Նեյտրոնային աստղ

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 m_ec² 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]

↑ 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։
↑ Рождению странных звезд помогает темная материя? Elementy.ru, 2010
↑ ^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)"
↑ Neutron Star Masses and Radii, p. 9/20, bottom
↑ 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
↑ Measurement of Newton's Constant Using a Torsion Balance with Angular Acceleration Feedback , Phys. Rev. Lett. 85(14) 2869 (2000)
↑ 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:
↑ Miscellaneous Facts
↑ ^9,0 ^9,1 «Introduction to neutron stars»։ http://www.astro.umd.edu/~miller/nstar.html։ Վերցված է 2007-11-11։
↑ Neutron degeneracy pressure (Archive). Physics Forums. Retrieved on 2011-10-09.
↑ ^11,0 ^11,1 Paweł Haensel, A Y Potekhin, D G Yakovlev (2007)։ Neutron Stars։ Springer։ ISBN 0-387-33543-9։
↑ ^12,0 ^12,1 ^12,2 V. S. Beskin (1999). "Radiopulsars". УФН. T.169, №11, p.1173-1174
↑ neutron star
↑ 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. Bibcode: 2009A&A...496..533P.
↑ 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
↑ Compact Stellar X-ray Sources (2006). Eds. Lewin and van der Klis, Cambridge University

[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

[Zahn-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

[Miller-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.

[Haensel-11] 11,0 ^11,1 Paweł Haensel, A Y Potekhin, D G Yakovlev (2007)։ Neutron Stars։ Springer։ ISBN 0-387-33543-9։

[Surface-12] 12,0 ^12,1 ^12,2 V. S. Beskin (1999). "Radiopulsars". УФН. T.169, №11, p.1173-1174

[13] utron star

[aaa496-14] 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. Bibcode: 2009A&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

[1]

[2]

[3]

[4]

[5]

[6]

[7]

[8]

[9]

[10]

[11]

[12]

[13]

[14]

[15]

[16]

Նեյտրոնային աստղ

Բովանդակություն

Ընդհանուր տեղեկություններ [խմբագրել]

Հատկությունները [խմբագրել]

Կառուցվածքը [խմբագրել]

Պտույտը [խմբագրել]

Հայտնաբերման պատմությունը [խմբագրել]

Տարածվածությունը և հեռավորությունը [խմբագրել]

Կրկնակի նեյտրոնային աստղ [խմբագրել]

Ծանոթագրություններ [խմբագրել]

Նավիգացիոն ցանկ

Անձնական գործիքներ

Անվանատարածքներ

Տարբերակներ

Դիտումները

Գործողություններ

Որոնել

Նավարկում

Մասնակցել

Գործիքներ

Այլ լեզուներով