Školarci iz Luganska izradili su model kozmodroma na kojem mogu vježbati sve operacije sastavljanja i lansiranja raketa.
Dopisnik NTV-a Mikhail Antropov promatrao je jedan od početaka treninga.
Na takvom kozmodromu priprema prije leta traje samo 15 minuta. Za to vrijeme morate imati vremena da isporučite raketu na mjesto lansiranja, provjerite rad svih sustava i dopunite gorivo.
Roman Glebov: "Oksidirajuće sredstvo - 30%, vodikov peroksid - 100%."
I evo ga, trenutak istine. Tehničko osoblje je evakuirano, farme odlaze, spremne za minutu. Sve se događa na ljestvici od 1 do 72. Ali izvana je vrlo uvjerljivo, pa čak i uzbudljivo. Ključ za početak, idemo.
Roman Glebov: “Paljenje. Preliminarno. Srednji. Dom. Popni se".
O ovim učenicima ovisi uspjeh svemirske misije. Izvršili su prvi zadatak. Svemirska letjelica Progress ušla je u orbitu. Dok on lebdi blizu stropa, direktor leta nakratko napušta svoje mjesto. S ponosom pokazuje crteže i modele broda Buran, rakete-nosača Energia - sve su to njegove kreacije. Dijeli razmišljanja o izgledima za astronautiku.
Roman Glebov: “Naravno, astronautika ima budućnost. Radit će za Amerikance, Japance i Kineze. Sletjet će na Mjesec i na Mars.”
U međuvremenu se među nacrtanim zviježđima već pojavila svemirska postaja Mir - cilj leta. Ključni trenutak je pristajanje. Ovdje je sve osmišljeno do detalja.
Uz pomoć monitora, ovom pozornicom upravlja Roman Polekhin, školski učitelj. Cijeli ovaj projekt njegova je zamisao. Kozmonautika je san iz djetinjstva. Istina, obistinilo se samo u minijaturi. Među istim mlađim sanjarima našli su se istomišljenici.
Tijekom tri godine nastave izgradili su model glavnih blokova kozmodroma Baikonur. Papir, karton, žica pa čak i čačkalice – sve je ušlo u upotrebu. Podaci o raketnoj znanosti prikupljani su malo po malo s interneta, filmova i knjiga.
Roman Polekhin, voditelj projekta “Pier of the Universe”: “Najzahtjevniji i najsloženiji je kompleks za instalaciju i testiranje Sojuza. Zato što je vrlo prostran. Puno je sitnih detalja koje treba iskopirati i prilagoditi veličini. Radili smo po fotografijama."
Povijest astronautike u ovom razredu uči se doslovno zaigrano. Simuliraju se najneobičnije situacije. Bilo je problema sa solarnim pločama u orbiti. MCC odlučuje da će morati otići u svemir na popravke.
Kontrolni centar misije također je kopiran do najsitnijih detalja. U blizini zgrade postoji čak i parking za automobile zaposlenika. Pa, možete saznati što sada rade ako pogledate unutra. Zasloni su osvijetljeni, a na njima telemetrijske informacije o letu sljedeće letjelice.
Ali sada ekspedicija završava. Iz modula se pojavila kupola padobrana. Astronauti se vraćaju na Zemlju. Autori projekta niti ne sanjaju da to vide u stvarnosti. Ali vjeruju da će jednog dana posjetiti pravi Baikonur, o kojem su uspjeli toliko naučiti.
Prema astronomima, postavljanje teleskopa u svemir omogućuje otkrivanje elektromagnetskog zračenja u rasponima u kojima je zemljina atmosfera neprozirna; prvenstveno u infracrvenom području (toplinsko zračenje). Zbog odsutnosti atmosferskog utjecaja, rezolucija teleskopa je 7-10 puta veća od sličnog teleskopa koji se nalazi na Zemlji. Teleskop je lansiran u orbitu 1990. pomoću šatla Discovery.
Od početka projektiranja do lansiranja potrošeno je 2,5 milijarde američkih dolara, s početnim proračunom od 400 milijuna Ukupni troškovi projekta, od 1999. godine, procijenjeni su na 6 milijardi dolara s američke strane i 593 milijuna eura koje je platila ESA. Ali rezultati rada teleskopa su neprocjenjivo znanje o strukturi Svemira i evoluciji svemirskih objekata. Završetak radova je predviđen za 2013. godinu, kada će biti zamijenjen naprednijim.
Galaksije su zvjezdani otoci svemira. U njima se koncentriraju plin i prašina, u njima se zvijezde rađaju i umiru milijardama godina. Sunce se nalazi u “našoj” galaksiji Mliječni put. Prema nekim procjenama, u našoj galaksiji postoji od 200 do 350 milijardi zvijezda. U nekim galaksijama ima ih čak i više. U budućnosti, astronomi predviđaju sudar Mliječne staze s galaksijom poznatom kao . To će se dogoditi za milijarde godina. Promatramo bezbroj takvih zvjezdanih svjetova u Svemiru - spiralnih, eliptičnih i nepravilnih oblika.
Zemljina magnetosfera uzrokuje prašnjave oluje na Mjesecu
Mjesec je sam po sebi pun misterija, ali jednu od njegovih tajni ne znate sa sigurnošću: za punog Mjeseca, rep Zemljine magnetosfere šiba preko Zemljinog prirodnog satelita, uzrokujući Mjesečeve oluje s prašinom i pražnjenja statičkog elektriciteta. Ova činjenica, koju je prošli tjedan objavila NASA, važna je za buduća istraživanja Mjeseca.
Ovaj je efekt prvi put otkriven 1968. godine, kada je NASA-in lander Surveyor 7 fotografirao neobičan sjaj na horizontu nakon zalaska sunca. I nitko nije znao što je to. Danas znanstvenici vjeruju da je sunčevu svjetlost raspršila električki nabijena mjesečeva prašina koja je lebdjela iznad površine. Prva potvrda o tome primljena je od satelita Lunar Prospector, koji je bio u mjesečevoj orbiti 1998.-1999. Prilikom prelaska repa Zemljine magnetosfere uređaj je zabilježio jaka pražnjenja na tamnoj strani Mjeseca.
To se događa zahvaljujući magnetosferi koja obavija naš planet. Sunčev vjetar, tok nabijenih čestica, rasteže magnetsko polje, tvoreći produženi rep koji se proteže daleko izvan Mjesečeve orbite.
Zemljina magnetosfera je šupljina u svemiru nastala utjecajem Sunčevog vjetra na Zemljino magnetsko polje
Za vrijeme punog Mjeseca naš satelit prolazi kroz sloj plazme magnetosfere, gdje se nalaze nabijene čestice uhvaćene magnetskim poljem. Najlakši i najpokretljiviji od njih - elektroni - sudaraju se s mjesečevom površinom, naelektrišući je negativno. Na osvijetljenoj strani, višak naboja se smanjuje jer fotoni izbacuju elektrone s površine. Ali s mračne strane, akumulirani naboj može podići velike količine prašine u zrak, što može začepiti mjesečevu opremu. Štoviše, nabijena prašina može se kretati s tamne strane na manje negativnu dnevnu stranu, stvarajući oluje na liniji terminatora.
Čini se da će astronauti na površini Mjeseca sada trebati dobro uzemljenje, jer Mjesec može biti pod utjecajem sloja plazme od nekoliko minuta do nekoliko dana, akumulirajući statički naboj od nekoliko kilovolti.
Izvor: IT-Day
Nakon Velikog praska, koji je iznjedrio naš Svemir, u početnim su fazama u njemu bili prisutni samo vodik i helij. Teži kemijski elementi morali su se “kuhati” u dubinama prvih zvijezda, a zatim raspršiti po prostranstvima Svemira koji se širio kako bi upali u zvijezde sljedeće generacije i njihove planete.
A upravo su crne rupe mogle pomoći u "raspršivanju" tih elemenata na goleme udaljenosti, čak i prema kozmičkim standardima, napominje ITAR-TASS.
Crne rupe nipošto nisu svemirska čudovišta svejeda, objašnjavaju djelatnici Harvard-Smithsonian centra za astrofiziku. Sve dok plin ne prijeđe određenu granicu, još uvijek zadržava sposobnost da pobjegne iz monstruoznog gravitacijskog polja crne rupe, ali to ovisi o njegovoj temperaturi.
Astrofizičari su proučavali ponašanje supermasivne crne rupe koja se nalazi u središtu galaksije NGC 4051 i otkrili da plin može pobjeći iz mnogo bliže okoline misterioznog svemirskog objekta nego što se dosad mislilo.
