Նեյտրոնային աստղ

Վիքիպեդիայից՝ ազատ հանրագիտարանից
Նեյտրոնային աստղերի բախում

Նեյտրոնային աստղ, աստղագիտական օբյեկտ, աստղերի էվոլյուցիայի վերջնական մնացուկ, որը բաղկացած է նեյտրոնային միջուկից և այլասերված նյութի համեմատաբար բարակ (∼1 կմ) թաղանթից, որը կազմված է ծանր ատոմի միջուկներից: Նեյտրոնային աստղի զանգվածը գործնականում մոտ է Արեգակի զանգվածին, սակայն շառավիղը անհամեմատ փոքր է՝ մոտ 10 կմ։ Այդ պատճառով նրա նյութի միջին խտությունը մի քանի անգամ գերազանցում է ատոմական միջուկի խտությանը, որը ծանր միջուկների համար մոտ 2,8×1017 կգ/մ³ է)։ Նեյտրոնային աստղը ծնվում է գերնոր աստղի բռնկման ժամանակ։

Ընդհանուր տեղեկություններ[խմբագրել]

Մեզ հայտնի նեյտրոնային աստղերի մեծ մասի զանգվածը մոտ է 1,44 Արեգակի զանգված է, ինչը հավասար է Չանդրասեկհարի սահմանին: Տեսականորեն թույլատրվում են 1,4-ից 2,5 արեգակնային զանգվածով նեյտրոնային աստղեր, սակայն այս թվերը ներկայումս ճշգրիտ չեն։ Հայտնաբերված ամենածանր նեյտրոնային աստղերից է Vela X-1-ը (մոտ 1,88 արեգակնային զանգված[1])։ Ձգողության ուժը նեյտրոնային աստղում հավասարակշռվում է այլասերված նեյտոնային գազի ճնշումով, նեյտրոնային աստղի զանգվածի առավելագույն արժեքը տրվում է Օպենհեյմեր-Վոլկավի սահմանով, որի թվային արժեքը կախված է աստղի միջուկի նյութի վիճակի հավասարումից։ Կան տեսական նախապայմաններ, ըստ որոնց խտության է՛լ ավելի աճի դեպքում հնարավոր է նեյտրոնային աստղի վերասերումը քվարկային աստղի[2]:

Մագնիսական դաշտը նեյտրոնային աստղի մակերևույթին 1012 - 1013 Գս է (համեմատության համար նշենք, որ Երկրագնդի համար մոտ 1 Գս է). հենց նեյտրոնային աստղի մագնիսասֆերայում ընթացող պրոցեսներով է պայմանավորված պուլսարների ռադիոճառագայթումը։ Սկսած 1990-ական թթ., որոշ նեյտրոնային աստղեր համարվում են մագնետար՝ աստղ, որի մագնիսական դաշտը 1014 Գս կարգի է։ Նման դաշտերը, որոնք գերազանցում են 4,414×1013 Գս կրիտիկական արժեքը, , որի դեպքում մագնիսական դաշտի հետ էլեկտրոնի փոխազդեցության էներգիան գերազանցում է mec² հանգստի էներգիային, բերում են որակապես նոր ֆիզիկայի, քանի որ էական են դառնում հատուկ ռելյատիվիստական էֆեկտները, ֆիզիկական վակուումի բևեռացումը և այլն։

Հատկությունները[խմբագրել]

Լույսի գրավիտացիոն շեղումը նեյտրոնային աստղի շուրջը: Լույսի ռելյատիվիստական շեղման հետևանքով մակերևույթի կեսից ավելին տեսանելի է)[3]

Գրավիտացիոն դաշտը նեյտրոնային աստղի մակերևույթին շուրջ 2×1011 անգամ ավելին է, քան Երկրի վրա է։ Այսպիսի մեծ գրավիտոցիոնալ դաշտը գործում է որպես գրավիտացիոն ոսպնյակ և կորացնում է աստղից առաքվող ճառագայթումը այնպես, որ սովորաբար աստղի՝ չերևացող մակերևույթը տեսանելի է դառնում[3]:

Նեյտրոնային աստղի վիճակի ռելյատիվիստական հավասարումը մշակել է Ջիմ Լաթիմերը՝ հաշվի առնելով շառավիղ-զանգված գրաֆները տարբեր մոդելների համար[4]: Տրված նեյտրոնային աստղի համար առավել հավանական շառավիղները որոշվում են AP4 (փոքր շառավիղ) և MS2 (մեծ շառավիղ) մոդելներով։ Նշանակենք BE գրավիտացիոն կապի էներգիայի զանգվածի համարժեքը M գրավիտացիոն զանգվածով (կգ) և R շառավղով (մ) նեյտրոնային աստղի համար[5]՝

BE = \frac{0.60\,\beta}{1 - \frac{\beta}{2}}      \beta \ = G\,M/R\,{c}^{2}

Տրված արժեքները՝

G = 6.6742\times10^{-11}\, m^3kg^{-1}sec^{-2}[6]
c^2 = 8.98755\times10^{16}\, m^2sec^{-2}
M_{solar} = 1.98844\times10^{30}\, kg

M զանգվածը սովորաբար ներկայացնում է ոպրես արեգակնային զանգվածի բազմապատիկը՝

M_x = \frac{M}{M_\odot}

Այս դեպքում նեյտրոնային աստղի ռելյատիվիստական կոտորակային կապի էներգիան կլինի՝

BE = \frac{885.975\,M_x}{R - 738.313\,M_x}

Երկու արեգակնային զանգվածով նեյտրոնային աստղի շառավիղը չի գերազանցի 10970 մետրը (AP4 մոդել)։ Նեյտրոնային աստղի խտությունն այնքան մեծ է, որ նրա նյութի մեկ թեյի գդալը (5 միլիլիտր) կշռում է 5.5×1012 կգ, ինչը 900 անգամ ավել է Գիզայի Մեծ բուրգի զանգվածից[7]: Ձգողականության արդյունարար ուժն այնքան մեծ է, որ եթե աստղի վրա մեկ մետր բարձրությունից օբյեկտ ընկնի, մակերևույթին կբախվի մեկ միկրովայրկյանից, այսինքն՝ դա տեղի կունենա 2000 կմ/վ արագությամբ[8]:

Նոր ձևավորված նեյտրոնային աստղի ներսում ջերմաստիճանը 1011-ից 1012 կելվինի կարգի է[9]: Այնուամենայնիվ, այդ աստղի ճառագայթած հսկայական թվով նեյտրինոները այնքան էներգիա են տանում, որ ջերմաստիճանը մի քանի տարվա ընթացքում ընկնում է մինչև 106 կելվին[9]: Նույնիսկ 1 միլիոն կելվինի դեպքում նեյտրոնային աստղի ճառագայթած լույսի մեծ մասը ռենտգենյան ճառագայթներ են։ Սպեկտրի տեսանելի տիրույթում, նեյտրոնային աստղերը հավանաբար ճառագայթում են գրեթե նույն էներգիան տարբեր հաճախությունների դեպքում, ուստի սպիտակ են երևում։

Ճնշումը աստղի ներքին թաղանթից մինչև կենտրոն աճում է 3×1033-ից 1.6×1035Պա[10]:

Կառուցվածքը[խմբագրել]

Նեյտրոնային աստղի լայնական հատույթը: ρ0-ով նշանակված են միջուկի նյութի խտությունները

Նեյտրոնային աստղի կառուցվածքի մասին ներկայումս պատկերացում ենք կազմում գոյություն ունեցող մաթեմատիկական մոդելների օգնությամբ, սակայն հնարավոր է եզրակացություններ անել նեյտրոնային աստղի տատանումները ուսումնասիրելու միջոցով։ Սովորական աստղերի աստղասեյսմաբանության նման, նեյտրոնային աստղի ներքին կառուցվածքը կարելի է ստանալ աստղի տատանումների հաճախային սպեկտրը վերլուծելու միջոցով[11]:

