ნეიტრონული ვარსკვლავები: რა იცის კაცობრიობამ ამ ფენომენის შესახებ. ნეიტრონული ვარსკვლავების კლასიფიკაცია

ნეიტრონული ვარსკვლავი

გამოთვლები აჩვენებს, რომ სუპერნოვას აფეთქების დროს M ~ 25M-ით, რჩება მკვრივი ნეიტრონული ბირთვი (ნეიტრონული ვარსკვლავი), რომლის მასა ~ 1,6M-ია. ვარსკვლავებში, რომელთა ნარჩენი მასა M > 1,4 მ, რომლებმაც არ მიაღწიეს სუპერნოვას სტადიას, დეგენერირებული ელექტრონის გაზის წნევა ასევე ვერ აწონასწორებს გრავიტაციულ ძალებს და ვარსკვლავი შეკუმშულია ბირთვული სიმკვრივის მდგომარეობაში. ამ გრავიტაციული კოლაფსის მექანიზმი იგივეა, რაც სუპერნოვას აფეთქების დროს. ვარსკვლავის შიგნით წნევა და ტემპერატურა აღწევს ისეთ მნიშვნელობებს, რომლებშიც ელექტრონები და პროტონები თითქოს „დაჭერილია“ ერთმანეთში და რეაქციის შედეგად.

ნეიტრინოების ემისიის შემდეგ წარმოიქმნება ნეიტრონები, რომლებიც იკავებს გაცილებით მცირე ფაზის მოცულობას, ვიდრე ელექტრონები. ჩნდება ეგრეთ წოდებული ნეიტრონული ვარსკვლავი, რომლის სიმკვრივე აღწევს 10 14 - 10 15 გ/სმ 3 . ნეიტრონული ვარსკვლავის დამახასიათებელი ზომაა 10 - 15 კმ. გარკვეული გაგებით, ნეიტრონული ვარსკვლავი არის გიგანტური ატომური ბირთვი. შემდგომი გრავიტაციული შეკუმშვა ხელს უშლის ბირთვული ნივთიერების ზეწოლას, რომელიც წარმოიქმნება ნეიტრონების ურთიერთქმედების გამო. ეს ასევე არის დეგენერაციული წნევა, როგორც ადრე თეთრი ჯუჯის შემთხვევაში, მაგრამ ეს არის ბევრად უფრო მკვრივი ნეიტრონული გაზის დეგენერაციული წნევა. ამ წნევას შეუძლია შეინარჩუნოს მასები 3,2 მ-მდე.
დაშლის მომენტში წარმოქმნილი ნეიტრინოები ნეიტრონულ ვარსკვლავს საკმაოდ სწრაფად აცივებენ. თეორიული შეფასებით, მისი ტემპერატურა ეცემა 10 11-დან 10 9 K-მდე ~ 100 წმ-ში. გარდა ამისა, გაგრილების სიჩქარე ოდნავ მცირდება. თუმცა, ის საკმაოდ მაღალია ასტრონომიული მასშტაბით. ტემპერატურის შემცირება 10 9-დან 10 8 K-მდე ხდება 100 წელიწადში და 10 6 K-მდე მილიონ წელიწადში. ნეიტრონული ვარსკვლავების აღმოჩენა ოპტიკური მეთოდებით საკმაოდ რთულია მათი მცირე ზომისა და დაბალი ტემპერატურის გამო.
1967 წელს კემბრიჯის უნივერსიტეტში ჰიუიშმა და ბელმა აღმოაჩინეს პერიოდული ელექტრომაგნიტური გამოსხივების კოსმოსური წყაროები - პულსარები. პულსარების უმეტესობის პულსის გამეორების პერიოდები 3,3·10 -2-დან 4,3 წმ-მდეა. თანამედროვე კონცეფციების მიხედვით, პულსარები არიან მბრუნავი ნეიტრონული ვარსკვლავები, რომელთა მასა 1 - 3 მ და დიამეტრი 10 - 20 კმ. მხოლოდ ნეიტრონული ვარსკვლავების თვისებების მქონე კომპაქტურ ობიექტებს შეუძლიათ შეინარჩუნონ ფორმა ასეთი ბრუნვის სიჩქარით დაშლის გარეშე. ნეიტრონული ვარსკვლავის წარმოქმნის დროს კუთხური იმპულსის და მაგნიტური ველის კონსერვაცია იწვევს სწრაფად მბრუნავი პულსარების დაბადებას ძლიერი მაგნიტური ველით B ~ 10 12 G.
ითვლება, რომ ნეიტრონულ ვარსკვლავს აქვს მაგნიტური ველი, რომლის ღერძი არ ემთხვევა ვარსკვლავის ბრუნვის ღერძს. ამ შემთხვევაში ვარსკვლავის გამოსხივება (რადიოტალღები და ხილული სინათლე) დედამიწაზე შუქურის სხივების მსგავსად სრიალებს. როდესაც სხივი გადაკვეთს დედამიწას, პულსი ფიქსირდება. თავად ნეიტრონული ვარსკვლავის გამოსხივება ხდება იმის გამო, რომ ვარსკვლავის ზედაპირიდან დამუხტული ნაწილაკები გარედან მოძრაობენ მაგნიტური ველის ხაზების გასწვრივ, ასხივებენ ელექტრომაგნიტურ ტალღებს. პულსარის რადიო გამოსხივების ეს მექანიზმი, რომელიც პირველად შემოთავაზებულია ოქროს მიერ, ნაჩვენებია ნახ. 39.

თუ რადიაციის სხივი დაეცემა დამკვირვებელს დედამიწაზე, რადიოტელესკოპი აღმოაჩენს რადიო გამოსხივების მოკლე იმპულსებს ნეიტრონული ვარსკვლავის ბრუნვის პერიოდის ტოლი პერიოდით. პულსის ფორმა შეიძლება იყოს ძალიან რთული, რაც განისაზღვრება ნეიტრონული ვარსკვლავის მაგნიტოსფეროს გეომეტრიით და დამახასიათებელია თითოეული პულსარისთვის. პულსარების ბრუნვის პერიოდები მკაცრად მუდმივია და ამ პერიოდების გაზომვის სიზუსტე 14-ციფრიან ციფრებს აღწევს.
ამჟამად აღმოაჩინეს პულსარები, რომლებიც ორობითი სისტემების ნაწილია. თუ პულსარი ბრუნავს მეორე კომპონენტის ორბიტაზე, მაშინ პულსარული პერიოდის ვარიაციები უნდა შეინიშნოს დოპლერის ეფექტის გამო. როდესაც პულსარი დამკვირვებელს უახლოვდება, რადიო პულსების ჩაწერილი პერიოდი მცირდება დოპლერის ეფექტის გამო, ხოლო როდესაც პულსარი ჩვენგან შორდება, მისი პერიოდი იზრდება. ამ ფენომენის საფუძველზე აღმოაჩინეს პულსარები, რომლებიც ორმაგი ვარსკვლავების ნაწილია. პირველი აღმოჩენილი პულსარისთვის PSR 1913 + 16, რომელიც ორობითი სისტემის ნაწილია, ორბიტალური პერიოდი იყო 7 საათი 45 წუთი. პულსარი PSR 1913 + 16-ის ბუნებრივი ორბიტალური პერიოდი არის 59 ms.
პულსარის გამოსხივებამ უნდა გამოიწვიოს ნეიტრონული ვარსკვლავის ბრუნვის სიჩქარის შემცირება. ეს ეფექტი ასევე აღმოაჩინეს. ნეიტრონული ვარსკვლავი, რომელიც ორობითი სისტემის ნაწილია, ასევე შეიძლება იყოს ინტენსიური რენტგენის გამოსხივების წყარო.
ნეიტრონული ვარსკვლავის სტრუქტურა, რომლის მასა 1,4 მ და რადიუსია 16 კმ, ნაჩვენებია ნახ. 40.

I არის მჭიდროდ შეფუთული ატომების თხელი გარე ფენა. II და III რეგიონებში ბირთვები განლაგებულია სხეულზე ორიენტირებული კუბური გისოსის სახით. IV რეგიონი ძირითადად ნეიტრონებისაგან შედგება. V რეგიონში მატერია შეიძლება შედგებოდეს პიონებისა და ჰიპერონებისგან, რომლებიც ქმნიან ნეიტრონული ვარსკვლავის ჰადრონულ ბირთვს. ნეიტრონული ვარსკვლავის სტრუქტურის გარკვეული დეტალები ამჟამად ზუსტდება.
ნეიტრონული ვარსკვლავების ფორმირება ყოველთვის არ არის სუპერნოვას აფეთქების შედეგი. ნეიტრონული ვარსკვლავების წარმოქმნის კიდევ ერთი შესაძლო მექანიზმი თეთრი ჯუჯების ევოლუციის დროს ახლო ორობით ვარსკვლავურ სისტემებში. მატერიის ნაკადი კომპანიონი ვარსკვლავიდან თეთრ ჯუჯაზე თანდათან ზრდის თეთრი ჯუჯის მასას და კრიტიკულ მასას (ჩანდრასეხარის ზღვარი) მიღწევის შემდეგ თეთრი ჯუჯა გადაიქცევა ნეიტრონულ ვარსკვლავად. იმ შემთხვევაში, როდესაც მატერიის ნაკადი გრძელდება ნეიტრონული ვარსკვლავის წარმოქმნის შემდეგ, მისი მასა შეიძლება მნიშვნელოვნად გაიზარდოს და გრავიტაციული კოლაფსის შედეგად გადაიქცეს შავ ხვრელად. ეს შეესაბამება ეგრეთ წოდებულ „ჩუმ“ კოლაფსს.
კომპაქტური ორობითი ვარსკვლავები ასევე შეიძლება გამოჩნდნენ რენტგენის გამოსხივების წყაროებად. ის ასევე წარმოიქმნება მატერიის აკრეციის გამო, რომელიც ვარდება "ნორმალური" ვარსკვლავიდან უფრო კომპაქტურზე. როდესაც მატერია გროვდება ნეიტრონულ ვარსკვლავზე B > 10 10 G, მატერია ხვდება მაგნიტური პოლუსების რეგიონში. რენტგენის გამოსხივება მოდულირებულია მისი ღერძის გარშემო ბრუნვით. ასეთ წყაროებს რენტგენის პულსარები ეწოდება.
არსებობს რენტგენის წყაროები (ე.წ. აფეთქებები), რომლებშიც გამოსხივების აფეთქება პერიოდულად ხდება რამდენიმე საათიდან დღეში ინტერვალით. აფეთქების დამახასიათებელი აწევის დრო არის 1 წამი. აფეთქების ხანგრძლივობაა 3-დან 10 წამამდე. ინტენსივობა აფეთქების მომენტში შეიძლება იყოს 2 - 3 ბრძანებით სიდიდის უფრო მაღალი ვიდრე სიკაშკაშე წყნარ მდგომარეობაში. ამჟამად ცნობილია რამდენიმე ასეული ასეთი წყარო. ითვლება, რომ გამოსხივების აფეთქებები ხდება ნეიტრონული ვარსკვლავის ზედაპირზე დაგროვილი ნივთიერების თერმობირთვული აფეთქების შედეგად, აკრეციის შედეგად.
ცნობილია, რომ ნუკლეონებს შორის მცირე მანძილზე (< 0.3·10 -13 см) ядерные силы притяжения сменяются силами оттал-кивания, т. е. противодействие ядерного вещества на малых расстояниях сжимающей силе тяготения увеличивается. Если плотность вещества в центре нейтронной звезды превышает ядерную плотность ρ яд и достигает 10 15 г/см 3 , то в центре звезды наряду с нуклонами и электронами образуются также мезоны, гипероны и другие более массивные частицы. Исследования поведения вещества при плотностях, превышающих ядерную плотность, в настоящее время находятся в начальной стадии и имеется много нерешенных проблем. Расчеты показывают, что при плотностях вещества ρ >ρ შხამავს ისეთ პროცესებს, როგორიცაა პიონის კონდენსატის გამოჩენა, ნეიტრონიზებული ნივთიერების გადასვლა მყარ კრისტალურ მდგომარეობაში და ჰიპერონისა და კვარკ-გლუონური პლაზმის წარმოქმნა შესაძლებელია. შესაძლებელია ნეიტრონული მატერიის ზესთხევადი და ზეგამტარი მდგომარეობების ფორმირება.
თანამედროვე იდეების შესაბამისად მატერიის ქცევის შესახებ 10 2 - 10 3-ჯერ აღემატება ბირთვულ სიმკვრივეს (კერძოდ, ასეთი სიმკვრივეები განიხილება, როდესაც განიხილება ნეიტრონული ვარსკვლავის შიდა სტრუქტურა), ატომური ბირთვები იქმნება ვარსკვლავის შიგნით მდგრადობის მახლობლად. ზღვარი. უფრო ღრმა გაგების მიღწევა შესაძლებელია მატერიის მდგომარეობის შესწავლით, რაც დამოკიდებულია ბირთვული მატერიის სიმკვრივეზე, ტემპერატურაზე, სტაბილურობაზე პროტონების რაოდენობის ეგზოტიკურ თანაფარდობაზე ნეიტრონების რაოდენობაზე ბირთვში n p / n n , ნეიტრინოებთან დაკავშირებული სუსტი პროცესების გათვალისწინებით. . ამჟამად, მატერიის შესწავლის პრაქტიკულად ერთადერთი შესაძლებლობა ბირთვულზე მაღალი სიმკვრივით არის ბირთვული რეაქციები მძიმე იონებს შორის. თუმცა, მძიმე იონების შეჯახების ექსპერიმენტული მონაცემები ჯერ კიდევ არასაკმარის ინფორმაციას გვაწვდის, რადგან n p/n n მისაღწევი მნიშვნელობები როგორც სამიზნე ბირთვისთვის, ასევე ინციდენტის აჩქარებული ბირთვისთვის მცირეა (~ 1 - 0.7).
რადიოპულსარების პერიოდების ზუსტი გაზომვები აჩვენა, რომ ნეიტრონული ვარსკვლავის ბრუნვის სიჩქარე თანდათან ნელდება. ეს გამოწვეულია ვარსკვლავის ბრუნვის კინეტიკური ენერგიის პულსარის გამოსხივების ენერგიად გადასვლისა და ნეიტრინოების გამოსხივების გამო. რადიოპულსარების პერიოდებში მცირე მკვეთრი ცვლილებები აიხსნება ნეიტრონული ვარსკვლავის ზედაპირულ ფენაში სტრესის დაგროვებით, რასაც თან ახლავს „ბზარი“ და „მოტეხილობა“, რაც იწვევს ვარსკვლავის ბრუნვის სიჩქარის ცვლილებას. რადიოპულსარების დაკვირვებული დროის მახასიათებლები შეიცავს ინფორმაციას ნეიტრონული ვარსკვლავის „ქერქის“ თვისებების, მის შიგნით არსებულ ფიზიკურ პირობებსა და ნეიტრონული მატერიის ზესთხევადობის შესახებ. ახლახან აღმოაჩინეს რადიოპულსარების მნიშვნელოვანი რაოდენობა 10 ms-ზე ნაკლები პერიოდებით. ეს მოითხოვს იდეების გარკვევას ნეიტრონულ ვარსკვლავებში მიმდინარე პროცესების შესახებ.
კიდევ ერთი პრობლემაა ნეიტრონული ვარსკვლავების ნეიტრინო პროცესების შესწავლა. ნეიტრინოს ემისია არის ერთ-ერთი მექანიზმი, რომლითაც ნეიტრონული ვარსკვლავი კარგავს ენერგიას მისი წარმოქმნიდან 10 5 - 10 6 წლის განმავლობაში.