Prema dobivenim procjenama, tvar je odletjela brzinom od preko 6 milijuna kilometara na sat. Tijekom tisuća godina mogao je prijeći goleme udaljenosti i na kraju postati dio kozmičkih oblaka plina ili prašine iz kojih su nastale nove zvijezde i planeti.
Neutronske zvijezde, često nazivane "mrtvim" zvijezdama, nevjerojatni su objekti. Njihovo proučavanje posljednjih je desetljeća postalo jedno od najfascinantnijih i najbogatijih otkrićima područja astrofizike. Zanimanje za neutronske zvijezde nije samo zbog misterija njihove strukture, već i zbog njihove kolosalne gustoće te jakih magnetskih i gravitacijskih polja. Tamo se materija nalazi u posebnom stanju, koje podsjeća na golemu atomsku jezgru, a ti se uvjeti ne mogu reproducirati u zemaljskim laboratorijima.
Rođenje na vrhu pera
Otkriće nove elementarne čestice, neutrona, 1932. navelo je astrofizičare da se zapitaju kakvu bi ulogu on mogao igrati u evoluciji zvijezda. Dvije godine kasnije, sugerirano je da su eksplozije supernove povezane s transformacijom običnih zvijezda u neutronske zvijezde. Zatim su napravljeni izračuni strukture i parametara potonjeg, i postalo je jasno da ako se male zvijezde (poput našeg Sunca) na kraju svoje evolucije pretvore u bijele patuljke, onda one teže postaju neutronske. U kolovozu 1967. godine radioastronomi su, proučavajući treperenje kozmičkih radio izvora, otkrili neobične signale: zabilježeni su vrlo kratki, u trajanju od oko 50 milisekundi, pulsevi radio emisije koji su se ponavljali u strogo određenom vremenskom intervalu (reda jedne sekunde) . To je bilo potpuno drugačije od uobičajene kaotične slike nasumičnih nepravilnih fluktuacija u radio emisiji. Nakon temeljite provjere cjelokupne opreme, postali smo uvjereni da su pulsevi izvanzemaljskog podrijetla. Astronome je teško iznenaditi objektima koji emitiraju promjenjivim intenzitetom, ali u ovom slučaju razdoblje je bilo toliko kratko, a signali toliko pravilni da su znanstvenici ozbiljno sugerirali da bi to mogle biti vijesti iz izvanzemaljskih civilizacija.
Stoga je prvi pulsar nazvan LGM-1 (od engleskog Little Green Men "Mali zeleni ljudi"), iako su pokušaji da se u primljenim impulsima pronađe bilo kakvo značenje završili su uzalud. Ubrzo su otkrivena još 3 pulsirajuća radio izvora. Ponovno se pokazalo da je njihov period mnogo manji od karakterističnih vremena vibracije i rotacije svih poznatih astronomskih objekata. Zbog pulsirajuće prirode zračenja novi objekti su se počeli nazivati pulsari. Ovo otkriće doslovno je uzdrmalo astronomiju, a iz mnogih radijskih zvjezdarnica počela su stizati izvješća o detekciji pulsara. Nakon otkrića pulsara u Rakovoj maglici, koji je nastao uslijed eksplozije supernove 1054. godine (ta je zvijezda bila vidljiva danju, kako Kinezi, Arapi i Sjevernoamerikanci spominju u svojim analima), postalo je jasno da su pulsari nekako vezano uz eksplozije supernove .
Najvjerojatnije su signali došli od predmeta koji je ostao nakon eksplozije. Trebalo je dosta vremena prije nego što su astrofizičari shvatili da su pulsari brzo rotirajuće neutronske zvijezde koje su tako dugo tražili.
Rakova maglica
Izbijanje ove supernove (fotografija iznad), koja je svjetlucala na zemljinom nebu svjetlije od Venere i bila vidljiva čak i danju, dogodila se 1054. godine prema zemaljskim satovima. Gotovo 1000 godina vrlo je kratko razdoblje prema kozmičkim standardima, a ipak se za to vrijeme prekrasna Rakova maglica uspjela formirati od ostataka zvijezde koja je eksplodirala. Ova slika je sastav dviju slika: jedna od njih je dobivena svemirskim optičkim teleskopom Hubble (nijanse crvene), druga rendgenskim teleskopom Chandra (plava). Jasno se vidi da visokoenergetski elektroni koji emitiraju u rendgenskom području vrlo brzo gube svoju energiju, pa plave boje prevladavaju samo u središnjem dijelu maglice.
Kombiniranje dviju slika pomaže točnijem razumijevanju mehanizma rada ovog nevjerojatnog kozmičkog generatora, koji emitira elektromagnetske oscilacije najšireg frekvencijskog raspona - od gama zraka do radio valova. Iako je većina neutronskih zvijezda detektirana radio emisijom, one emitiraju najveći dio svoje energije u gama i rendgenskom području. Neutronske zvijezde rađaju se vrlo vruće, ali se dovoljno brzo ohlade i već u dobi od tisuću godina imaju površinsku temperaturu od oko 1.000.000 K. Stoga samo mlade neutronske zvijezde sjaje u rendgenskom području zbog čisto toplinskog zračenja.
Fizika pulsara
Pulsar je jednostavno ogroman magnetizirani vrh koji se vrti oko osi koja se ne podudara s osi magneta. Da ništa ne pada na nju i da ne emitira ništa, tada bi njegova radio emisija imala rotacijsku frekvenciju i mi je nikada ne bismo čuli na Zemlji. Ali činjenica je da ovaj vrh ima ogromnu masu i visoku površinsku temperaturu, a rotirajuće magnetsko polje stvara ogromno električno polje, sposobno ubrzati protone i elektrone gotovo do brzine svjetlosti. Štoviše, sve te nabijene čestice koje jure oko pulsara zarobljene su u njegovom kolosalnom magnetskom polju. I samo unutar malog čvrstog kuta oko magnetske osi mogu se osloboditi (neutronske zvijezde imaju najjača magnetska polja u svemiru, dosežu 10 10 10 14 gausa, za usporedbu: zemljino polje je 1 gaus, Sunčevo 10 50 gausa ) . Upravo su te struje nabijenih čestica izvor radio emisije iz koje su otkriveni pulsari, za koje se kasnije pokazalo da su neutronske zvijezde. Budući da se magnetska os neutronske zvijezde ne mora nužno poklapati s osi njezine rotacije, kada zvijezda rotira, tok radio valova širi se svemirom poput zrake bljeskajućeg svjetionika, samo na trenutak režući okolnu tamu.
X-zrake pulsara Rakove maglice u njegovom aktivnom (lijevo) i normalnom (desno) stanju
najbliži susjed
Ovaj pulsar nalazi se samo 450 svjetlosnih godina od Zemlje i binarni je sustav neutronske zvijezde i bijelog patuljka s orbitalnim periodom od 5,5 dana. Meko rendgensko zračenje koje prima satelit ROSAT emitiraju polarne ledene kape PSR J0437-4715, koje su zagrijane na dva milijuna stupnjeva. Tijekom svoje brze rotacije (period ovog pulsara je 5,75 milisekundi), on se okreće prema Zemlji jednim ili drugim magnetskim polom, zbog čega se intenzitet toka gama zraka mijenja za 33%. Svijetli objekt pored malog pulsara je daleka galaksija koja iz nekog razloga aktivno svijetli u rendgenskom području spektra.
Svemoguća gravitacija
Prema suvremenoj evolucijskoj teoriji, masivne zvijezde završavaju svoj život u kolosalnoj eksploziji, pretvarajući većinu njih u plinsku maglicu koja se širi. Kao rezultat toga, ono što ostaje od diva mnogo puta većeg od našeg Sunca po veličini i masi je gusti vrući objekt veličine oko 20 km, s tankom atmosferom (od vodika i težih iona) i gravitacijskim poljem 100 milijardi puta većim od ono Zemlje. Nazvana je neutronska zvijezda, vjerujući da se sastoji uglavnom od neutrona. Materija neutronske zvijezde je najgušći oblik materije (žličica takve supernukleusa teži oko milijardu tona). Vrlo kratko razdoblje emitiranja signala pulsara bilo je prvi i najvažniji argument u prilog tome da se radi o neutronskim zvijezdama koje posjeduju ogromno magnetsko polje i vrte se vrtoglavom brzinom. Samo gusti i kompaktni objekti (veličine tek nekoliko desetaka kilometara) sa snažnim gravitacijskim poljem mogu izdržati takvu brzinu rotacije, a da se ne raspadnu na komade zbog centrifugalnih inercijskih sila.
Neutronska zvijezda sastoji se od neutronske tekućine pomiješane s protonima i elektronima. "Nuklearna tekućina", koja vrlo nalikuje tvari atomskih jezgri, 1014 puta je gušća od obične vode. Ova ogromna razlika je razumljiva, budući da se atomi uglavnom sastoje od praznog prostora, u kojem laki elektroni lebde oko sićušne, teške jezgre. Jezgra sadrži gotovo svu masu, jer su protoni i neutroni 2000 puta teži od elektrona. Ekstremne sile nastale stvaranjem neutronske zvijezde toliko sabijaju atome da se elektroni stisnuti u jezgri spajaju s protonima i tvore neutrone. Na taj način se rađa zvijezda koja se gotovo u potpunosti sastoji od neutrona. Supergusta nuklearna tekućina, da je donesena na Zemlju, eksplodirala bi poput nuklearne bombe, ali u neutronskoj zvijezdi je stabilna zbog ogromnog gravitacijskog pritiska. Međutim, u vanjskim slojevima neutronske zvijezde (kao, uostalom, i svih zvijezda), tlak i temperatura padaju, stvarajući čvrstu koru debelu oko kilometar. Vjeruje se da se sastoji uglavnom od jezgri željeza.
Bljesak
Ispostavilo se da se kolosalna rendgenska baklja 5. ožujka 1979. dogodila daleko izvan naše galaksije, u Velikom Magellanovom oblaku, satelitu naše Mliječne staze, koji se nalazi na udaljenosti od 180 tisuća svjetlosnih godina od Zemlje. Zajednička obrada praska gama zračenja 5. ožujka, koji je zabilježilo sedam svemirskih letjelica, omogućila je prilično precizno određivanje položaja ovog objekta, a činjenica da se nalazi upravo u Magellanovom oblaku danas je praktički nesumnjiva.
Događaj koji se dogodio na ovoj dalekoj zvijezdi prije 180 tisuća godina teško je zamisliti, ali bljesnuo je tada kao 10 supernova, više od 10 puta jači od sjaja svih zvijezda u našoj Galaksiji. Svijetla točka na vrhu figure je odavno poznati i poznati SGR pulsar, a nepravilan obris je najvjerojatniji položaj objekta koji je planuo 5. ožujka 1979. godine.
Podrijetlo neutronske zvijezde
Eksplozija supernove jednostavno je prijelaz dijela gravitacijske energije u toplinu. Kada stara zvijezda ostane bez goriva i termonuklearna reakcija više ne može zagrijati njezinu unutrašnjost na potrebnu temperaturu, dolazi do kolapsa plinskog oblaka u njezinom težištu. Energija oslobođena u ovom procesu raspršuje vanjske slojeve zvijezde u svim smjerovima, tvoreći maglicu koja se širi. Ako je zvijezda mala, poput našeg Sunca, tada dolazi do izbijanja i nastaje bijeli patuljak. Ako je masa zvijezde više od 10 puta veća od mase Sunca, tada takav kolaps dovodi do eksplozije supernove i formiranja obične neutronske zvijezde. Ako na mjestu vrlo velike zvijezde, mase 20 x 40 solarne, eruptira supernova i nastane neutronska zvijezda mase veće od tri solara, tada proces gravitacijske kompresije postaje nepovratan i nastaje crna rupa. formirana.
Unutarnja struktura
Čvrsta kora vanjskih slojeva neutronske zvijezde sastoji se od teških atomskih jezgri raspoređenih u kubičnu rešetku, između kojih slobodno lete elektroni, što podsjeća na zemaljske metale, ali samo mnogo gušće.
Otvoreno pitanje
Iako se neutronske zvijezde intenzivno proučavaju već oko tri desetljeća, njihova unutarnja struktura nije pouzdano poznata. Štoviše, nema čvrste sigurnosti da se doista sastoje uglavnom od neutrona. Kako se krećete dublje u zvijezdu, tlak i gustoća se povećavaju i materija se može toliko komprimirati da se raspada na kvarkove - građevne blokove protona i neutrona. Prema suvremenoj kvantnoj kromodinamici, kvarkovi ne mogu postojati u slobodnom stanju, već su spojeni u nerazdvojne “trojke” i “dvojke”. Ali možda se na granici unutarnje jezgre neutronske zvijezde situacija promijeni i kvarkovi izađu iz svog ograničenja. Kako bi dalje razumjeli prirodu neutronske zvijezde i egzotične kvarkove materije, astronomi trebaju odrediti odnos između mase zvijezde i njezinog radijusa (prosječne gustoće). Proučavajući neutronske zvijezde pomoću satelita, moguće je prilično točno izmjeriti njihovu masu, ali je određivanje promjera puno teže. Nedavno su znanstvenici koji koriste rendgenski satelit XMM-Newton pronašli način za procjenu gustoće neutronskih zvijezda na temelju gravitacijskog crvenog pomaka. Još jedna neobična stvar kod neutronskih zvijezda je da kako se masa zvijezde smanjuje, njezin radijus se povećava; kao rezultat toga, najmasivnije neutronske zvijezde imaju najmanju veličinu.
Crna udovica
Eksplozija supernove često daje značajnu brzinu novorođenom pulsaru. Takva leteća zvijezda s pristojnim vlastitim magnetskim poljem uvelike remeti ionizirani plin koji ispunjava međuzvjezdani prostor. Formira se svojevrsni udarni val koji trči ispred zvijezde i divergira u široki stožac nakon nje. Kombinirana optička (plavo-zeleni dio) i rendgenska (nijanse crvene) slika pokazuje da se ovdje ne radi samo o blistavom plinskom oblaku, već i o ogromnom toku elementarnih čestica koje emitira ovaj milisekundni pulsar. Linearna brzina Crne udovice je 1 milijun km/h, okreće se oko svoje osi za 1,6 ms, stara je već oko milijardu godina i ima zvijezdu pratilicu koja kruži oko Udovice s periodom od 9,2 sata. Pulsar B1957+20 dobio je svoje ime iz jednostavnog razloga što njegovo snažno zračenje jednostavno spaljuje svog susjeda, uzrokujući da plin koji ga formira "kuha" i isparava. Crvena čahura u obliku cigare iza pulsara je dio svemira gdje elektroni i protoni koje emitira neutronska zvijezda emitiraju meke gama zrake.
Rezultat računalnog modeliranja omogućuje da se vrlo jasno, u presjeku, prikažu procesi koji se odvijaju u blizini brzoletećeg pulsara. Zrake koje odlaze od svijetle točke konvencionalna su slika toka energije zračenja, kao i toka čestica i antičestica koji izviru iz neutronske zvijezde. Crveni obris na granici crnog prostora oko neutronske zvijezde i crveni svjetleći oblaci plazme mjesto je gdje se struja relativističkih čestica koje lete gotovo brzinom svjetlosti susreću s međuzvjezdanim plinom zbijenim udarnim valom. Naglim kočenjem čestice emitiraju X-zrake i, izgubivši najveći dio energije, više ne zagrijavaju toliko upadni plin.
Grč divova
Pulsari se smatraju jednom od ranih faza života neutronske zvijezde. Zahvaljujući njihovoj studiji znanstvenici su naučili o magnetskim poljima, brzini rotacije i budućoj sudbini neutronskih zvijezda. Stalnim praćenjem ponašanja pulsara može se točno odrediti koliko energije gubi, koliko usporava, pa čak i kada će prestati postojati, jer je toliko usporio da ne može emitirati snažne radio valove. Ta su istraživanja potvrdila mnoga teorijska predviđanja o neutronskim zvijezdama.
Već 1968. godine otkriveni su pulsari s periodom rotacije od 0,033 sekunde do 2 sekunde. Periodičnost pulsara radijskog pulsara održava se s nevjerojatnom točnošću, a u početku je stabilnost ovih signala bila veća od stabilnosti Zemljinih atomskih satova. Pa ipak, s napretkom u području mjerenja vremena, bilo je moguće registrirati pravilne promjene u njihovim periodima za mnoge pulsare. Naravno, radi se o iznimno malim promjenama i tek kroz milijune godina možemo očekivati da će se razdoblje udvostručiti. Omjer trenutne brzine rotacije i usporavanja rotacije jedan je od načina procjene starosti pulsara. Unatoč izvanrednoj stabilnosti radio signala, neki pulsari ponekad dožive takozvane "smetnje". U vrlo kratkom vremenskom intervalu (manje od 2 minute), brzina rotacije pulsara značajno se povećava, a zatim se nakon nekog vremena vraća na vrijednost koja je bila prije "poremećaja". Vjeruje se da bi "poremećaji" mogli biti uzrokovani preraspodjelom mase unutar neutronske zvijezde. Ali u svakom slučaju, točan mehanizam još uvijek nije poznat.
Dakle, Vela pulsar prolazi kroz velike "poremećaje" otprilike svake 3 godine, što ga čini vrlo zanimljivim objektom za proučavanje takvih pojava.
Magnetari
Neke neutronske zvijezde, koje se nazivaju ponavljajući meki izvori izbijanja gama zraka (SGR), emitiraju snažne nalete "mekih" gama zraka u nepravilnim intervalima. Količinu energije koju emitira SGR u tipičnoj baklji koja traje nekoliko desetinki sekunde može emitirati samo Sunce u cijeloj godini. Četiri poznata SGR-a nalaze se unutar naše galaksije, a samo je jedna izvan nje. Ove nevjerojatne eksplozije energije mogu izazvati zvjezdani potresi - snažne inačice potresa kada se čvrsta površina neutronskih zvijezda raskida i iz njihovih dubina izbijaju snažni tokovi protona koji, zaglavljeni u magnetskom polju, emitiraju gama i rendgensko zračenje . Neutronske zvijezde identificirane su kao izvori snažnih eksplozija gama zraka nakon što je golema eksplozija gama zraka 5. ožujka 1979. oslobodila onoliko energije u prvoj sekundi koliko Sunce emitira u 1000 godina. Čini se da nedavna promatranja jedne od trenutno najaktivnijih neutronskih zvijezda podržavaju teoriju da nepravilne, snažne eksplozije gama i rendgenskog zračenja uzrokuju zvjezdani potresi.
Godine 1998. slavni SGR iznenada se probudio iz svog "drijema", koji nije pokazivao znakove aktivnosti 20 godina i izbacio gotovo isto toliko energije koliko i baklja gama zraka 5. ožujka 1979. Ono što je najviše pogodilo istraživače tijekom promatranja ovog događaja bilo je naglo usporavanje brzine rotacije zvijezde, što ukazuje na njezino uništenje. Kako bi se objasnile snažne baklje gama zraka i X zraka, predložen je model magnetar-neutronske zvijezde sa superjakim magnetskim poljem. Ako se neutronska zvijezda rodi vrteći se vrlo brzo, tada kombinirani utjecaj rotacije i konvekcije, koji igra važnu ulogu u prvih nekoliko sekundi života neutronske zvijezde, može stvoriti ogromno magnetsko polje kroz složeni proces poznat kao "aktivno dinamo" (na isti način na koji se polje stvara unutar Zemlje i Sunca). Teoretičari su bili zapanjeni otkrićem da takav dinamo, koji radi u vrućoj, tek rođenoj neutronskoj zvijezdi, može stvoriti magnetsko polje 10 000 puta jače od normalnog polja pulsara. Kada se zvijezda ohladi (nakon 10 ili 20 sekundi), konvekcija i djelovanje dinama prestaju, ali je to vrijeme dovoljno da nastane potrebno polje.
Magnetsko polje rotirajuće električne vodljive lopte može biti nestabilno, a oštro restrukturiranje njegove strukture može biti popraćeno oslobađanjem ogromne količine energije (jasan primjer takve nestabilnosti je periodički prijenos Zemljinih magnetskih polova). Slične stvari se događaju na Suncu, u eksplozivnim događajima koji se nazivaju "solarne baklje". U magnetaru je raspoloživa magnetska energija ogromna, a ta je energija sasvim dovoljna za pokretanje tako divovskih baklji kao što su bile 5. ožujka 1979. i 27. kolovoza 1998. Takvi događaji neizbježno uzrokuju duboke poremećaje i promjene u strukturi ne samo električnih struja u volumenu neutronske zvijezde, već iu njenoj čvrstoj kori. Još jedan tajanstveni tip objekta koji emitira snažno rendgensko zračenje tijekom povremenih eksplozija su takozvani anomalni rendgenski pulsariAXP. Razlikuju se od običnih rendgenskih pulsara po tome što emitiraju samo u rendgenskom području. Znanstvenici vjeruju da su SGR i AXP faze života iste klase objekata, odnosno magnetara ili neutronskih zvijezda, koje emitiraju meke gama zrake crpeći energiju iz magnetskog polja. I premda magnetari danas ostaju plod teoretičara i nema dovoljno podataka koji potvrđuju njihovo postojanje, astronomi ustrajno traže potrebne dokaze.
Magnetarski kandidati
Astronomi su već proučili našu matičnu galaksiju, Mliječnu stazu, toliko temeljito da ih ne košta ništa da prikažu njezin pogled sa strane, koji pokazuje položaj najznamenitije neutronske zvijezde.
Znanstvenici vjeruju da su AXP i SGR jednostavno dvije faze u životu iste divovske magnetne neutronske zvijezde. Prvih 10 000 godina magnetar je SGR pulsar, vidljiv na običnom svjetlu i proizvodi opetovane udare mekog rendgenskog zračenja, a sljedećih milijuna godina on, poput anomalnog AXP pulsara, nestaje iz vidljivog raspona i puha. samo u rendgenu.
Najjači magnet
Analiza podataka dobivenih satelitom RXTE (Rossi X-ray Timing Explorer, NASA) tijekom promatranja neobičnog pulsara SGR 1806-20 pokazala je da je ovaj izvor najjači do sada poznati magnet u Svemiru. Veličina njegovog polja određena je ne samo na temelju neizravnih podataka (iz usporavanja pulsara), već i gotovo izravno iz mjerenja frekvencije rotacije protona u magnetskom polju neutronske zvijezde. Magnetsko polje blizu površine ovog magnetara doseže 10 15 gaussa. Da je, primjerice, u Mjesečevoj orbiti, svi magnetski mediji na našoj Zemlji bili bi demagnetizirani. Istina, s obzirom na to da je njena masa približno jednaka Sunčevoj, to više ne bi bilo važno, jer čak i da Zemlja nije pala na ovu neutronsku zvijezdu, ona bi se vrtjela oko nje kao luda, praveći puna revolucija u samo sat vremena.
Aktivni dinamo
Svi znamo da se energija voli mijenjati iz jednog oblika u drugi. Električna energija lako prelazi u toplinu, a kinetička energija u potencijalnu. Ogromni konvektivni tokovi električno vodljive magme, plazme ili nuklearne materije, pokazalo se, također mogu pretvoriti svoju kinetičku energiju u nešto neobično, na primjer, u magnetsko polje. Kretanje velikih masa na rotirajućoj zvijezdi u prisutnosti malog početnog magnetskog polja može dovesti do električnih struja koje stvaraju polje u istom smjeru kao i prvotno. Kao rezultat toga, počinje lavinsko povećanje vlastitog magnetskog polja rotirajućeg objekta koji vodi struju. Što je polje veće, to su struje veće, što su struje veće, to je polje veće i sve je to zbog banalnih konvektivnih strujanja, zbog činjenice da je vruća tvar lakša od hladne, pa stoga lebdi uvis
Problematično susjedstvo
Poznati svemirski opservatorij Chandra otkrio je stotine objekata (uključujući i druge galaksije), što ukazuje na to da nije svim neutronskim zvijezdama suđeno da vode samotnjački život. Takvi se objekti rađaju u binarnim sustavima koji su preživjeli eksploziju supernove koja je stvorila neutronsku zvijezdu. Ponekad se dogodi da pojedinačne neutronske zvijezde u gustim zvjezdanim područjima kao što su kuglasti skupovi uhvate pratioca. U ovom slučaju, neutronska zvijezda će "ukrasti" materiju od svog susjeda. I ovisno o masi zvijezde koja je prati, ova "krađa" će izazvati različite posljedice. Plin koji teče od suputnika mase manje od mase našeg Sunca na takvu “mrvicu” kao što je neutronska zvijezda ne može odmah pasti jer mu je vlastiti kutni moment prevelik, pa oko sebe stvara tzv. akrecijski disk od “ukradena” materija. Trenje dok se omotava oko neutronske zvijezde i kompresija u gravitacijskom polju zagrijavaju plin na milijune stupnjeva i on počinje emitirati X-zrake. Još jedan zanimljiv fenomen povezan s neutronskim zvijezdama koje imaju pratioca male mase su izboji X-zraka. Obično traju od nekoliko sekundi do nekoliko minuta i pri maksimumu daju zvijezdi sjaj gotovo 100 tisuća puta veći od sjaja Sunca.
Ove se baklje objašnjavaju činjenicom da kada se vodik i helij prenesu na neutronsku zvijezdu sa pratioca, formiraju gusti sloj. Postupno, ovaj sloj postaje toliko gust i vruć da počinje reakcija termonuklearne fuzije i oslobađa se ogromna količina energije. Što se tiče snage, to je ekvivalentno eksploziji cjelokupnog nuklearnog arsenala Zemljana na svakom četvornom centimetru površine neutronske zvijezde unutar minute. Potpuno drugačija slika se opaža ako neutronska zvijezda ima masivnog pratioca. Divovska zvijezda gubi materiju u obliku zvjezdanog vjetra (mlaz ioniziranog plina koji izvire s njene površine), a ogromna gravitacija neutronske zvijezde zarobljava nešto od te materije. Ali ovdje magnetsko polje dolazi na svoje, uzrokujući da padajuća tvar teče duž linija sile prema magnetskim polovima.
To znači da se rendgensko zračenje primarno stvara na vrućim točkama na polovima, a ako se magnetska os i os rotacije zvijezde ne poklapaju, tada je sjaj zvijezde promjenjiv - to je također pulsar. , ali samo rendgenski. Neutronske zvijezde u pulsarima X-zraka imaju svijetle divovske zvijezde kao pratioce. U bursterima, pratioci neutronskih zvijezda su slabe zvijezde male mase. Starost svijetlih divova ne prelazi nekoliko desetaka milijuna godina, dok starost slabih patuljastih zvijezda može biti stara milijarde godina, budući da prve troše svoje nuklearno gorivo puno brže od drugih. Iz toga proizlazi da su bursteri stari sustavi u kojima je magnetsko polje s vremenom oslabilo, a pulsari su relativno mladi, pa su samim time i magnetska polja u njima jača. Možda su bursteri pulsirali u nekom trenutku u prošlosti, ali pulsari će tek eksplodirati u budućnosti.
Pulsari s najkraćim periodima (manje od 30 milisekundi) - takozvani milisekundni pulsari - također su povezani s binarnim sustavima. Unatoč njihovoj brzoj rotaciji, pokazalo se da nisu najmlađi, kako bi se očekivalo, već najstariji.
Nastaju iz binarnih sustava gdje stara, sporo rotirajuća neutronska zvijezda počinje apsorbirati materiju od svog također starog pratioca (obično crvenog diva). Kako materija pada na površinu neutronske zvijezde, ona na nju prenosi rotacijsku energiju, uzrokujući da se vrti sve brže i brže. To se događa sve dok pratilac neutronske zvijezde, gotovo oslobođen viška mase, ne postane bijeli patuljak, a pulsar oživi i počne se okretati brzinom od stotina okretaja u sekundi. Međutim, nedavno su astronomi otkrili vrlo neobičan sustav, gdje pratilac milisekundnog pulsara nije bijeli patuljak, već ogromna napuhana crvena zvijezda. Znanstvenici vjeruju da promatraju ovaj binarni sustav upravo u fazi "oslobađanja" crvene zvijezde od viška kilograma i pretvaranja u bijelog patuljka. Ako je ova hipoteza netočna, tada bi zvijezda pratilac mogla biti obična zvijezda globularnog skupa koju je slučajno uhvatio pulsar. Gotovo sve trenutno poznate neutronske zvijezde nalaze se ili u binarnim sustavima X-zraka ili kao pojedinačni pulsari.
A nedavno je Hubble primijetio u vidljivom svjetlu neutronsku zvijezdu, koja nije komponenta binarnog sustava i ne pulsira u rendgenskom i radijskom rasponu. Ovo pruža jedinstvenu priliku za točno određivanje njegove veličine i prilagođavanje ideja o sastavu i strukturi ove bizarne klase izgorjelih, gravitacijski komprimiranih zvijezda. Ova je zvijezda prvi put otkrivena kao izvor X-zraka i emitira u ovom rasponu ne zato što skuplja plin vodik dok se kreće kroz svemir, već zato što je još mlada. Možda je to ostatak jedne od zvijezda u dvojnom sustavu. Kao rezultat eksplozije supernove, ovaj binarni sustav se urušio i bivši susjedi su započeli samostalno putovanje kroz Svemir.
Dječji zvjezdožder
Baš kao što kamenje pada na tlo, tako se i velika zvijezda, ispuštajući komadiće svoje mase, postupno pomiče prema malom i dalekom susjedu, koji blizu svoje površine ima ogromno gravitacijsko polje. Ako zvijezde ne kruže oko zajedničkog centra gravitacije, tada bi struja plina mogla jednostavno teći, poput struje vode iz šalice, na malu neutronsku zvijezdu. Ali budući da se zvijezde vrte u krugu, padajuća tvar mora izgubiti većinu svog kutnog momenta prije nego što stigne do površine. I ovdje, međusobno trenje čestica koje se kreću različitim putanjama i interakcija ionizirane plazme koja tvori akrecijski disk s magnetskim poljem pulsara pomažu da proces pada materije uspješno završi udarcem na površinu neutronske zvijezde u područje njegovih magnetskih polova.
Zagonetka 4U2127 riješena
Ova zvijezda je zavaravala astronome više od 10 godina, pokazujući čudnu sporu varijabilnost svojih parametara i svaki put drugačije bljesnuvši. Tek najnovija istraživanja svemirskog opservatorija Chandra omogućila su razotkrivanje tajanstvenog ponašanja ovog objekta. Ispostavilo se da to nije bila jedna, nego dvije neutronske zvijezde. Štoviše, obje imaju pratioce: jedna je zvijezda slična našem Suncu, druga je poput malog plavog susjeda. Prostorno su ovi parovi zvijezda razdvojeni prilično velikom udaljenosti i žive samostalnim životom. Ali na zvjezdanoj sferi oni su projicirani u gotovo istu točku, zbog čega su se tako dugo smatrali jednim objektom. Ove četiri zvijezde nalaze se u kuglastom skupu M15 na udaljenosti od 34 tisuće svjetlosnih godina.
Otvoreno pitanje
Ukupno su astronomi do danas otkrili oko 1200 neutronskih zvijezda. Od toga, više od 1000 su radio pulsari, a ostali su samo izvori X-zraka. Tijekom godina istraživanja znanstvenici su došli do zaključka da su neutronske zvijezde pravi originali. Neki su vrlo svijetli i mirni, drugi povremeno bukte i mijenjaju se sa zvjezdanim potresima, a treći postoje u binarnim sustavima. Ove su zvijezde među najtajnovitijim i najneuhvatljivijim astronomskim objektima, kombinirajući najjača gravitacijska i magnetska polja te ekstremne gustoće i energije. A svako novo otkriće iz njihovog burnog života daje znanstvenicima jedinstvene informacije potrebne za razumijevanje prirode materije i evolucije svemira.
Univerzalni standard
Vrlo je teško poslati nešto izvan Sunčevog sustava, pa su zajedno sa svemirskim letjelicama Pioneer 10 i 11 koje su tamo krenule prije 30 godina i Zemljani poslali poruke svojoj braći po umu. Nacrtati nešto što će biti razumljivo Izvanzemaljskom umu nije lak zadatak, štoviše, bilo je potrebno navesti i povratnu adresu i datum slanja pisma... Koliko su umjetnici sve to jasno mogli učiniti, teško je da čovjek razumije, ali sama ideja korištenja radio pulsara za označavanje mjesta i vremena slanja poruke je briljantna. Isprekidane zrake različitih duljina koje izlaze iz točke koja simbolizira Sunce označavaju smjer i udaljenost do pulsara najbližih Zemlji, a isprekidanost linije nije ništa drugo nego binarna oznaka njihovog razdoblja revolucije. Najduži snop pokazuje središte naše galaksije Mliječni put. Za jedinicu vremena u poruci uzeta je frekvencija radio signala koju emitira atom vodika kada se promijeni međusobna orijentacija spinova (smjer rotacije) protona i elektrona.
Famoznih 21 cm ili 1420 MHz trebala bi znati sva inteligentna bića u Svemiru. Pomoću ovih orijentira, koji upućuju na “radio-svjetionike” Svemira, bit će moguće pronaći zemljane i nakon mnogo milijuna godina, a uspoređujući zabilježenu frekvenciju pulsara sa sadašnjom, moći će se procijeniti kada će ti muškarac i žena blagoslovili su let prvog svemirskog broda koji je napustio Sunčev sustav.
Nikolaj Andrejev
Fenomen SWASI je analog SASI nestabilnosti koja se javlja u jezgri supernove, ali je milijun puta manji i 100 puta sporiji od svog astrofizičkog dvojnika. Autor fotografije: Thierry Foglizzo, Laboratoire AIM Paris-Saclay, CEA.
- ovo je jedan od najmoćnijih i najokrutnijih. Sada tim istraživača na Institutu Max Planck za astrofiziku vrlo specijalizirano proučava formiranje neutronskih zvijezda u središtu kolapsirajućih zvijezda. Korištenjem sofisticiranog računalnog modeliranja, uspjeli su stvoriti trodimenzionalne modele koji pokazuju fizički udar - intenzivna i nasilna kretanja koja se događaju kada se zvjezdana materija povuče prema unutra. To je hrabar novi pogled na dinamiku koja se događa.
Kao što znamo, zvijezde koje imaju 8-10 puta veću masu osuđene su završiti svoje živote u masivnoj eksploziji, plinovima koji su nevjerojatnom snagom otpuhani u svemir. Ovi katastrofalni događaji među najsjajnijim su i najsnažnijim događajima u svijetu i mogu ih zasjeniti kada se dogode. Upravo je to proces koji stvara elemente bitne za život kakav poznajemo - i početak.
Neutronske zvijezde su same po sebi misterij. Ovi vrlo kompaktni zvjezdani ostaci sadrže 1,5 puta veću masu, ali su ipak komprimirani na veličinu grada. Ovo nije spori stisak. Ova kompresija se događa kada zvjezdana jezgra eksplodira iz vlastite mase... i traje samo djelić sekunde. Može li išta zaustaviti ovo? Da, postoji granica. Lom prestaje kada se prekorači gustoća. Što je usporedivo s 300 milijuna tona sabijenih u nešto veličine kocke šećera.
Proučavanje neutronskih zvijezda otvara sasvim novu dimenziju pitanja na koja znanstvenici traže odgovore. Žele znati što uzrokuje uništenje zvijezda i kako kontrakcija može dovesti do eksplozije. Sada sugeriraju da bi neutrini mogli biti važan faktor. Ove sićušne elementarne čestice stvaraju se i uklanjaju u ogromnim količinama tijekom procesa supernove i mogu djelovati kao grijaći elementi koji pokreću eksploziju. Prema istraživačkom timu, neutrini bi mogli prenijeti energiju u zvjezdani plin, uzrokujući povećanje pritiska. Odavde se stvara udarni val, a kako se ubrzava, mogao bi raskomadati zvijezdu i izazvati supernovu.
Koliko god ovo zvučalo uvjerljivo, astronomi nisu sigurni bi li ova teorija mogla funkcionirati ili ne. Budući da se proces supernove ne može rekreirati u laboratorijskim uvjetima i nismo u mogućnosti izravno vidjeti unutrašnjost supernove, jednostavno se moramo osloniti na računalne simulacije. Upravo sada, istraživači mogu ponovno stvoriti supernovu koristeći složene matematičke jednadžbe koje repliciraju gibanje zvjezdanog plina i fizička svojstva koja se javljaju u kritičnom trenutku uništenja jezgre. Ove vrste izračuna zahtijevaju neka od najmoćnijih superračunala na svijetu, ali moguće je koristiti i pojednostavljene modele za postizanje istih rezultata. "Kada bi se, primjerice, odlučujući utjecaj neutrina uključio u neku detaljnu obradu, računalne bi se simulacije mogle izvesti samo u dvije dimenzije, što znači da se pretpostavlja da zvijezda u tim modelima ima umjetnu rotaciju oko osi simetrije", izvijestio je istraživač. tim.
Uz potporu Rechenzentrum Garching (RZG), znanstvenici su uspjeli stvoriti izuzetno učinkovit i brz računalni program. Također su dobili pristup najmoćnijim superračunalima i nagrađeni računalnim vremenom od gotovo 150 milijuna procesorskih sati, što je najveća kvota dosad dodijeljena od strane Europske unije "Partnerstvo za napredno računalstvo u Europi (PRACE)", tim istraživača na Institutu Max Planck za astrofiziku Garching je sada mogao, po prvi put, modelirati procese razaranja zvijezda u tri dimenzije i s detaljnim opisom sve relevantne fizike.
“U tu smo svrhu upotrijebili gotovo 16.000 procesorskih jezgri paralelno, ali svejedno, “pokretanje” jednog modela zahtijeva oko 4,5 mjeseca kontinuiranih izračuna”, kaže student diplomskog studija Florian Hanke, koji je izveo ovu simulaciju. Samo su dva računalna centra u Europi bila u stanju osigurati dovoljno snažne strojeve za tako dugo vremensko razdoblje, naime CURIE u Très Grand Center de Calcul (TGCC) du CEA u blizini Pariza i SuperMUC u Leibniz-Rechenzentrum (LRZ) u Münchenu/Garchingu.
Turbulentna evolucija neutronske zvijezde šest puta (0,154, 0,223, 0,240, 0,245, 0,249 i 0,278 sekundi) nakon početka formiranja neutronske zvijezde u 3D računalnoj simulaciji. Mjehurići slični gljivama karakteristični su za "kuhanje" plina zagrijanog neutrinom, dok istovremena SASI nestabilnost uzrokuje divlje ljuskanje i vrtenje cijelog sloja zagrijanog neutrinom (crveno) i obavijajući udarni val supernove (plavo). Autor fotografije: Elena Erastova i Markus Rampp, RZG.
S obzirom na nekoliko tisuća milijardi bajtova podataka za modeliranje, trebalo bi neko vrijeme prije nego što istraživači u potpunosti shvate implikacije pokretanja modela. Međutim, ono što su vidjeli istovremeno ih je oduševilo i iznenadilo. Zvjezdani plin funkcionirao je na način vrlo sličan normalnoj konvekciji, s neutrinima koji su pokretali proces zagrijavanja. I to nije sve... Otkrili su i snažne pokrete pljuskanja koji brzo prelaze u pokrete vrtnje. Ovakvo ponašanje uočeno je i prije i naziva se nestabilnost udarnog akumulacije (SASI). Prema priopćenju za vijest, "Ovaj izraz izražava činjenicu da početni sferni oblik udarnog vala supernove spontano kolabira jer udarni val razvija veliku amplitudu, pulsirajuću asimetriju oscilatornim rastom inicijalno malih, nasumičnih poremećaja sjemena. Do sada, međutim, to je otkriveno samo u pojednostavljenom i nepotpunom modeliranju."
"Moj kolega Thierry Foglizzo iz Service d'Astrophysique des CEA-Saclay u blizini Pariza stekao je detaljno razumijevanje uvjeta pod kojima ova nestabilnost raste", objašnjava Hans-Thomas Janka, voditelj istraživačkog tima. "Konstruirao je eksperiment u kojem hidraulički udar u kružnom toku vode pokazuje pulsirajuću asimetriju u bliskoj analogiji s frontom udarnog vala u kolabirajućoj materiji jezgre supernove." Poznat kao Analog plitke vode šok nestabilnosti, dinamički proces može se demonstrirati na manje tehnički način eliminiranjem važnog utjecaja zagrijavanja neutrina - razlog zbog kojeg mnogi astrofizičari sumnjaju da zvijezde u kolapsu mogu proći kroz ovu vrstu nestabilnosti. Međutim, novi računalni modeli mogu pokazati da je nestabilnost od akrecijskih udara važan faktor.
"Ovo ne samo da kontrolira kretanje mase u jezgri supernove, već također nameće karakteristične potpise neutrina i emisije neutrina koji će biti mjerljivi za buduću galaktičku supernovu. Štoviše, to može dovesti do snažne asimetrije zvjezdane eksplozije, od čega će novonastala neutronska zvijezda dobiti dobar poticaj i spin (rotaciju oko osi)", opisuje član tima Bernhard Müller najvažnije posljedice takvih dinamičkih procesa u jezgri supernove.
Jesmo li završili s istraživanjem supernove? Jesmo li shvatili sve što se zna o neutronskim zvijezdama? Skoro da ne. Trenutno se znanstvenici pripremaju za daljnje istraživanje mjerljivih učinaka povezanih sa SASI-jem i poboljšavaju svoja predviđanja povezanih signala. U budućnosti će unaprijediti svoje razumijevanje izvođenjem sve više i više simulacija kako bi otkrili kako zagrijavanje neutrina i nestabilnost djeluju zajedno. Možda će jednog dana uspjeti pokazati da je ta veza okidač koji pokreće eksploziju supernove i daje neutronsku zvijezdu.
27. prosinca 2004. izljev gama zraka stigao je u naš Sunčev sustav iz SGR 1806-20 (prikazan u umjetničkom otisku). Eksplozija je bila toliko snažna da je zahvatila Zemljinu atmosferu na udaljenosti većoj od 50.000 svjetlosnih godina
Neutronska zvijezda je kozmičko tijelo, koje je jedan od mogućih rezultata evolucije, a sastoji se uglavnom od neutronske jezgre prekrivene relativno tankom (~1 km) korom materije u obliku teških atomskih jezgri i elektrona. Mase neutronskih zvijezda usporedive su s masom , ali je tipični radijus neutronske zvijezde samo 10-20 kilometara. Stoga je prosječna gustoća tvari takvog objekta nekoliko puta veća od gustoće atomske jezgre (koja je za teške jezgre u prosjeku 2,8·10 17 kg/m³). Daljnje gravitacijsko sabijanje neutronske zvijezde sprječava pritisak nuklearne tvari koji nastaje zbog međudjelovanja neutrona.
Mnoge neutronske zvijezde imaju iznimno velike brzine rotacije, do tisuću okretaja u sekundi. Neutronske zvijezde nastaju iz zvjezdanih eksplozija.
Mase većine neutronskih zvijezda s pouzdano izmjerenim masama su 1,3-1,5 Sunčeve mase, što je blizu Chandrasekharove granice. Teoretski, prihvatljive su neutronske zvijezde s masama od 0,1 do oko 2,5 Sunčeve mase, no vrijednost gornje granične mase trenutno je poznata vrlo neprecizno. Najmasivnije poznate neutronske zvijezde su Vela X-1 (s masom od najmanje 1,88±0,13 solarne mase na razini 1σ, što odgovara razini značajnosti od α≈34%), PSR J1614-2230ruen (s procjenom mase od 1,97 ±0,04 solara), i PSR J0348+0432ruen (s procjenom mase od 2,01±0,04 solara). Gravitacija u neutronskim zvijezdama je uravnotežena pritiskom degeneriranog neutronskog plina; najveća vrijednost mase neutronske zvijezde određena je Oppenheimer-Volkoffovom granicom, čija numerička vrijednost ovisi o (još uvijek slabo poznatoj) jednadžbi stanja materije u jezgri zvijezde. Postoje teorijske postavke da je s još većim povećanjem gustoće moguća degeneracija neutronskih zvijezda u kvarkove.
Struktura neutronske zvijezde.
Magnetsko polje na površini neutronskih zvijezda doseže vrijednost od 10 12 -10 13 G (za usporedbu, Zemlja ima oko 1 G), procesi u magnetosferama neutronskih zvijezda odgovorni su za radio emisiju pulsara. . Od 1990-ih neke su neutronske zvijezde identificirane kao magnetari - zvijezde s magnetskim poljima reda veličine 10 14 G i većim. Takva magnetska polja (koja prelaze “kritičnu” vrijednost od 4,414 10 13 G, pri kojoj energija međudjelovanja elektrona s magnetskim poljem premašuje njegovu energiju mirovanja mec²) uvode kvalitativno novu fiziku, jer specifični relativistički efekti, polarizacija fizičkog vakuuma , itd. postaju značajni.
Do 2012. godine otkriveno je oko 2000 neutronskih zvijezda. Oko 90% njih su samci. Ukupno u nas može postojati 10 8 -10 9 neutronskih zvijezda, dakle oko jedna na tisuću običnih zvijezda. Neutronske zvijezde karakteriziraju velike brzine (obično stotine km/s). Kao rezultat akrecije tvari oblaka, neutronska zvijezda može biti vidljiva u ovoj situaciji u različitim spektralnim rasponima, uključujući optički, koji čini oko 0,003% emitirane energije (što odgovara magnitudi 10).
Gravitacijski otklon svjetlosti (vidljivo je više od polovice površine zbog relativističkog otklona svjetlosti)
Neutronske zvijezde jedna su od rijetkih klasa kozmičkih objekata koji su bili teoretski predviđeni prije nego što su ih otkrili promatrači.
Godine 1933. astronomi Walter Baade i Fritz Zwicky sugerirali su da bi neutronska zvijezda mogla nastati kao rezultat eksplozije supernove. Teorijski izračuni u to vrijeme pokazali su da je zračenje neutronske zvijezde preslabo da bi se moglo detektirati. Zanimanje za neutronske zvijezde pojačano je 1960-ih, kada se počela razvijati rendgenska astronomija, budući da je teorija predviđala da će se njihov maksimum toplinske emisije pojaviti u području mekih rendgenskih zraka. Međutim, neočekivano su otkriveni u radijskim promatranjima. Godine 1967. Jocelyn Bell, diplomirana studentica E. Huisha, otkrila je objekte koji emitiraju pravilne pulseve radiovalova. Ovaj fenomen je objašnjen uskom usmjerenošću radijske zrake iz brzo rotirajućeg objekta - neke vrste "kozmičkog radio-fara". Ali svaka obična zvijezda kolabirala bi pri tako velikoj brzini rotacije. Samo su neutronske zvijezde bile prikladne za ulogu takvih svjetionika. Vjeruje se da je pulsar PSR B1919+21 prva otkrivena neutronska zvijezda.
Interakciju neutronske zvijezde s okolnom materijom određuju dva glavna parametra i, kao posljedica toga, njihove vidljive manifestacije: period (brzina) rotacije i veličina magnetskog polja. S vremenom zvijezda troši svoju rotacijsku energiju i njezina rotacija se usporava. Magnetsko polje također slabi. Iz tog razloga neutronska zvijezda može promijeniti svoj tip tijekom svog života. Ispod je nomenklatura neutronskih zvijezda u silaznom redoslijedu brzine rotacije, prema monografiji V.M. Lipunova. Budući da se teorija pulsarskih magnetosfera još uvijek razvija, postoje alternativni teorijski modeli.
Jaka magnetska polja i kratki period rotacije. U najjednostavnijem modelu magnetosfere magnetsko polje rotira čvrsto, odnosno istom kutnom brzinom kao i tijelo neutronske zvijezde. Pri određenom polumjeru linearna brzina rotacije polja približava se brzini svjetlosti. Ovaj radijus se naziva "polumjer svjetlosnog cilindra". Izvan tog polumjera obično dipolno polje ne može postojati, pa se linije jakosti polja prekidaju na tom mjestu. Nabijene čestice koje se kreću duž linija magnetskog polja mogu napustiti neutronsku zvijezdu kroz takve litice i odletjeti u međuzvjezdani prostor. Neutronska zvijezda ovog tipa "izbacuje" (od francuskog éjecter - izbaciti, izbaciti) relativističke nabijene čestice koje emitiraju u radio rasponu. Ejektori se promatraju kao radio pulsari.
Propeler
Brzina rotacije više nije dovoljna za izbacivanje čestica, pa takva zvijezda ne može biti radio pulsar. Međutim, brzina vrtnje je i dalje velika, a materija koja okružuje neutronsku zvijezdu zarobljena magnetskim poljem ne može pasti, odnosno ne dolazi do nakupljanja materije. Neutronske zvijezde ovog tipa praktički nemaju vidljive manifestacije i slabo su proučavane.
Akrektor (rendgenski pulsar)
Brzina rotacije smanjena je na takvu razinu da više ništa ne sprječava pad materije na takvu neutronsku zvijezdu. Tvar koja pada, već u stanju plazme, kreće se duž linija magnetskog polja i udara u čvrstu površinu tijela neutronske zvijezde u području njezinih polova, zagrijavajući se do desetaka milijuna stupnjeva. Tvar zagrijana na tako visoke temperature jako svijetli u rasponu X-zraka. Područje u kojem dolazi do sudara padajuće tvari s površinom tijela neutronske zvijezde vrlo je malo - svega oko 100 metara. Zbog rotacije zvijezde, ova vruća točka povremeno nestaje iz vidokruga, a opažaju se pravilna pulsiranja rendgenskog zračenja. Takvi se objekti nazivaju pulsari X-zraka.
Georotator
Brzina rotacije takvih neutronskih zvijezda je mala i ne sprječava akreciju. Ali veličina magnetosfere je takva da plazmu zaustavlja magnetsko polje prije nego što je uhvati gravitacija. Sličan mehanizam djeluje i u Zemljinoj magnetosferi, po čemu je ova vrsta neutronske zvijezde dobila ime.
Magnetar
Neutronska zvijezda s iznimno jakim magnetskim poljem (do 10 11 T). Teoretsko postojanje magnetara predviđeno je 1992. godine, a prvi dokaz o njihovom stvarnom postojanju dobiven je 1998. godine promatranjem snažnog izbijanja gama i rendgenskog zračenja iz izvora SGR 1900+14 u zviježđu Aquila. Životni vijek magnetara je oko 1.000.000 godina. Magnetari imaju najjače magnetsko polje u .
Magnetari su malo proučena vrsta neutronskih zvijezda zbog činjenice da ih je malo dovoljno blizu Zemlje. Magnetari su promjera oko 20-30 km, ali većina ima masu veću od mase Sunca. Magnetar je toliko komprimiran da bi grašak njegove tvari težio više od 100 milijuna tona. Većina poznatih magnetara vrti se vrlo brzo, najmanje nekoliko okretaja oko svoje osi u sekundi. Promatrano u gama zračenju bliskom X-zrakama, ne emitira radio emisiju. Životni ciklus magnetara je prilično kratak. Njihova snažna magnetska polja nestaju nakon otprilike 10.000 godina, nakon čega prestaje njihova aktivnost i emitiranje X-zraka. Prema jednoj pretpostavci, do 30 milijuna magnetara moglo se formirati u našoj galaksiji tijekom cijelog njenog postojanja. Magnetari se formiraju od masivnih zvijezda s početnom masom od oko 40 M☉.
Udari koji se generiraju na površini magnetara uzrokuju ogromne vibracije u zvijezdi; fluktuacije u magnetskom polju koje ih prate često dovode do golemih izboja gama zračenja, koji su na Zemlji zabilježeni 1979., 1998. i 2004. godine.
Od svibnja 2007. bilo je poznato dvanaest magnetara, s još tri kandidata koja su čekala potvrdu. Primjeri poznatih magnetara:
SGR 1806-20, koji se nalazi 50 000 svjetlosnih godina od Zemlje na suprotnoj strani naše galaksije Mliječni put u zviježđu Strijelac.
SGR 1900+14, udaljen 20 000 svjetlosnih godina, nalazi se u zviježđu Aquila. Nakon dugog razdoblja niskih emisija (značajne eksplozije samo 1979. i 1993.), postao je aktivan u svibnju i kolovozu 1998., a eksplozija otkrivena 27. kolovoza 1998. bila je dovoljne snage da prisili svemirsku letjelicu NEAR Shoemaker da se ugasi kako bi spriječiti štetu. 29. svibnja 2008. NASA-in teleskop Spitzer otkrio je prstenove materije oko ovog magnetara. Vjeruje se da je ovaj prsten nastao eksplozijom uočenom 1998. godine.
1E 1048.1-5937 je anomalni rendgenski pulsar udaljen 9000 svjetlosnih godina u zviježđu Carina. Zvijezda iz koje je nastao magnetar imala je masu 30-40 puta veću od mase Sunca.
Kompletan popis nalazi se u katalogu magnetara.
Od rujna 2008. ESO izvještava o identifikaciji objekta za koji se prvobitno mislilo da je magnetar, SWIFT J195509+261406; izvorno je identificiran izljevima gama zraka (GRB 070610)
Zvijezde s masom 1,5-3 puta većom od mase Sunca neće moći zaustaviti svoju kontrakciju u fazi bijelog patuljka na kraju svog života. Moćne gravitacijske sile će ih stisnuti do takve gustoće da će materija biti "neutralizirana": interakcija elektrona s protonima dovest će do toga da će gotovo cijela masa zvijezde biti sadržana u neutronima. Formirano neutronska zvijezda. Najmasivnije zvijezde mogu postati neutronske nakon što eksplodiraju kao supernove.Koncept neutronske zvijezde
Koncept neutronskih zvijezda nije nov: prvi sugestiju o mogućnosti njihovog postojanja dali su talentirani astronomi Fritz Zwicky i Walter Baarde iz Kalifornije 1934. godine. (Nešto ranije, 1932. godine, mogućnost postojanja neutronskih zvijezda predvidio je poznati sovjetski znanstvenik L.D. Landau.) U kasnim 30-im godinama postao je predmetom istraživanja drugih američkih znanstvenika Oppenheimera i Volkova. Zanimanje ovih fizičara za ovaj problem bilo je uzrokovano željom da se utvrdi konačna faza evolucije masivne zvijezde koja se skuplja. Budući da su uloga i značaj supernove otkriveni otprilike u isto vrijeme, sugerirano je da bi neutronska zvijezda mogla biti ostatak eksplozije supernove. Nažalost, izbijanjem Drugog svjetskog rata pažnja znanstvenika usmjerila se na vojne potrebe i obustavljeno je detaljno proučavanje ovih novih i vrlo misterioznih objekata. Zatim je 50-ih godina proučavanje neutronskih zvijezda nastavljeno čisto teorijski kako bi se utvrdilo jesu li one povezane s problemom rađanja kemijskih elemenata u središnjim područjima zvijezda.ostaju jedini astrofizički objekt čije su postojanje i svojstva bili predviđeni mnogo prije njihova otkrića.
Početkom 1960-ih, otkriće kozmičkih izvora X-zraka dalo je veliko ohrabrenje onima koji su neutronske zvijezde razmatrali kao moguće izvore nebeskih X-zraka. Do kraja 1967 Otkrivena je nova klasa nebeskih tijela - pulsari, što je znanstvenike zbunilo. Ovo otkriće bilo je najvažniji napredak u proučavanju neutronskih zvijezda, jer je ponovno pokrenulo pitanje podrijetla kozmičkog rendgenskog zračenja. Govoreći o neutronskim zvijezdama, treba uzeti u obzir da su njihove fizičke karakteristike utvrđene teoretski i vrlo su hipotetske, budući da se fizički uvjeti koji postoje u tim tijelima ne mogu reproducirati u laboratorijskim eksperimentima.
Svojstva neutronskih zvijezda
Gravitacijske sile odlučujuće utječu na svojstva neutronskih zvijezda. Prema različitim procjenama, promjeri neutronskih zvijezda su 10-200 km. A taj, u svemirskom smislu beznačajan volumen, "napunjen" je tolikom količinom materije da može sastaviti nebesko tijelo poput Sunca, promjera oko 1,5 milijuna km, mase gotovo trećinu milijuna puta teže. nego Zemlja! Prirodna posljedica ove koncentracije materije je nevjerojatno visoka gustoća neutronske zvijezde. Zapravo, ispada toliko gusto da može biti čak i čvrsto. Gravitacija neutronske zvijezde je toliko velika da bi osoba tamo težila oko milijun tona. Izračuni pokazuju da su neutronske zvijezde jako magnetizirane. Procjenjuje se da magnetsko polje neutronske zvijezde može doseći 1 milijun. milijun gausa, dok je na Zemlji 1 gaus. Radijus neutronske zvijezde pretpostavlja se da iznosi oko 15 km, a masa je oko 0,6 - 0,7 Sunčeve mase. Vanjski sloj je magnetosfera, koja se sastoji od razrijeđene elektrone i nuklearne plazme, kroz koju prodire snažno magnetsko polje zvijezde. Odatle potječu radio signali koji su zaštitni znak pulsara. Ultrabrze nabijene čestice, koje se kreću u spiralama duž linija magnetskog polja, uzrokuju različite vrste zračenja. U nekim slučajevima zračenje se javlja u radio području elektromagnetskog spektra, u drugima - zračenje na visokim frekvencijama.Gustoća neutronske zvijezde
Gotovo neposredno ispod magnetosfere gustoća tvari doseže 1 t/cm3, što je 100 000 puta veće od gustoće željeza. Sljedeći sloj nakon vanjskog ima karakteristike metala. Ovaj sloj "supertvrde" tvari je u kristalnom obliku. Kristali se sastoje od jezgri atoma s atomskim masama 26 - 39 i 58 - 133. Ti su kristali iznimno mali: da bi se pokrila udaljenost od 1 cm, potrebno je oko 10 milijardi kristala poredati u jednu liniju. Gustoća u ovom sloju je više od milijun puta veća nego u vanjskom sloju, ili inače, 400 milijardi puta veća od gustoće željeza.Krećući se dalje prema središtu zvijezde, prelazimo treći sloj. Uključuje područje teških jezgri kao što je kadmij, ali je također bogato neutronima i elektronima. Gustoća trećeg sloja je 1000 puta veća od prethodne. Prodirući dublje u neutronsku zvijezdu, dolazimo do četvrtog sloja, a gustoća se malo povećava - oko pet puta. Međutim, pri takvoj gustoći jezgre više ne mogu održati svoj fizički integritet: raspadaju se na neutrone, protone i elektrone. Većina materije je u obliku neutrona. Na svaki elektron i proton dolazi 8 neutrona. Taj se sloj, u biti, može smatrati neutronskom tekućinom, "kontaminiranom" elektronima i protonima. Ispod ovog sloja je jezgra neutronske zvijezde. Ovdje je gustoća otprilike 1,5 puta veća nego u gornjem sloju. Pa ipak, čak i tako mali porast gustoće dovodi do činjenice da se čestice u jezgri kreću mnogo brže nego u bilo kojem drugom sloju. Kinetička energija gibanja neutrona pomiješanih s malim brojem protona i elektrona je tolika da stalno dolazi do neelastičnih sudara čestica. U procesima sudara rađaju se sve čestice i rezonancije koje poznaje nuklearna fizika, a ima ih više od tisuću. Po svoj prilici radi se o velikom broju čestica koje nam još nisu poznate.