Համաձայն այժմյան մոդելների, նեյտրոնային աստղի մակերևույթի նյութը բաղկացած է իրար վրա լցված, սովորական ատոմի միջուկներից, որոնց միջև տարածվում է էլեկտրոնների ծովը։ Հնարավոր է, որ մակերևույթի միջուկները լինեն երկաթի միջուկներ, ինչը պայմանավորված է երկաթի կապի էներգիայի մեծ արժեքով[12]: Հնարավոր է նաև, որ ծանր տարրերի միջուկները, ինչպիսին օրինակ երկաթն է, պարզապես սուզվեն՝ մակերևույթին թողնելով թեթև տարրերի, օրինակ՝ հելիումի և ջրածնի միջուկները[12]: Եթե միջուկի ջերմաստիճանը գերազանցում է 106 կելվինը (ինչպես երիտասարդ բաբախող աստղերի դեպքում), մակերևույթը պետք է գտնվի հեղուկ վիճակում, ի տարբերություն ավելի սառը նեյտրոնային աստղերի, որոնց մակերևույթը պինդ փուլում է[12]:

Ենթադրվում է, որ նեյտրոնային աստղի «մթնոլորտը» մի քանի միկրոմետր հաստություն ունի, և դինամիկան ամբողջապես կառավարվում է աստղի մագնիսական դաշտով։ Մթնոլորտի տակ գտնվում է պինդ «կեղև»ը։ Ծայրահեղ մեծ գրավիտացիոն դաշտի հետևանքով կեղևը խիստ կարծր է և հարթ (առավելագույնը ~5 մմ մակերևույթի անհարթությամբ)[13]:

Ավելի խորքում գտնվող միջուկները պետք է որ ունենան հավելյալ թվով նեյտրոններ. Նման միջուկը շատ արագ կքայքայվեր Երկրի վրա, սակայն նեյտրոնային աստղում կայուն է մնում ահռելի ճնշման շնորհիվ։

Էլ ավելի խորքում հասնում ենք այսպես կոչված նեյտրոնային կաթիլքի գծին, որտեղ նեյտրոնները պոկվում են միջուկներից և դառնում ազատ նեյտրոններ։ Միջուկները դառնում են ավելու ու ավելի փոքր, մինչև բոլորովին երբ վերանում են։

Գերխիտ նյութի կազմությունը միջուկում որոշված չէ։ Մոդելներից մեկը նկարագրում է միջուկը որպես գերհոսուն նեյտրոնային այլասերված նյութ՝ բաղկացած հիմնականում նեյտրոններից, սակավ պրոտոններից և էլեկտրոններից։ Հնարավոր է նյութի գոյության առավել արտառոց ձև, որը պարունակում է այլասերված տարօրինակ նյութ (s-քվարկներ, u-քվարկներ, d-քվարկներ), նեյտրոններից բացի նաև մեծ էներգիայով պիոններ և կաոններ պարունակող նյութ[11]:

Պտույտը[խմբագրել]

Անկյունային մոմոնտի պահպանման շնորհիվ նեյտրոնային աստղերը պտտվում են խիստ մեծ արագությամբ։ Նոր առաջացած նեյտրոնային աստղը կարող է վայրկյանում մի քանի պտույտ կատարել։ Երբեմն նեյտրոնային աստղը կլանում է ուղեկից աստղի ուղեծրային նյութը՝ պտույտի արագությունը մեծացնելով մինչև մի քանի հարյուր պտույտ վայրկյանում և դառնալով սեղմված սֆերոիդ։ Ժամանակի ընթացքում նեյտրոնային աստղի պտույտը դանդաղում է, քանի որ պտտողական մագնիսական դաշտը էներգիա է ճառագայթում. ծեր նեյտրոնային աստղերը կարող են մի պտույտը կատարել մի քանի վայրկյանում։

Նեյտրոնային աստղի պտույտների դանդաղման քայլը սովորաբար հաստատուն է։ Այն շատ փոքր մեծություն է. դիտարկված դեպքերում յուրաքանչյուր պտույտի համար աստղի դանդաղումը 10−10-ից 10−21 վ է։ Այնուհանդերձ, 10−15վայրկյան/պտույտ բնութագրական դանդաղման դեպքում այս պահին 1 վայրկյանում պտտվող նեյտրոնային աստղը հարյուր տարի հետո կպտտվի 1.000003 վայրկյանում կամ 1.03 վայրկյանում՝ 1 միլիոն տարի հետո։

Հայտնաբերման պատմությունը[խմբագրել]

Նեյտրոնային աստղի առաջին ուղղակի դիտումը տեսանելի լույսում: RX J185635-3754 աստղը:

Նեյտրոնային աստղը այն քիչ աստղագիտական օբյեկտներից է, որի գոյությունը տեսականորեն սահմանվել է մինչև հայտնաբերելը։

1933թ. աստղագետներ Վալտեր Բաադեն և Ֆրից Ցվիկին ենթադրեցին, որ գերնոր աստղի պայթյունի հետևանքով կարող է նեյտրոնային աստղ առաջանալ։ Այն ժամանակվա տեսական հաշվարկները ցույց տվեցին, որ նեյտրոնային աստղի ճառագայթումը շատ թույլ է և հնարավոր չէ նկատել։ Նեյտրոնային աստղերի մասին առժամանակ մոռացան։ 1967թ. Ջոսելին Բելը՝ Էնթընի Հյուիշի ասպիրանտը, հայտնաբերեց օբյեկտներ, որոնք կանոնավոր ռադիոալիքների իմպուլսներ էին ճառագայթում։ Այդ երևույթը բացատրվեց որպես արագ պտտվող օբյեկտից նեղ փնջվածությամբ ռադիոճառագայթ՝ յուրօրինակ «տիեզերական փարոս»: Սակայն պտտման այդպիսի մեծ արագությունից սովորական աստղերը պետք է կազմաքանդվեին։ Նման փարոսների դեր կարող էին խաղալ միայն նեյտրոնային աստղերը։ PSR B1919+21 բաբախող աստղը համարվում է հայտնաբերված առաջին նեյտրոնային աստղը։

Տարածվածությունը և հեռավորությունը[խմբագրել]

Ներկայումս հայտնի են շուրջ 2000 նեյտրոնային աստղեր Ծիր Կաթինում և Մագելանի ամպերում: Դրանց մեծ մասը հայտնաբերվել են որպես ռադիոպուլսարներ։ Նեյտրոնային աստղերը կենտրոնացված են Ծիր Կաթինի սկավառակի երկայնքով, չնայած սկավառակին ուղղայահաց ցրվածությունը շատ մեծ է։ Այդպիսի սփռվածության պատճառը գերնոր աստղերի պայթյունների ասիմետրիան է, ինչը կարող է մեծ արագությամբ (400կմ/վ) հաղորդվել նոր ծնվող նեյտրոնային աստղին։ Ամենամոտիկ հայտնի նեյտրոնային աստղերից է PSR J0108-1431, որը մոտ 130 պարսեկի վրա է (կամ 424 լուսատարի)[14]: Մեկ այլ աստղ՝ 1RXS J141256.0+792204-ը հայտնաբերվել է Փոքր Արջի համաստեղությունում։ Սկզբնական չափումները ցույց են տալիս, որ այն մեզանից հեռու է 200-1000, առավել հավանական է՝ 450 լուսատարի։

Կրկնակի նեյտրոնային աստղ[խմբագրել]

