernova-eksplosion er blot et eksempel. Mange andre opstår, når vi overvejer, hvordan parametrene for kompakte objekter ændres over tid.


1 Du kan læse om fysikken i sorte huller i Leonard Susskinds bog Slaget om det sorte hul Peter Publishing (2013).

2 Nogle gange er der forvirring mellem accreterende røntgenpulsarer i binære systemer, pulserende varmekilder i supernova-rester, unormale røntgenpulser og radiospulser observeret i røntgenområdet. Disse er fire forskellige typer objekter, hvis lysstyrke er forbundet med forskellige energikilder: henholdsvis akkretion, varme reserver, magnetfelt energi og rotation. Men alle er kilder til pulserende røntgenbilleder, og pulsationsperioden er lig med stjernens omdrejningsperiode omkring sin akse.I dette afsnit taler vi om akkreterende neutronstjerner i binære systemer.


Like this post? Please share to your friends:
Skriv et svar

;-) :| :x :twisted: :smile: :shock: :sad: :roll: :razz: :oops: :o :mrgreen: :lol: :idea: :grin: :evil: :cry: :cool: :arrow: :???: :?: :!: