Neutroninės žvaigždės ir pulsarai

Neutronitähed ja pulsarid

Tihedad, kiiresti pöörlevad jäänukid, mis tekivad teatud supernoovade plahvatuste järel, kiirgades kiirguskiiri

Kui massiivsed tähed jõuavad oma elu lõpuni tuuma kokkuvarisemise supernoova kaudu, võivad nende tuumad kokku tõmbuda väga tihedateks objektideks, mida nimetatakse neutronitähtedeks. Need jäänukid on tihedad, ületades aatomituuma tihedust, mahutades Päikese massi umbes linna suuruses sfääris. Nende neutronitähtede seas pöörlevad mõned kiiresti ja neil on tugevad magnetväljad — pulsarid, mis kiirgavad pöörlevaid kiirguskiiri, mida Maa pealt on võimalik jälgida. Selles artiklis käsitleme, kuidas neutronitähed ja pulsarid tekivad, millega nad kosmoses silma paistavad ning kuidas nende energiline kiirgus võimaldab meil uurida äärmuslikku füüsikat aine piirides.

1. Pärast supernoovat tekkimine

1.1 Tuuma kokkuvarisemine ja „neutroniseerumine“

Suure massiga tähed (> 8–10 M⊙) moodustavad lõpuks raudtuuma, mis ei suuda enam toetada eksotermilist süntesi. Kui tuuma mass läheneb või ületab Chandrasekhari piiri (~1,4 M⊙), ei suuda elektronide degeneratsioonirõhk enam gravitatsiooni tasakaalustada, põhjustades tuuma kokkuvarisemise. Mõne millisekundiga:

  1. Kokkuvarisev tuum surub prootonid ja elektronid kokku neutroniteks (tagasipöörduva beeta lagunemise teel).
  2. Neutronite degeneratsioonirõhk peatab edasise kokkuvarisemise, kui tuuma mass jääb alla ~2–3 M⊙.
  3. Tekkinud tagasilöök või neutriinodega juhitud plahvatuslaine paiskab tähe väliskihid kosmosesse, põhjustades tuuma kokkuvarisemise supernoova [1,2].

Tuum jääb neutronitäheks – väga tihe objekt, tavaliselt ~10–12 km raadiusega, millel on 1–2 Päikese massi.

1.2 Mass ja olekuvõrrand

Täpset neutronitähe massipiiri (nn „Tolmani–Oppenheimeri–Volkoffi“ piir) ei ole täpselt määratud, tavaliselt on see 2–2,3 M⊙. Selle piiri ületamisel jätkab tuum kokkuvarisemist musta augu suunas. Neutronitähe struktuur sõltub tuumafüüsikast ja ülihõreda aine olekuvõrrandist – see on aktiivselt uuritav valdkond, mis ühendab astrofüüsikat ja tuumafüüsikat [3].

2. Struktuur ja koostis

2.1 Neutronitähtede kihid

Neutronitähtedel on kihiline struktuur:

  • Välimine koorik: Koosneb tuumavõrestikust ja degeneratiivsetest elektronidest kuni nn neutronite tilkumistiheduseni.
  • Sisemine koorik: Neutronirikas aine, kus võib eksisteerida „tuumanuudlite“ faas.
  • Tuum: Peamiselt neutronid (ja võib-olla eksootilised osakesed, nt hüperonid või kvargid), mis asuvad ületuumalises tiheduses.

Tihedus võib ületada 1014 g cm-3 tuumas – sellised või veelgi suuremad kui aatomituuma omad.

2.2 Eriti tugevad magnetväljad

Paljudel neutronitähtedel on magnetväljad, mis on tunduvalt tugevamad kui tüüpilistel peajärjestuse tähtedel. Tähe kokkuvarisemisel surub magnetvoog kokku, suurendades välja tugevust kuni 108–1015 G. Kõige tugevamad väljad esinevad magnetarides, mis võivad põhjustada tugevaid purskeid või „tähetõmblusi“ (ingl. starquakes). Isegi „tavalistel“ neutronitähtedel on tavaliselt 109–12 G väljad [4,5].

2.3 Kiire pöörlemine

Pöörlemismomendi jäävuse seadus kiirendab neutronitähe pöörlemist kokkuvarisemise ajal. Seetõttu pöörlevad paljud äsja sündinud neutronitähed millisekundite või sekundite perioodidega. Aja jooksul võivad magnetiline pidurdusjõud ja vood seda pöörlemist aeglustada, kuid noored neutronitähed võivad alustada kui „millisekundipulsarid“ või uuesti aktiveeruda kaheastmelistes süsteemides, omandades massi.

3. Pulsarid: kosmilised majakad

3.1 Pulsari nähtus

Pulsar on pöörlev neutronitäht, mille magnettelg ja pöörlemistelg ei lange kokku. Tugev magnetväli ja kiire pöörlemine tekitavad kiirguskiiri (raadio-, nähtava valguse, röntgeni või gammakiirguse), mis levivad mööda magnetpolusid. Tähe pöörlemisel libisevad need kiired nagu majaka valguskiir Maa kohal, tekitades iga pöörde järel pulse [6].

3.2 Pulsarite tüübid

  • Raadiopulsarid: Kiirgavad peamiselt raadiolainete vahemikus, iseloomulikud on väga stabiilsed pöörlemisperioodid vahemikus ~1,4 ms kuni mitme sekundi.
  • Röntgenipulsarid: Sageli esinevad kahepulsarisüsteemides, kus neutronitäht akretsioonib materjali kaaslasest, tekitades röntgenikiirgust või pulse.
  • Millisekundipulsarid: Väga kiiresti pöörlevad (mõne millisekundi perioodiga), sageli „keeratud“ (taaskäideldud) akretsiooni kaudu kahepulsarist kaaslasest. Need on mõned täpseimad teadaolevad kosmilised „kellad“.

3.3 Pulsarite pöörlemise aeglustumine

Pulsarid kaotavad pöörlemisenergiat elektromagnetiliste pöörlemispidurite (dipoolkiirgus, tuuled) kaudu ja aeglustuvad järk-järgult. Nende perioodid pikenevad miljonite aastate jooksul, kuni kiirgus muutub liiga nõrgaks tuvastamiseks, jõudes nn „pulsarite surmaläveni“. Mõned pulsarid jäävad aktiivseks „pulsari tuule udususe“ faasis, pakkudes jätkuvalt energiat ümbritsevale materjalile.

4. Neutronitähtede kahepulsarid ja eripärased nähtused

4.1 Röntgeni kahepulsarid

Röntgeni kahepulsarites akretsioonib neutronitäht materjali lähedasest kaaslasest. Langetav materjal moodustab akretsiooniketta, mis kiirgab röntgenikiirgust. Mõnikord esinevad ajutised heleduse plahvatused (transiendid), kui kettas tekivad ebastabiilsused. Nende heledate röntgeniallikate jälgimisel saab määrata neutronitähtede massid, pöörlemissageduse ja uurida akretsioonifüüsikat [7].

4.2 Pulsari ja kaaslase süsteemid

Kahepulsarid, mille teine liige on teine neutronitäht või valge kääbus, on andnud olulisi üldrelatiivsuse teste, eriti mõõtes orbiidi kahanemist gravitatsioonilaine kiirguse tõttu. Kahe neutronitähe süsteem PSR B1913+16 (Hulse–Taylor pulsar) pakkus esimese kaudse tõendi gravitatsioonilaine olemasolu kohta. Uuemad avastused, nagu „Kahepulsar“ (PSR J0737−3039), täpsustavad gravitatsiooniteooriaid edasi.

4.3 Ühinemised ja gravitatsioonilained

Kui kaks neutronitähta lähenevad spiraalteel üksteisele, võivad nad põhjustada kilonova ja kiirgata tugevaid gravitatsioonilaineid. 2017. aastal tuvastatud GW170817 kinnitas kahe neutronitähe süsteemi ühinemist, mis vastab mitme lainepikkusega vaatluste kilonovale. Need ühinemised võivad samuti toota raskemaid elemente (nt kulda või plaatinat) r-protsessi nukleosünteesi kaudu, rõhutades neutronitähti kui kosmilisi „lehmad“ [8,9].

5. Mõju galaktilistele keskkondadele

5.1 Supernoova jäänused ja pulsari tuule udused

Neutronitähtede teke tuuma kokkuvarisemise supernoova kaudu jätab maha supernoova jäänuse – paisuvad väljaheitest materjali kestad ja löögirind. Kiirelt pöörlev neutronitäht võib tekitada pulsari tuule udususe (näiteks Krabi uduse), kus pulsarist pärit relatiivistlikud osakesed annavad ümbritsevale gaasile energiat, mis levib sinkrotronkiirgusena.

5.2 Raskemate elementide levik

Neutronitähtede teke supernoova pursetes või neutronitähtede ühinemistes vabastab uusi raskemate elementide isotoope (nt strontsiumi, baariumi ja veel raskemaid). See keemiline rikastumine satub tähtedevahelisse keskkonda, hiljem sulandudes tulevastesse tähtede põlvkondadesse ja planeedisüsteemidesse.

5.3 Energia ja tagasiside

Aktiivsed pulsarid kiirgavad tugevaid osakeste tuuli ja magnetvälju, mis võivad paisutada kosmilisi õhupalle, kiirendada kosmilisi kiiri ja ioniseerida kohalikke gaase. Magnetarid, millel on eriti äärmuslikud väljad, võivad põhjustada hiiglaslikke sähvatusi, mis mõnikord häirivad lähedast tähtedevahelist keskkonda. Nii kujundavad neutronitähed kaua pärast esialgset supernoova purset oma ümbrust edasi.

6. Vaatluslikud tunnused ja uurimissuundad

6.1 Pulsarite otsingud

Raadioteleskoobid (nt Arecibo, Parkes, FAST) on ajalooliselt skaneerinud taevast, otsides pulsarite perioodilisi raadiopulsside signaale. Kaasaegsed teleskoopide massiivid ja ajadomeeni vaatlus võimaldavad avastada millisekundilisi pulsareid, uurides Linnutee populatsiooni. Röntgen- ja gammakiirguse observatooriumid (nt Chandra, Fermi) avastavad kõrge energiaga pulsareid ja magnetare.

6.2 NICER ja ajamõõtmiste massiivid

Kosmosemissioonid, nagu NICER („Neutron star Interior Composition Explorer“), mis on paigaldatud ISS-ile (Rahvusvaheline Kosmosejaam), mõõdavad neutronitähtede röntgenpulsatsioone, täpsemalt määrates massi ja raadiuse piiranguid, et selgitada nende sisemise oleku võrrandit. Pulsarite ajamõõtmiste massiivid (PTA) ühendavad stabiilsed millisekundilised pulsarid, et avastada madala sagedusega gravitatsioonilaineid, mis pärinevad supermassiivsete mustade aukude kahekordsetest süsteemidest suurel kosmilisel skaalal.

6.3 Mitmelaineliste vaatluste tähtsus

Neutriinode ja gravitatsioonilainete avastused tulevastes supernoovades või neutronitähtede ühinemistes võivad otseselt paljastada neutronitähtede tekketingimused. Kilonova sündmuste või supernoova neutriinovoogude jälgimisel saadakse unikaalsed andmed tuumamaterjali omaduste kohta äärmuslikes tihedustes, sidudes astrofüüsika fundamentaalse osakestefüüsikaga.

7. Järeldused ja tuleviku perspektiivid

Neutronitähed ja pulsarid on üks äärmuslikest tähtede evolutsiooni tulemustest: pärast massiivsete tähtede kokkuvarisemist moodustuvad kompaktsed jäänukid, mille läbimõõt on vaid ~10 km, kuid mass sageli ületab Päikese massi. Need jäänukid omavad väga tugevaid magnetvälju ja kiiret pöörlemist, mis avaldub pulsarite näol, kiirgades laias elektromagnetilise spektri vahemikus. Nende teke supernoovapursetes rikastab galaktikaid uute elementide ja energiaga, mõjutades tähtede tekkimist ja tähtedevahelist keskkonna struktuuri.

Alates kahe neutronitähe ühinemisest, mis tekitavad gravitatsioonilaineid, kuni magnetaride sähvatusteni, mis võivad hetkega varjutada terveid galaktikaid gammakiirguse vahemikus, jäävad neutronitähed astrofüüsika uurimise esirinda. Täiustatud teleskoobid ja ajamõõtmiste massiivid paljastavad üha enam pulsarite kiirguse geomeetria, sisemise struktuuri ja lühiajaliste ühinemissündmuste peeneid detaile – ühendades kosmilised äärmuslikud nähtused fundamentaalse füüsikaga. Nende muljetavaldavate jäänuste kaudu näeme kõrge massiga tähtede elu viimaseid etappe ning kuidas surm võib vallandada eredaid nähtusi ja kujundada kosmilist keskkonda terveks ajastuteks.

Allikad ja täiendav lugemine

  1. Baade, W., & Zwicky, F. (1934). „Supernoovade kohta.” Proceedings of the National Academy of Sciences, 20, 254–259.
  2. Oppenheimer, J. R., & Volkov, G. M. (1939). „Massiivsete neutronituumade kohta.” Physical Review, 55, 374–381.
  3. Shapiro, S. L., & Teukolsky, S. A. (1983). Black Holes, White Dwarfs, and Neutron Stars: The Physics of Compact Objects. Wiley-Interscience.
  4. Duncan, R. C., & Thompson, C. (1992). „Väga tugevalt magnetiseeritud neutronitähtede teke: tagajärjed gammakiirte pursketele.” The Astrophysical Journal Letters, 392, L9–L13.
  5. Gold, T. (1968). „Pöörlevad neutronitähed pulsseerivate raadioallikate päritoluna.” Nature, 218, 731–732.
  6. Manchester, R. N. (2004). „Pulsarid ja nende koht astrofüüsikas.” Science, 304, 542–545.
  7. Lewin, W. H. G., van Paradijs, J., & van den Heuvel, E. P. J. (eds.). (1995). X-ray Binaries. Cambridge University Press.
  8. Abbott, B. P., et al. (LIGO Scientific Collaboration and Virgo Collaboration) (2017). „GW170817: Kahe neutronitähe paarilise ühinemise gravitatsioonilainete vaatlus.” Physical Review Letters, 119, 161101.
  9. Drout, M. R., et al. (2017). „Neutronitähe ühinemise GW170817/SSS17a valguskõverad.” Science, 358, 1570–1574.
  10. Demorest, P. B., et al. (2010). „Kaks päikesemassi neutronitäht, mõõdetud Shapiro viivituse abil.” Nature, 467, 1081–1083.
Naaske ajaveebi