Neutroninės žvaigždės: ką žmonija žino apie šį reiškinį. Kokio dydžio gali būti neutroninė žvaigždė?

M82 galaktikos centre galima pamatyti pulsarą (rožinį).

Naršyti pulsarai ir neutroninės žvaigždės Visata: aprašymas ir charakteristikos su nuotraukomis ir vaizdo įrašais, struktūra, sukimasis, tankis, sudėtis, masė, temperatūra, paieška.

Pulsarai

Pulsarai Tai sferiniai kompaktiški objektai, kurių matmenys neperžengia didelio miesto ribų. Stebina tai, kad su tokiu tūriu jie pagal masę viršija saulės masę. Jie naudojami tirti ekstremalias materijos būsenas, aptikti planetas už mūsų sistemos ribų ir matuoti kosminius atstumus. Be to, jie padėjo rasti gravitacines bangas, kurios rodo energetinius įvykius, pavyzdžiui, supermasyvius susidūrimus. Pirmą kartą aptiktas 1967 m.

Kas yra pulsaras?

Jei danguje ieškote pulsaro, atrodo, kad tai eilinė mirksi žvaigždė, besilaikanti tam tikru ritmu. Tiesą sakant, jų šviesa nemirga ir nepulsuoja, ir jie neatrodo kaip žvaigždės.

Pulsaras skleidžia du nuolatinius siaurus šviesos pluoštus priešingomis kryptimis. Mirgėjimo efektas sukuriamas, nes jie sukasi (švyturio principas). Šiuo metu spindulys atsitrenkia į Žemę ir vėl pasisuka. Kodėl tai vyksta? Faktas yra tas, kad pulsaro šviesos spindulys paprastai nėra suderintas su jo sukimosi ašimi.

Jei mirksėjimą sukelia sukimasis, tada impulsų greitis atspindi pulsaro sukimosi greitį. Iš viso rasta 2000 pulsarų, kurių dauguma sukasi kartą per sekundę. Tačiau yra maždaug 200 objektų, kurie per tą patį laiką sugeba padaryti šimtą apsisukimų. Patys greičiausi vadinami milisekundėmis, nes jų apsisukimų skaičius per sekundę lygus 700.

Pulsarai negali būti laikomi žvaigždėmis, bent jau „gyvomis“. Greičiau tai yra neutroninės žvaigždės, susidarančios po to, kai masyvi žvaigždė baigia kurą ir subyrėjo. Dėl to susidaro stiprus sprogimas – supernova, o likusi tanki medžiaga virsta neutronine žvaigžde.

Pulsarų skersmuo Visatoje siekia 20-24 km, o jų masė dvigubai didesnė nei Saulės. Kad susidarytumėte idėją, tokio objekto gabalas cukraus kubo dydžio svers 1 milijardą tonų. Tai yra, kažkas tokio sunkaus kaip Everestas telpa tavo rankoje! Tiesa, yra dar tankesnis objektas – juodoji skylė. Masyviausias pasiekia 2,04 saulės masės.

Pulsarai turi stiprų magnetinį lauką, kuris yra 100–1 kvadrilijoną kartų stipresnis nei Žemės. Kad neutroninė žvaigždė pradėtų skleisti šviesą kaip pulsaras, ji turi turėti tinkamą magnetinio lauko stiprumo ir sukimosi greičio santykį. Pasitaiko, kad radijo bangų spindulys gali nepraeiti pro antžeminio teleskopo matymo lauką ir likti nematomas.

Radijo pulsarai

Astrofizikas Antonas Biryukovas apie neutroninių žvaigždžių fiziką, sulėtėjusį sukimąsi ir gravitacinių bangų atradimą:

Kodėl pulsarai sukasi?

Pulsaro lėtumas yra vienas apsisukimas per sekundę. Patys greičiausi įsibėgėja iki šimtų apsisukimų per sekundę ir vadinami milisekundėmis. Sukimosi procesas vyksta todėl, kad sukasi ir žvaigždės, iš kurių jos susidarė. Tačiau norint pasiekti tokį greitį, reikia papildomo šaltinio.

