Neutroninės žvaigždės ir pulsarai

Neitronzvaigznes un pulsāri

Blīvi, ātri rotējoši atlikumi, kas veidojas pēc noteiktiem supernovu sprādzieniem, izstaro radiācijas starus

[7]

1. Susidarymas po supernovos

1.1 Kodola sabrukums un „neitronizācija“

Lielas masas zvaigznes (> 8–10 M⊙) galu galā veido dzelzs kodolu, kas vairs nevar uzturēt eksotermisko sintēzi. Kad kodola masa tuvojas vai pārsniedz Čandrasekhara robežu (~1,4 M⊙), elektronu degenerācijas spiediens vairs nekompensē gravitāciju, izraisot kodola sabrukumu. Dažu milisekunžu laikā:

  1. Sabrūkošais kodols saspiest protonus un elektronus neitronos (ar apgriezto beta sabrukšanas procesu).
  2. Neitronu degenerācijas spiediens aptur turpmāku sabrukumu, ja kodola masa paliek zemāka par ~2–3 M⊙.
  3. Radusies atbalsis vai neitriņu dzinēta sprādziena vilnis izmet zvaigznes ārējos slāņus kosmosā, izraisot kodola sabrukuma supernovu [1,2].

Centrs ir neitronu zvaigzne – ļoti blīvs objekts, parasti ar ~10–12 km rādiusu, ar masu 1–2 Saules masas.

1.2 Masa un stāvokļa vienādojums

Precīzs neitronzvaigznes masas limits (t.s. „Tolmana–Oppenheimera–Volkoffa“ robeža) nav precīzi noteikts, parasti ir 2–2,3 M⊙. Pārsniedzot šo robežu, kodols turpina sabrukt melnajā caurumā. Neitronzvaigznes struktūra ir atkarīga no kodolfizikas un ultrablīvas matērijas stāvokļa vienādojuma – tā ir aktīvi pētīta joma, kas apvieno astrofiziku ar kodolfiziku [3].

2. Struktūra un sastāvs

2.1 Neitronzvaigznes slāņi

Neitronzvaigznēm ir slāņaina struktūra:

  • Ārējā garoza: Veidota no kodolu režģa un degenerētiem elektroniem līdz tā sauktajam neitronu pilēšanas blīvumam.
  • Iekšējā garoza: Materiāls, kas bagātināts ar neitroniem, kur var pastāvēt „kodolmakaronu“ fāzes.
  • Kodolšūna: Galvenokārt neitroni (un iespējams eksotiskas daļiņas, piemēram, hiperoni vai kvarki), kas atrodas virskodolā.

Blīvums var pārsniegt 1014 g cm-3 kodolā – tādi vai pat lielāki nekā atomu kodolā.

2.2 Īpaši spēcīgi magnētiskie lauki

Daudzām neitronzvaigznēm ir magnētiskie lauki, kas ir daudz spēcīgāki nekā tipiskām galvenās secības zvaigznēm. Zvaigznei sabrūkot, magnētiskā plūsma saspiestās, palielinot lauka stiprumu līdz 108–1015 G. Spēcīgākie lauki tiek atrasti magnetāros, kas var izraisīt spēcīgas uzliesmojumus vai „zvaigznes zemestrīces“ (angļu val. starquakes). Pat „parastajām“ neitronzvaigznēm parasti ir 109–12 G lauki [4,5].

2.3 Ātra rotācija

Griešanās momenta saglabāšanas likums sabrukuma laikā paātrina neitronzvaigznes rotāciju. Tāpēc daudzas nesen dzimušas neitronzvaigznes griežas milisekunžu vai sekunžu periodos. Laika gaitā magnētiskā bremzēšanas spēks un plūsmas var šo rotāciju palēnināt, taču jaunas neitronzvaigznes var sākt kā „milisekunžu pulsāri“ vai atjaunoties dubultsistēmās, pārņemot masu.

3. Pulsāri: kosmiskās bākas

3.1 Pulsāra fenomens

Pulsārs – tā ir rotējoša neitronzvaigzne, kuras magnētiskā ass un griešanās ass nesakrīt. Spēcīgs magnētiskais lauks un ātra rotācija rada starojuma kūļus (radio, redzamās gaismas, rentgena vai gamma starus), kas izplatās gar magnētiskajiem poliem. Zvaigznei griežoties, šie kūļi it kā bākas stars šķērso Zemi, radot pulsus katrā apgriezienā [6].

3.2 Pulsāru tipi

  • Radio pulsāri: Visvairāk staro radio diapazonā, tiem raksturīgi ļoti pastāvīgi griešanās periodi no ~1,4 ms līdz vairākiem sekundēm.
  • Rentgena pulsāri: Bieži sastopami divkāršās sistēmās, kur neitronu zvaigzne no pavadones zvaigznes akrēcijas ceļā iegūst vielu, ģenerējot rentgena starojumu vai pulsus.
  • Millisekunžu pulsāri: Ļoti ātri griezoši (ar periodiem dažas milisekundes), bieži "pārgriezti" (pārstrādāti) caur akrēciju no divkāršas pavadones. Tie ir vieni no precīzākajiem zināmajiem kosmiskajiem "pulksteņiem".

3.3 Pulsāru griešanās palēnināšanās

Pulsāri zaudē griešanās enerģiju elektromagnētiskajos griešanās bremzēs (dipolārā starojumā, vējos) un pakāpeniski palēninās. To periodi pagarinās miljonos gadu, līdz starojums kļūst pārāk vājš, lai to varētu uztvert, sasniedzot tā saukto "pulsāru nāves robežu". Daži pulsāri paliek aktīvi "pulsāra vēja mākoņa" fāzē, turpinot piegādāt enerģiju apkārtējai vielai.

4. Neitronu zvaigžņu divkāršie un īpaši fenomeni

4.1 Rentgena divkāršie

Rentgena divkāršajos neitronu zvaigzne akrēcijas ceļā iegūst vielu no tuvās pavadones zvaigznes. Krītošā viela veido akrēcijas disku, kas izstaro rentgena starojumu. Dažkārt notiek pārejoši spožuma uzliesmojumi (tranzienti), ja diskā rodas nestabilitātes. Novērojot šos spožos rentgena avotus, var noteikt neitronu zvaigžņu masas, griešanās frekvenci un pētīt akrēcijas fiziku [7].

4.2 Pulsāra un pavadones sistēmas

Divkāršie pulsāri, kuru otrais biedrs ir cita neitronu zvaigzne vai baltais punduris, sniedza būtiskus vispārējās relativitātes testus, īpaši mērījot orbītas sarukumu gravitācijas viļņu starojuma dēļ. Divkāršās neitronu zvaigznes sistēma PSR B1913+16 (Halsa–Teilora pulsārs) sniedza pirmo netiešo gravitācijas viļņu eksistences pierādījumu. Jaunāki atklājumi, piemēram, "Divkāršais pulsārs" (PSR J0737−3039), turpina precizēt gravitācijas teorijas.

4.3 Saplūšanas un gravitācijas viļņi

Kad divas neitronu zvaigznes spirālveidīgi tuvojas viena otrai, tās var izraisīt kilonovu un izstarot spēcīgas gravitācijas viļņus. Izcils atklājums GW170817 2017. gadā apstiprināja divkāršas neitronu zvaigžņu sistēmas saplūšanu, kas atbilst daudzviļņu novērojumu kilonovai. Šie saplūšanas notikumi var arī radīt smagākos elementus (piemēram, zeltu vai platīnu) caur r-procesu nukleosintēzi, uzsverot neitronu zvaigznes kā kosmiskās "govis" [8,9].

5. Ietekme uz galaktikas vidi

5.1 Supernovu paliekas un pulsāra vēja mākoņi

Neitronu zvaigžņu dzimšana caur kodola sabrukuma supernovu atstāj supernovas paliekas – izpletošos izmestās vielas apvalkus un trieciena fronti. Ātri griezoša neitronu zvaigzne var radīt pulsāra vēja mākoni (piemēram, Kraba mākoni), kurā relativistiskas daļiņas no pulsāra piegādā apkārtējai gāzei enerģiju, kas izplatās sinhrontrona starojumā.

5.2 Smagāko elementu izplatīšana

Neitronzvaigžņu veidošanās supernovu sprādzienos vai neitronzvaigžņu saplūšanās atbrīvo jaunus smagāku elementu izotopus (piemēram, stronciju, bāriju un vēl smagākus). Šī ķīmiskā bagātināšana nonāk starpzvaigžņu vidē, vēlāk iekļaujoties nākamajās zvaigžņu paaudzēs un planētu ķermeņos.

5.3 Enerģija un atsauksmes

Aktīvie pulsāri izstaro spēcīgus daļiņu vējus un magnētiskos laukus, kas var izpūst kosmiskos burbuļus, paātrināt kosmiskos starus un jonizēt vietējās gāzes. Magnetāri ar īpaši ekstrēmiem laukiem var radīt milzīgus zibšņus, kas dažkārt traucē tuvāko starpzvaigžņu vidi. Tā neitronzvaigznes ilgi pēc sākotnējā supernovas sprādziena turpina veidot savu apkārtni.

6. Novērotās pazīmes un pētījumu virzieni

6.1 Pulsāru meklēšana

Radio teleskopi (piemēram, Arecibo, Parkes, FAST) vēsturiski skenēja debesis, meklējot pulsāru periodiskos radio impulsus. Mūsdienu teleskopu masīvi un laika domēna novērojumi ļauj atklāt milisekunžu pulsārus, pētot Piena Ceļa populāciju. Rentgena un gamma staru observatorijas (piemēram, Chandra, Fermi) atklāj augstas enerģijas pulsārus un magnetārus.

6.2 NICER un laika mērījumu masīvi

Kosmiskās misijas, piemēram, NICER („Neutron star Interior Composition Explorer“), kas uzstādīta ISS (Starptautiskajā kosmiskajā stacijā), mēra neitronzvaigžņu rentgena pulsācijas, precīzāk nosakot masas un rādiusa ierobežojumus, lai noskaidrotu to iekšējās stāvokļa vienādojumu. Pulsāru laika mērījumu masīvi (PTA) apvieno stabilus milisekunžu pulsārus, lai atklātu zemas frekvences gravitācijas viļņus, kas rodas no supermasīviem melnajiem caurumiem binārajās sistēmās lielos kosmosa mērogos.

6.3 Daudzviļņu novērojumu nozīme

Neitrīno un gravitācijas viļņu atklājumi nākotnes supernovās vai neitronzvaigžņu saplūšanās var tieši atklāt neitronzvaigžņu veidošanās apstākļus. Novērojot kilonovu notikumus vai supernovu neitrīnu plūsmas, iegūst unikālus datus par kodolmateriāla īpašībām ekstrēmos blīvumos, sasaistot astrofiziku ar fundamentālo daļiņu fiziku.

7. Secinājumi un nākotnes perspektīvas

Neitronzvaigznes un pulsāri ir viens no zvaigžņu evolūcijas galējajiem rezultātiem: pēc masīvu zvaigžņu sabrukuma veidojas kompaktiņas atliekas, kuru diametrs ir aptuveni ~10 km, taču masa bieži pārsniedz Saules masu. Šīm atliekām ir ļoti spēcīgi magnētiskie lauki un ātra rotācija, kas izpaužas kā pulsāri, starojot plašā elektromagnētiskā spektra diapazonā. To veidošanās supernovu sprādzienos bagātina galaktikas ar jauniem elementiem un enerģiju, ietekmējot zvaigžņu veidošanos un starpzvaigžņu vidi.

No divu neitronzvaigžņu saplūšanām, kas rada gravitācijas viļņus, līdz magnetāru uzliesmojumiem, kas spēj acumirklī pārsātināt veselas galaktikas gamma staru diapazonā, neitronzvaigznes joprojām ir astrofizikas pētījumu priekšgalā. Moderni teleskopi un laika mērījumu masīvi arvien vairāk atklāj pulsāru starojuma ģeometrijas, iekšējās struktūras un īslaicīgu saplūšanas notikumu nianses – savienojot kosmiskos ekstrēmus ar fundamentālo fiziku. Caur šiem iespaidīgajiem paliekām mēs redzam augstas masas zvaigžņu dzīves pēdējos posmus un vērojam, kā nāve var izraisīt spožus notikumus un veidot kosmisko vidi veseliem laikmetiem.

Avoti un turpmākai lasīšanai

  1. Baade, W., & Zwicky, F. (1934). “Par supernovām.” Proceedings of the National Academy of Sciences, 20, 254–259.
  2. Oppenheimer, J. R., & Volkov, G. M. (1939). “Par masīviem neitronu kodoliem.” 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). “Ļoti stipri magnetizētu neitronzvaigžņu veidošanās: sekas gamma staru uzliesmojumiem.” The Astrophysical Journal Letters, 392, L9–L13.
  5. Gold, T. (1968). “Rotējošas neitronzvaigznes kā pulsējošo radio avotu izcelsme.” Nature, 218, 731–732.
  6. Manchester, R. N. (2004). “Pulsāri un to vieta astrofizikā.” 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: Gravitācijas viļņu novērojums no bināras neitronzvaigznes saplūšanas.” Physical Review Letters, 119, 161101.
  9. Drout, M. R., et al. (2017). “Neitronzvaigžņu saplūšanas GW170817/SSS17a gaismas līknes.” Science, 358, 1570–1574.
  10. Demorest, P. B., et al. (2010). “Divu saules masu neitronzvaigzne, izmērīta, izmantojot Šapiro aizkavi.” Nature, 467, 1081–1083.
Atgriezties emuārā