Նեյտրոնային աստղերի շուրջ 5 %-ը կրկնակի աստղեր են։ Կրկնակի նեյտրոնային աստղի ձևավորումը և էվոլյուցիան անսովոր և բարդ պրոցես է[15]: Ուղեկցող աստղը կարող է լինել սովորական աստղ, սպիտակ թզուկ կամ այլ նեյտրոնային աստղ։ Ըստ կրկնակի համակարգերի էվոլյուցիայի ժամանակակից տեսության, կրկնակի աստղային համակարգի նեյտրոնային աստղը կարող է ուղեկից ունենալ նաև սև խոռոչ: Նման կրկնակի աստղերը համարվում են գրավիտացիոն ալիքների ճառագայթման սկզբնական աղբյուր։ Կրկնակի համակարգի նեյտրոնային աստղը հաճախ ռենտգենյան ճառագայթներ է առաքում, ինչը կարող է ուղեկից աստղի նյութի (գազի) ակրեցիայի պատճառ դառնալ։ Ուղեկից աստղի արտաքին շերտի նյութը ներծծվում է նեյտրոնային աստղի մեջ՝ վերջինիս շատ մեծ գրավիտացիոն դաշտի հետևանքով։ Որպես այս պրոցեսի հետևանք, կրկնակի նեյտրոնային աստղը կարող է նաև վերածվել սև խոռոչի, եթե զանգվածի ակրեցիան տեղի է ունենում էքստրեմալ պայմաններում[16]:

Ծանոթագրություններ[խմբագրել]

  1. H. Quaintrell (2003)։ The mass of the neutron star in Vela X-1 and tidally induced non-radial oscillations in GP Vel։ Astronomy and Astrophysics։ 
  2. Рождению странных звезд помогает темная материя? Elementy.ru, 2010
  3. 3,0 3,1 Zahn, Corvin (1990-10-09)։ «Tempolimit Lichtgeschwindigkeit» (German)։ http://www.tempolimit-lichtgeschwindigkeit.de/galerie/galerie.html։ Վերցված է 2009-10-09։ "Durch die gravitative Lichtablenkung ist mehr als die Hälfte der Oberfläche sichtbar. Masse des Neutronensterns: 1, Radius des Neutronensterns: 4, ... dimensionslosen Einheiten (c, G = 1)" 
  4. Neutron Star Masses and Radii, p. 9/20, bottom
  5. J. M. Lattimer and M. Prakash, "Neutron Star Structure and the Equation of State" Astrophysical J. 550(1) 426 (2001); http://arxiv.org/abs/astro-ph/0002232
  6. Measurement of Newton's Constant Using a Torsion Balance with Angular Acceleration Feedback , Phys. Rev. Lett. 85(14) 2869 (2000)
  7. 10 կմ շառավղով նեյտրոնային աստղի նյութի միջին խտությունը 1.1×1012կգ·սմ−3 է: Ուստի այդ նյութի 5 մլ կկազմի 5.5×1012 կգ կամ 5 500 000 000 տոննա: Այս թիվն աշխարհի բնակչության զանգվածից մեծ է 15 անգամ: Իսկ 20 կմ շառավղով նեյտրոնային աստղի (միջին խտությունը՝ 8.35×1010 կգ·սմ−3) 5 մլ ունի 400 միլիոն տոննա զանգված, ինչը հավասար է բոլոր մարդկանց զանգվածին՝ միասին վերցրած:
  8. Miscellaneous Facts
  9. 9,0 9,1 «Introduction to neutron stars»։ http://www.astro.umd.edu/~miller/nstar.html։ Վերցված է 2007-11-11։ 
  10. Neutron degeneracy pressure (Archive). Physics Forums. Retrieved on 2011-10-09.
  11. 11,0 11,1 Paweł Haensel, A Y Potekhin, D G Yakovlev (2007)։ Neutron Stars։ Springer։ ISBN 0-387-33543-9։ 
  12. 12,0 12,1 12,2 V. S. Beskin (1999). "Radiopulsars". УФН. T.169, №11, p.1173-1174
  13. neutron star
  14. Posselt, B.; Neuhäuser, R.; Haberl, F. (March 2009). «Searching for substellar companions of young isolated neutron stars». Astronomy and Astrophysics 496 (2): 533–545. doi:10.1051/0004-6361/200810156. Bibcode2009A&A...496..533P. 
  15. Tauris & van den Heuvel (2006), in Compact Stellar X-ray Sources. Eds. Lewin and van der Klis, Cambridge University Press http://adsabs.harvard.edu/abs/2006csxs.book..623T
  16. Compact Stellar X-ray Sources (2006). Eds. Lewin and van der Klis, Cambridge University