ასეთი ობიექტის ნივთიერება რამდენჯერმე აღემატება ატომის ბირთვის სიმკვრივეს (რაც მძიმე ბირთვებისთვის არის საშუალოდ 2,8⋅10 17 კგ/მ³). ნეიტრონული ვარსკვლავის შემდგომი გრავიტაციული შეკუმშვა ხელს უშლის ბირთვული მატერიის ზეწოლას, რომელიც წარმოიქმნება ნეიტრონების ურთიერთქმედების გამო.

ბევრ ნეიტრონულ ვარსკვლავს აქვს ბრუნვის უკიდურესად მაღალი სიჩქარე, რამდენიმე ასეულ რევოლუციამდე წამში. ნეიტრონული ვარსკვლავები წარმოიქმნება სუპერნოვას აფეთქების შედეგად.

Ზოგადი ინფორმაცია

საიმედოდ გაზომილი მასის მქონე ნეიტრონულ ვარსკვლავებს შორის უმეტესობა მოდის 1,3-დან 1,5 მზის მასის დიაპაზონში, რაც ახლოსაა ჩანდრასეხარის ზღვართან. თეორიულად, მისაღებია ნეიტრონული ვარსკვლავები, რომელთა მასა 0,1-დან 2,16-მდეა მზის მასით. ყველაზე მასიური ნეიტრონული ვარსკვლავებია Vela X-1 (აქვს მინიმუმ 1,88±0,13 მზის მასა 1σ დონეზე, რაც შეესაბამება α≈34%) მნიშვნელოვნების დონეს, PSR J1614–2230 en (მასით. შეფასება 1. 97±0.04 მზის) და PSR J0348+0432 en (მასობრივი შეფასებით 2.01±0.04 მზის). ნეიტრონულ ვარსკვლავებში გრავიტაცია დაბალანსებულია დეგენერირებული ნეიტრონული აირის წნევით, ნეიტრონული ვარსკვლავის მასის მაქსიმალური მნიშვნელობა დგინდება ოპენჰაიმერ-ვოლკოფის ლიმიტით, რომლის რიცხვითი მნიშვნელობა დამოკიდებულია მდგომარეობის (ჯერ კიდევ ცუდად ცნობილ) განტოლებაზე. მატერია ვარსკვლავის ბირთვში. არსებობს თეორიული წინაპირობა, რომ სიმკვრივის კიდევ უფრო დიდი ზრდით შესაძლებელია ნეიტრონული ვარსკვლავების გადაგვარება კვარკებად.

2015 წლისთვის 2500-ზე მეტი ნეიტრონული ვარსკვლავი აღმოაჩინეს. მათი დაახლოებით 90% მარტოხელაა. საერთო ჯამში, 10 8-10 9 ნეიტრონული ვარსკვლავი შეიძლება არსებობდეს ჩვენს გალაქტიკაში, ანუ დაახლოებით ერთი ათასი ჩვეულებრივი ვარსკვლავიდან. ნეიტრონული ვარსკვლავები ხასიათდებიან მაღალი სიჩქარით (ჩვეულებრივ ასობით კმ/წმ). ღრუბლის მატერიის აკრეციის შედეგად, ნეიტრონული ვარსკვლავი ამ სიტუაციაში შეიძლება იყოს ხილული დედამიწიდან სხვადასხვა სპექტრულ დიაპაზონში, მათ შორის ოპტიკური, რომელიც შეადგენს გამოსხივებული ენერგიის დაახლოებით 0,003%-ს (შეესაბამება 10 სიდიდეს).

სტრუქტურა

ნეიტრონულ ვარსკვლავს აქვს ხუთი ფენა: ატმოსფერო, გარე ქერქი, შიდა ქერქი, გარე ბირთვი და შიდა ბირთვი.

ნეიტრონული ვარსკვლავის ატმოსფერო არის პლაზმის ძალიან თხელი ფენა (ათობით სანტიმეტრიდან ცხელი ვარსკვლავებისთვის მილიმეტრამდე ცივისთვის), რომელშიც წარმოიქმნება ნეიტრონული ვარსკვლავის თერმული გამოსხივება.

გარე ქერქი შედგება იონებისა და ელექტრონებისგან, მისი სისქე რამდენიმე ასეულ მეტრს აღწევს. ცხელი ნეიტრონული ვარსკვლავის თხელი (არაუმეტეს რამდენიმე მეტრი) ზედაპირული ფენა შეიცავს არადეგენერაციულ ელექტრონულ გაზს, ღრმა შრეები შეიცავს გადაგვარებულ ელექტრონულ გაზს და სიღრმის მატებასთან ერთად ხდება რელატივისტური და ულტრარელატივისტური.

შიდა ქერქი შედგება ელექტრონების, თავისუფალი ნეიტრონებისა და ნეიტრონით მდიდარი ატომური ბირთვებისგან. სიღრმის მატებასთან ერთად, თავისუფალი ნეიტრონების პროპორცია იზრდება და ატომის ბირთვების წილი მცირდება. შიდა ქერქის სისქე შეიძლება მიაღწიოს რამდენიმე კილომეტრს.

გარე ბირთვი შედგება ნეიტრონებისგან, პროტონებისა და ელექტრონების მცირე შერევით (რამდენიმე პროცენტი). დაბალი მასის ნეიტრონულ ვარსკვლავებში, გარე ბირთვი შეიძლება გაგრძელდეს ვარსკვლავის ცენტრამდე.

მასიურ ნეიტრონულ ვარსკვლავებს ასევე აქვთ შიდა ბირთვი. მისი რადიუსი შეიძლება მიაღწიოს რამდენიმე კილომეტრს, სიმკვრივე ბირთვის ცენტრში შეიძლება აღემატებოდეს ატომის ბირთვების სიმკვრივეს 10-15-ჯერ. შიდა ბირთვის შედგენილობა და მდგომარეობის განტოლება საიმედოდ არ არის ცნობილი: არსებობს რამდენიმე ჰიპოთეზა, რომელთაგან სამი ყველაზე სავარაუდოა 1) კვარკის ბირთვი, რომელშიც ნეიტრონები იშლება მათ შემადგენელ კვარკებად მაღლა და ქვევით; 2) ბარიონების ჰიპერონული ბირთვი უცნაური კვარკების ჩათვლით; და 3) კაონური ბირთვი, რომელიც შედგება ორი კვარკის მეზონებისგან, მათ შორის უცნაური (ანტი) კვარკები. თუმცა, ამჟამად შეუძლებელია რომელიმე ამ ჰიპოთეზის დადასტურება ან უარყოფა.

თავისუფალ ნეიტრონს, ნორმალურ პირობებში, რომელიც არ არის ატომის ბირთვის ნაწილი, ჩვეულებრივ აქვს სიცოცხლის ხანგრძლივობა დაახლოებით 880 წამი, მაგრამ ნეიტრონული ვარსკვლავის გრავიტაციული გავლენა არ აძლევს ნეიტრონს დაშლის საშუალებას, ამიტომ ნეიტრონული ვარსკვლავები ყველაზე სტაბილურ ობიექტებს შორის არიან. სამყაროში. [ ]

ნეიტრონული ვარსკვლავების გაგრილება

ნეიტრონული ვარსკვლავის დაბადების მომენტში (სუპერნოვას აფეთქების შედეგად) მისი ტემპერატურა ძალიან მაღალია - დაახლოებით 10 11 კ (ანუ 4 რიგით სიდიდის უფრო მაღალი ვიდრე ტემპერატურა მზის ცენტრში), მაგრამ ის ძალიან სწრაფად ეცემა ნეიტრინო გაგრილების გამო. სულ რამდენიმე წუთში ტემპერატურა ეცემა 10 11-დან 10 9 K-მდე, ერთ თვეში - 10 8 K-მდე. შემდეგ ნეიტრინოს სიკაშკაშე მკვეთრად მცირდება (ეს ძალიან დამოკიდებულია ტემპერატურაზე), ხოლო გაციება ხდება ბევრად ნელა ფოტონის გამო. (თერმული) გამოსხივება ზედაპირიდან. ცნობილი ნეიტრონული ვარსკვლავების ზედაპირის ტემპერატურა, რომლებისთვისაც შესაძლებელი გახდა მისი გაზომვა, არის 10 5 -10 6 კ-ს (თუმცა ბირთვი, როგორც ჩანს, გაცილებით ცხელია).

აღმოჩენის ისტორია

ნეიტრონული ვარსკვლავები კოსმოსური ობიექტების იმ რამდენიმე კლასიდან ერთ-ერთია, რომელიც თეორიულად იყო ნაწინასწარმეტყველები დამკვირვებლების მიერ მათ აღმოჩენამდე.

პირველად, გაზრდილი სიმკვრივის მქონე ვარსკვლავების არსებობის იდეა, ჯერ კიდევ 1932 წლის თებერვლის დასაწყისში ჩადვიკის მიერ გაკეთებული ნეიტრონის აღმოჩენამდე, გამოთქვა ცნობილმა საბჭოთა მეცნიერმა ლევ ლანდაუმ. ამრიგად, თავის სტატიაში „ვარსკვლავების თეორიის შესახებ“, დაწერილი 1931 წლის თებერვალში და გაურკვეველი მიზეზების გამო დაგვიანებით გამოქვეყნდა 1932 წლის 29 თებერვალს (ერთ წელზე მეტი ხნის შემდეგ), ის წერს: „ჩვენ ველით, რომ ეს ყველაფერი [კანონების დარღვევაა. კვანტური მექანიკის] უნდა გამოვლინდეს, როდესაც მატერიის სიმკვრივე იმდენად დიდი ხდება, რომ ატომის ბირთვები მჭიდრო კონტაქტში მოდიან და ერთ გიგანტურ ბირთვს წარმოქმნიან“.

"პროპელერი"

ბრუნვის სიჩქარე აღარ არის საკმარისი ნაწილაკების განდევნისთვის, ამიტომ ასეთი ვარსკვლავი არ შეიძლება იყოს რადიოპულსარი. თუმცა, ბრუნვის სიჩქარე მაინც მაღალია და მაგნიტური ველის მიერ დატყვევებული ნეიტრონული ვარსკვლავის მიმდებარე მატერია ვერ დაეცემა, ანუ მატერიის აკრეცია არ ხდება. ამ ტიპის ნეიტრონულ ვარსკვლავებს პრაქტიკულად არ აქვთ დაკვირვებადი გამოვლინებები და ცუდად არიან შესწავლილი.

აკრეტორი (რენტგენის პულსარი)

ბრუნვის სიჩქარე იმდენად მცირდება, რომ ახლა არაფერი უშლის ხელს მატერიის ასეთ ნეიტრონულ ვარსკვლავზე დაცემას. დაცემისას, მატერია, რომელიც უკვე პლაზმურ მდგომარეობაშია, მოძრაობს მაგნიტური ველის ხაზების გასწვრივ და ურტყამს ნეიტრონული ვარსკვლავის სხეულის მყარ ზედაპირს მისი პოლუსების მიდამოში, თბება ათობით მილიონ გრადუსამდე. ასეთ მაღალ ტემპერატურაზე გაცხელებული მატერია კაშკაშა ანათებს რენტგენის დიაპაზონში. რეგიონი, რომელშიც ხდება მატერიის დაცემის შეჯახება ნეიტრონული ვარსკვლავის სხეულის ზედაპირთან, ძალიან მცირეა - მხოლოდ დაახლოებით 100 მეტრი. ვარსკვლავის ბრუნვის გამო ეს ცხელი წერტილი პერიოდულად ქრება მხედველობიდან, ამიტომ შეინიშნება რენტგენის გამოსხივების რეგულარული პულსაციები. ასეთ ობიექტებს რენტგენის პულსარები ეწოდება.

გეოროტატორი

ასეთი ნეიტრონული ვარსკვლავების ბრუნვის სიჩქარე დაბალია და ხელს არ უშლის აკრეციას. მაგრამ მაგნიტოსფეროს ზომა ისეთია, რომ პლაზმა ჩერდება მაგნიტური ველით მანამ, სანამ იგი გრავიტაციით დაიპყრო. მსგავსი მექანიზმი მოქმედებს დედამიწის მაგნიტოსფეროში, რის გამოც ამ ტიპის ნეიტრონულმა ვარსკვლავმა მიიღო სახელი.

შენიშვნები

დიმიტრი ტრუნინი. ასტროფიზიკოსებმა დააზუსტეს ნეიტრონული ვარსკვლავების მაქსიმალური მასა (განუსაზღვრელი) . nplus1.ru. წაკითხულია 2018 წლის 18 იანვარს.
ჰ.კუინტრელი და სხვ.ნეიტრონული ვარსკვლავის მასა Vela X-1-ში და მოქცევით გამოწვეული არარადიალური რხევები GP Vel-ში // ასტრონომია და ასტროფიზიკა. - აპრილი 2003. - No401. - გვ.313-323. - arXiv:astro-ph/0301243.
P.B. Demorest, T. Pennucci, S. M. Ransom, M. S. E. Roberts & J. W. T. Hessels.ორი მზის მასის ნეიტრონული ვარსკვლავი, რომელიც იზომება შაპიროს დაყოვნების გამოყენებით (ინგლისური) // ბუნება. - 2010. - ტ. 467. - გვ 1081-1083 წწ.

ნეიტრონული ვარსკვლავი
ნეიტრონული ვარსკვლავი

ნეიტრონული ვარსკვლავი - სუპერ მკვრივი ვარსკვლავი, რომელიც წარმოიქმნა სუპერნოვას აფეთქების შედეგად. ნეიტრონული ვარსკვლავის მატერია ძირითადად ნეიტრონებისაგან შედგება.
ნეიტრონულ ვარსკვლავს აქვს ბირთვული სიმკვრივე (10 14 -10 15 გ/სმ 3) და ტიპიური რადიუსი 10-20 კმ. ნეიტრონული ვარსკვლავის შემდგომი გრავიტაციული შეკუმშვა ხელს უშლის ბირთვული მატერიის ზეწოლას, რომელიც წარმოიქმნება ნეიტრონების ურთიერთქმედების გამო. დეგენერირებული ნეიტრონული აირის ამ წნევას შეუძლია შეინარჩუნოს მასები 3 მ-მდე გრავიტაციული კოლაფსისგან. ამრიგად, ნეიტრონული ვარსკვლავის მასა მერყეობს (1,4-3)M დიაპაზონში.

ბრინჯი. 1. ნეიტრონული ვარსკვლავის განივი, რომლის მასა 1,5 მ და რადიუსი R = 16 კმ. სიმკვრივე ρ მითითებულია გ/სმ 3-ში ვარსკვლავის სხვადასხვა ნაწილში.

სუპერნოვას კოლაფსის დროს წარმოქმნილი ნეიტრინოები სწრაფად აცივებენ ნეიტრონულ ვარსკვლავს. მისი ტემპერატურა სავარაუდოდ დაეცემა 10 11-დან 10 9 K-მდე დაახლოებით 100 წმ-ში. შემდეგ გაგრილების სიჩქარე მცირდება. თუმცა, ის მაღალია კოსმოსური მასშტაბით. ტემპერატურის შემცირება 10 9-დან 10 8 K-მდე ხდება 100 წელიწადში და 10 6 K-მდე მილიონ წელიწადში.
დაახლოებით 1200 ცნობილი ობიექტია, რომლებიც კლასიფიცირდება როგორც ნეიტრონული ვარსკვლავები. მათგან დაახლოებით 1000 მდებარეობს ჩვენს გალაქტიკაში. ნეიტრონული ვარსკვლავის სტრუქტურა, რომლის მასა 1,5 მ და რადიუსია 16 კმ, ნაჩვენებია ნახ. 1: I - მჭიდროდ შეფუთული ატომების თხელი გარე ფენა. რეგიონი II არის ატომის ბირთვებისა და დეგენერირებული ელექტრონების კრისტალური ბადე. III რეგიონი არის ატომური ბირთვების მყარი ფენა, რომელიც გადაჭარბებულია ნეიტრონებით. IV - თხევადი ბირთვი, რომელიც შედგება ძირითადად დეგენერირებული ნეიტრონებისაგან. რეგიონი V ქმნის ნეიტრონული ვარსკვლავის ჰადრონულ ბირთვს. გარდა ნუკლეონებისა, ის შეიძლება შეიცავდეს პიონებსა და ჰიპერონებს. ნეიტრონული ვარსკვლავის ამ ნაწილში შესაძლებელია ნეიტრონული სითხის გადასვლა მყარ კრისტალურ მდგომარეობაში, პიონის კონდენსატის გამოჩენა და კვარკ-გლუონისა და ჰიპერონის პლაზმის წარმოქმნა. ნეიტრონული ვარსკვლავის სტრუქტურის გარკვეული დეტალები ამჟამად ზუსტდება.
ნეიტრონული ვარსკვლავების აღმოჩენა ძნელია ოპტიკური მეთოდების გამოყენებით მათი მცირე ზომისა და დაბალი სიკაშკაშის გამო. 1967 წელს ე.ჰუიშმა და ჯ.ბელმა (კემბრიჯის უნივერსიტეტი) აღმოაჩინეს პერიოდული რადიოემისიის კოსმოსური წყაროები - პულსარები. პულსარის რადიო პულსების გამეორების პერიოდები მკაცრად მუდმივია და პულსარების უმეტესობისთვის 10-2-დან რამდენიმე წამამდე მერყეობს. პულსრები მბრუნავი ნეიტრონული ვარსკვლავებია. მხოლოდ ნეიტრონული ვარსკვლავების თვისებების მქონე კომპაქტურ ობიექტებს შეუძლიათ შეინარჩუნონ ფორმა ასეთი ბრუნვის სიჩქარით დაშლის გარეშე. კუთხური იმპულსის და მაგნიტური ველის კონსერვაცია სუპერნოვას დაშლისა და ნეიტრონული ვარსკვლავის წარმოქმნის დროს იწვევს სწრაფად მბრუნავი პულსარების დაბადებას ძალიან ძლიერი მაგნიტური ველით 10 10 – 10 14 გ. მაგნიტური ველი ბრუნავს ნეიტრონულ ვარსკვლავთან ერთად, თუმცა ამ ველის ღერძი არ ემთხვევა ვარსკვლავის ბრუნვის ღერძს. ამ ბრუნვით, ვარსკვლავის რადიო გამოსხივება დედამიწაზე შუქურის სხივის მსგავსად სრიალებს. ყოველ ჯერზე, როდესაც სხივი გადაკვეთს დედამიწას და ურტყამს დედამიწაზე დამკვირვებელს, რადიოტელესკოპი აღმოაჩენს რადიო გამოსხივების მოკლე პულსს. მისი გამეორების სიხშირე შეესაბამება ნეიტრონული ვარსკვლავის ბრუნვის პერიოდს. ნეიტრონული ვარსკვლავის გამოსხივება ხდება მაშინ, როდესაც ვარსკვლავის ზედაპირიდან დამუხტული ნაწილაკები (ელექტრონები) მოძრაობენ გარედან მაგნიტური ველის ხაზების გასწვრივ, ასხივებენ ელექტრომაგნიტურ ტალღებს. ეს არის პულსარიდან რადიო გამოსხივების მექანიზმი, რომელიც პირველად იქნა შემოთავაზებული

პულსარი (ვარდისფერი) ჩანს M82 გალაქტიკის ცენტრში.

Გამოკვლევა პულსარები და ნეიტრონული ვარსკვლავებისამყარო: აღწერა და მახასიათებლები ფოტოებით და ვიდეოებით, სტრუქტურა, ბრუნვა, სიმკვრივე, შემადგენლობა, მასა, ტემპერატურა, ძიება.

პულსრები

პულსრებიისინი სფერული კომპაქტური ობიექტებია, რომელთა ზომები არ სცილდება დიდი ქალაქის საზღვრებს. გასაკვირი ის არის, რომ ასეთი მოცულობით ისინი აჭარბებენ მზის მასას მასის მიხედვით. ისინი გამოიყენება მატერიის ექსტრემალური მდგომარეობის შესასწავლად, ჩვენი სისტემის მიღმა პლანეტების გამოსავლენად და კოსმოსური მანძილების გასაზომად. გარდა ამისა, მათ დაეხმარნენ გრავიტაციული ტალღების პოვნაში, რომლებიც მიუთითებენ ენერგიულ მოვლენებზე, როგორიცაა სუპერმასიური შეჯახება. პირველად აღმოაჩინეს 1967 წელს.

რა არის პულსარი?

თუ თქვენ ეძებთ პულსარს ცაში, როგორც ჩანს, ეს არის ჩვეულებრივი მოციმციმე ვარსკვლავი, რომელიც მიჰყვება გარკვეულ რიტმს. სინამდვილეში, მათი შუქი არ ციმციმებს და არ პულსირებს და ისინი არ ჩანან როგორც ვარსკვლავები.

პულსარი გამოიმუშავებს სინათლის ორ მუდმივ, ვიწრო სხივს საპირისპირო მიმართულებით. მბჟუტავი ეფექტი იქმნება იმის გამო, რომ ისინი ბრუნავენ (შუქურის პრინციპი). ამ მომენტში სხივი ურტყამს დედამიწას და შემდეგ ისევ ბრუნავს. Რატომ ხდება ეს? ფაქტია, რომ პულსარის სინათლის სხივი ჩვეულებრივ არ შეესაბამება მის ბრუნვის ღერძს.

თუ მოციმციმე წარმოიქმნება ბრუნვით, მაშინ იმპულსების სიჩქარე ასახავს სიჩქარეს, რომლითაც პულსარი ტრიალებს. სულ ნაპოვნია 2000 პულსარი, რომელთა უმეტესობა ბრუნავს წამში ერთხელ. მაგრამ არის დაახლოებით 200 ობიექტი, რომლებიც ახერხებენ ასი რევოლუციის გაკეთებას ერთდროულად. ყველაზე სწრაფებს მილიწამიანებს უწოდებენ, რადგან მათი ბრუნვის რაოდენობა წამში უდრის 700-ს.

პულსრები არ შეიძლება ჩაითვალოს ვარსკვლავებად, ყოველ შემთხვევაში, "ცოცხალი". პირიქით, ისინი ნეიტრონული ვარსკვლავები არიან, რომლებიც წარმოიქმნება მას შემდეგ, რაც მასიური ვარსკვლავი საწვავი ამოიწურება და იშლება. შედეგად, იქმნება ძლიერი აფეთქება - სუპერნოვა, ხოლო დარჩენილი მკვრივი მასალა გარდაიქმნება ნეიტრონულ ვარსკვლავად.

სამყაროში პულსარების დიამეტრი 20-24 კმ-ს აღწევს და მათი მასა ორჯერ აღემატება მზეს. წარმოდგენა რომ მოგცეთ, შაქრის კუბის ზომის ასეთი ობიექტის ნაჭერი 1 მილიარდ ტონას იწონის. ანუ რაღაც ისეთი მძიმე ჯდება ხელში, როგორც ევერესტი! მართალია, არსებობს კიდევ უფრო მკვრივი ობიექტი - შავი ხვრელი. ყველაზე მასიური აღწევს 2,04 მზის მასას.

პულსარს აქვს ძლიერი მაგნიტური ველი, რომელიც 100 მილიონიდან 1 კვადრილიონჯერ უფრო ძლიერია ვიდრე დედამიწა. იმისათვის, რომ ნეიტრონულმა ვარსკვლავმა პულსარივით სინათლის გამოსხივება დაიწყოს, მას უნდა ჰქონდეს მაგნიტური ველის სიძლიერისა და ბრუნვის სიჩქარის სწორი თანაფარდობა. ეს ხდება, რომ რადიოტალღების სხივი შეიძლება არ გაიაროს მიწისზე დაფუძნებული ტელესკოპის ხედვის ველში და დარჩეს უხილავი.

რადიო პულსარები

ასტროფიზიკოსი ანტონ ბირიუკოვი ნეიტრონული ვარსკვლავების ფიზიკაზე, ბრუნვის შენელებაზე და გრავიტაციული ტალღების აღმოჩენაზე:

რატომ ბრუნავენ პულსარები?

პულსარის ნელი სიჩქარე არის ერთი ბრუნი წამში. ყველაზე სწრაფები აჩქარებენ ასობით ბრუნს წამში და უწოდებენ მილიწამს. ბრუნვის პროცესი ხდება იმის გამო, რომ ვარსკვლავები, საიდანაც ისინი ჩამოყალიბდნენ, ასევე ბრუნავდნენ. მაგრამ ამ სიჩქარის მისაღწევად, საჭიროა დამატებითი წყარო.

მკვლევარები თვლიან, რომ მილიწამიანი პულსარები მეზობლისგან ენერგიის მოპარვით წარმოიქმნა. შეიძლება შეამჩნიოთ უცხო ნივთიერების არსებობა, რომელიც ზრდის ბრუნვის სიჩქარეს. და ეს არ არის კარგი დაზიანებული კომპანიონისთვის, რომელიც შეიძლება ერთ დღეს პულსარმა მთლიანად მოიხმაროს. ასეთ სისტემებს შავ ქვრივს (ობობის საშიში სახეობის მიხედვით) უწოდებენ.

პულსარს შეუძლია ასხივოს შუქი რამდენიმე ტალღის სიგრძეში (რადიოდან გამა სხივებამდე). მაგრამ როგორ აკეთებენ ამას? მეცნიერები ჯერ ვერ პოულობენ ზუსტ პასუხს. ითვლება, რომ თითოეული ტალღის სიგრძეზე პასუხისმგებელია ცალკე მექანიზმი. შუქურის მსგავსი სხივები დამზადებულია რადიოტალღებისგან. ისინი კაშკაშა და ვიწროა და წააგავს თანმიმდევრულ შუქს, სადაც ნაწილაკები ქმნიან ფოკუსირებულ სხივს.

რაც უფრო სწრაფია ბრუნვა, მით უფრო სუსტია მაგნიტური ველი. მაგრამ ბრუნვის სიჩქარე საკმარისია იმისთვის, რომ გამოსცეს ისეთივე კაშკაშა სხივები, როგორც ნელი.

ბრუნვის დროს მაგნიტური ველი ქმნის ელექტრულ ველს, რომელსაც შეუძლია დამუხტული ნაწილაკები მოძრავ მდგომარეობაში (ელექტრული დენი) მოიყვანოს. ზედაპირის ზემოთ არსებულ ადგილს, სადაც მაგნიტური ველი დომინირებს, მაგნიტოსფერო ეწოდება. აქ დამუხტული ნაწილაკები აჩქარებულია წარმოუდგენლად მაღალ სიჩქარემდე ძლიერი ელექტრული ველის გამო. ყოველ ჯერზე, როდესაც ისინი აჩქარებენ, ისინი ასხივებენ სინათლეს. ის ნაჩვენებია ოპტიკურ და რენტგენის დიაპაზონში.

რაც შეეხება გამა სხივებს? კვლევები ვარაუდობენ, რომ მათი წყარო პულსარის მახლობლად სხვაგან უნდა ვეძებოთ. და ისინი გულშემატკივარს დაემსგავსებიან.

მოძებნეთ პულსარები

რადიოტელესკოპები რჩება კოსმოსში პულსარების ძიების მთავარ მეთოდად. ისინი პატარა და სუსტია სხვა ობიექტებთან შედარებით, ამიტომ თქვენ უნდა დაასკანიროთ მთელი ცა და თანდათან ეს ობიექტები მოხვდება ობიექტივში. უმეტესობა ნაპოვნი იქნა ავსტრალიის პარკის ობსერვატორიის გამოყენებით. ბევრი ახალი მონაცემი ხელმისაწვდომი იქნება კვადრატული კილომეტრიანი მასივის ანტენიდან (SKA) 2018 წლიდან.

2008 წელს გაუშვეს ტელესკოპი GLAST, რომელმაც აღმოაჩინა 2050 გამა-გამოსხივებული პულსარი, რომელთაგან 93 მილიწამიანი იყო. ეს ტელესკოპი წარმოუდგენლად სასარგებლოა, რადგან ის სკანირებს მთელ ცას, ზოგი კი ხაზს უსვამს თვითმფრინავის გასწვრივ მხოლოდ მცირე ნაწილებს.

სხვადასხვა ტალღის სიგრძის პოვნა შეიძლება რთული იყოს. ფაქტია, რომ რადიოტალღები წარმოუდგენლად ძლიერია, მაგრამ ისინი შეიძლება უბრალოდ არ მოხვდნენ ტელესკოპის ლინზაში. მაგრამ გამა გამოსხივება ვრცელდება ცაზე, მაგრამ უფრო დაბალია სიკაშკაშით.

მეცნიერებმა ახლა იციან 2300 პულსარის არსებობის შესახებ, რომლებიც ნაპოვნია რადიოტალღების მეშვეობით და 160 გამა სხივების მეშვეობით. ასევე არსებობს 240 მილიწამიანი პულსარები, რომელთაგან 60 წარმოქმნის გამა სხივებს.

პულსარების გამოყენებით

პულსრები არა მხოლოდ საოცარი კოსმოსური ობიექტებია, არამედ სასარგებლო იარაღებიც. გამოსხივებულ შუქს ბევრი რამის თქმა შეუძლია შიდა პროცესებზე. ანუ, მკვლევარებს შეუძლიათ ნეიტრონული ვარსკვლავების ფიზიკის გაგება. ამ ობიექტებს ისეთი მაღალი წნევა აქვთ, რომ მატერიის ქცევა ჩვეულებრივისგან განსხვავდება. ნეიტრონული ვარსკვლავების უცნაურ შინაარსს ეწოდება "ბირთვული პასტა".

პულსარს ბევრი სარგებელი მოაქვს მათი პულსის სიზუსტის გამო. მეცნიერებმა იციან კონკრეტული ობიექტები და აღიქვამენ მათ, როგორც კოსმიურ საათებს. ასე დაიწყო სპეკულაცია სხვა პლანეტების არსებობის შესახებ. ფაქტობრივად, აღმოჩენილი პირველი ეგზოპლანეტა პულსარის გარშემო ბრუნავდა.

არ დაგავიწყდეთ, რომ პულსარები აგრძელებენ მოძრაობას, სანამ ისინი „ციმციმებენ“, რაც ნიშნავს, რომ მათი გამოყენება შესაძლებელია კოსმოსური მანძილების გასაზომად. ისინი ასევე მონაწილეობდნენ აინშტაინის ფარდობითობის თეორიის გამოცდაში, როგორიცაა გრავიტაციის მომენტები. მაგრამ პულსაციის კანონზომიერება შეიძლება დაირღვეს გრავიტაციული ტალღებით. ეს 2016 წლის თებერვალში შენიშნეს.

პულსარის სასაფლაოები

თანდათანობით, ყველა პულსარი ნელდება. რადიაცია იკვებება ბრუნვის შედეგად შექმნილი მაგნიტური ველით. შედეგად, ის ასევე კარგავს ძალას და წყვეტს სხივების გაგზავნას. მეცნიერებმა დახაზეს სპეციალური ხაზი, სადაც გამა სხივები ჯერ კიდევ შესაძლებელია რადიოტალღების წინ. როგორც კი პულსარი ქვემოთ ჩამოვარდება, ის პულსარის სასაფლაოზე იწერება.

თუ პულსარი სუპერნოვას ნარჩენებისგან შეიქმნა, მაშინ მას აქვს ენერგიის უზარმაზარი რეზერვი და ბრუნვის სწრაფი სიჩქარე. მაგალითები მოიცავს ახალგაზრდა ობიექტს PSR B0531+21. მას შეუძლია დარჩეს ამ ფაზაში რამდენიმე ასეული ათასი წლის განმავლობაში, რის შემდეგაც ის დაიწყებს სიჩქარის დაკარგვას. საშუალო ასაკის პულსარები შეადგენენ მოსახლეობის უმრავლესობას და წარმოქმნიან მხოლოდ რადიოტალღებს.

თუმცა, პულსარს შეუძლია გაახანგრძლივოს სიცოცხლე, თუ იქვე არის თანამგზავრი. შემდეგ ის ამოიღებს თავის მასალას და გაზრდის ბრუნვის სიჩქარეს. ასეთი ცვლილებები შეიძლება მოხდეს ნებისმიერ დროს, რის გამოც პულსარს შეუძლია ხელახლა დაბადება. ასეთ კონტაქტს ეწოდება დაბალი მასის რენტგენის ორობითი სისტემა. უძველესი პულსარები მილიწამიანია. ზოგი მილიარდ წლამდე აღწევს.

ნეიტრონული ვარსკვლავები

ნეიტრონული ვარსკვლავები- საკმაოდ იდუმალი ობიექტები, რომლებიც აჭარბებენ მზის მასას 1,4-ჯერ. ისინი უფრო დიდი ვარსკვლავების აფეთქების შემდეგ იბადებიან. მოდით უკეთ გავეცნოთ ამ წარმონაქმნებს.

როდესაც მზეზე 4-8-ჯერ მასიური ვარსკვლავი ფეთქდება, მაღალი სიმკვრივის ბირთვი რჩება და აგრძელებს კოლაფსს. გრავიტაცია იმდენად ძლიერად უბიძგებს მასალას, რომ იწვევს პროტონებისა და ელექტრონების შერწყმას ნეიტრონად. ასე იბადება მაღალი სიმკვრივის ნეიტრონული ვარსკვლავი.

ამ მასიურ ობიექტებს შეუძლიათ მხოლოდ 20 კმ დიამეტრის მიღწევა. სიმკვრივის წარმოდგენა რომ მოგცეთ, ნეიტრონული ვარსკვლავის მასალის მხოლოდ ერთი სკუპი მილიარდ ტონას იწონის. გრავიტაცია ასეთ ობიექტზე 2 მილიარდჯერ უფრო ძლიერია, ვიდრე დედამიწისა და ძალა საკმარისია გრავიტაციული ლინზებისთვის, რაც მეცნიერებს საშუალებას აძლევს დაათვალიერონ ვარსკვლავის უკანა მხარე.

აფეთქების შედეგად მიღებული შოკი ტოვებს პულსს, რომელიც იწვევს ნეიტრონული ვარსკვლავის ბრუნვას და აღწევს რამდენიმე ბრუნს წამში. თუმცა მათ შეუძლიათ წუთში 43000-მდე აჩქარება.

სასაზღვრო ფენები კომპაქტური ობიექტების მახლობლად

ასტროფიზიკოსი ვალერი სულეიმანოვი ნეიტრონული ვარსკვლავების გარშემო აკრეციული დისკების, ვარსკვლავური ქარისა და მატერიის გაჩენის შესახებ:

ნეიტრონული ვარსკვლავების ინტერიერი

ასტროფიზიკოსი სერგეი პოპოვი მატერიის ექსტრემალურ მდგომარეობაზე, ნეიტრონული ვარსკვლავების შემადგენლობასა და ინტერიერის შესწავლის მეთოდებზე:

როდესაც ნეიტრონული ვარსკვლავი ორობითი სისტემის ნაწილია, სადაც სუპერნოვა აფეთქდა, სურათი კიდევ უფრო შთამბეჭდავია. თუ მეორე ვარსკვლავი მასით ჩამოუვარდება მზეს, მაშინ ის კომპანიონის მასას „როშის წილში“ იზიდავს. ეს არის მასალის სფერული ღრუბელი, რომელიც ბრუნავს ნეიტრონული ვარსკვლავის გარშემო. თუ თანამგზავრი მზის მასაზე 10-ჯერ დიდი იყო, მაშინ მასის გადაცემაც მორგებულია, მაგრამ არც ისე სტაბილური. მასალა მიედინება მაგნიტური პოლუსების გასწვრივ, თბება და ქმნის რენტგენის პულსაციას.

2010 წლისთვის 1800 პულსარი იქნა ნაპოვნი რადიო გამოვლენის გამოყენებით და 70 გამა სხივების გამოყენებით. ზოგიერთ ნიმუშს პლანეტებიც კი ჰქონდა.

ნეიტრონული ვარსკვლავების სახეები

ნეიტრონული ვარსკვლავების ზოგიერთ წარმომადგენელს აქვს მასალის ჭავლები, რომლებიც თითქმის სინათლის სიჩქარით მიედინება. როცა ჩვენს გვერდით მიფრინავენ, შუქურის შუქივით ანათებენ. ამის გამო მათ პულსარებს უწოდებენ.

Ზოგადი ინფორმაცია

სტრუქტურა

ნეიტრონული ვარსკვლავების გაგრილება