Mokslininkai mano, kad milisekundžių pulsarai susidarė vogiant energiją iš kaimyno. Galite pastebėti, kad yra pašalinių medžiagų, kurios padidina sukimosi greitį. Ir tai nėra gerai sužeistam kompanionui, kurį vieną dieną pulsaras gali visiškai sunaudoti. Tokios sistemos vadinamos juodosiomis našlėmis (pagal pavojingą vorų tipą).

Pulsarai gali skleisti šviesą kelių bangų ilgiais (nuo radijo iki gama spindulių). Bet kaip jie tai daro? Mokslininkai dar negali rasti tikslaus atsakymo. Manoma, kad už kiekvieną bangos ilgį atsakingas atskiras mechanizmas. Į švyturį panašūs spinduliai gaminami iš radijo bangų. Jie yra ryškūs ir siauri ir primena nuoseklią šviesą, kur dalelės sudaro fokusuotą spindulį.

Kuo greitesnis sukimasis, tuo silpnesnis magnetinis laukas. Tačiau sukimosi greičio pakanka, kad jie skleistų spindulius, tokius pat ryškius kaip ir lėtieji.

Sukimosi metu magnetinis laukas sukuria elektrinį lauką, kuris įkrautas daleles gali perkelti į judrią būseną (elektros srovę). Virš paviršiaus esanti sritis, kurioje dominuoja magnetinis laukas, vadinama magnetosfera. Čia įkrautos dalelės dėl stipraus elektrinio lauko pagreitinamos iki neįtikėtinai didelio greičio. Kiekvieną kartą, kai jie įsibėgėja, jie skleidžia šviesą. Jis rodomas optiniuose ir rentgeno spinduliuose.

O kaip su gama spinduliais? Tyrimai rodo, kad jų šaltinio reikėtų ieškoti kitur netoli pulsaro. Ir jie bus panašūs į gerbėją.

Ieškoti pulsarų

Radijo teleskopai išlieka pagrindiniu pulsarų paieškos kosmose metodu. Jie yra maži ir neryškūs, palyginti su kitais objektais, todėl jūs turite nuskaityti visą dangų ir palaipsniui šie objektai patenka į objektyvą. Dauguma jų buvo rasti naudojant Parkes observatoriją Australijoje. Nuo 2018 m. bus galima gauti daug naujų duomenų iš „Square Kilometer Array Antenna“ (SKA).

2008 metais buvo paleistas teleskopas GLAST, kuris aptiko 2050 gama spinduliuotę skleidžiančių pulsarų, iš kurių 93 milisekundės. Šis teleskopas yra neįtikėtinai naudingas, nes nuskenuoja visą dangų, o kiti išryškina tik nedidelius plotus išilgai plokštumos.

Rasti skirtingus bangos ilgius gali būti sudėtinga. Faktas yra tas, kad radijo bangos yra neįtikėtinai galingos, tačiau jos gali tiesiog nepakliūti į teleskopo objektyvą. Tačiau gama spinduliuotė pasklinda didesnėje dangaus dalyje, tačiau yra prastesnio ryškumo.

Dabar mokslininkai žino apie 2300 pulsarų, randamų per radijo bangas ir 160 per gama spindulius, egzistavimą. Taip pat yra 240 milisekundžių pulsarų, iš kurių 60 sukuria gama spindulius.

Naudojant pulsarus

Pulsarai yra ne tik nuostabūs kosminiai objektai, bet ir naudingi įrankiai. Skleidžiama šviesa gali daug pasakyti apie vidinius procesus. Tai reiškia, kad mokslininkai gali suprasti neutroninių žvaigždžių fiziką. Šie objektai turi tokį didelį slėgį, kad materijos elgsena skiriasi nuo įprastos. Keistas neutroninių žvaigždžių turinys vadinamas „branduoline pasta“.

Pulsarai duoda daug naudos dėl savo impulsų tikslumo. Mokslininkai žino konkrečius objektus ir suvokia juos kaip kosminius laikrodžius. Taip pradėjo pasirodyti spėlionės apie kitų planetų buvimą. Tiesą sakant, pirmoji rasta egzoplaneta skriejo aplink pulsarą.

Nepamirškite, kad pulsarai ir toliau juda „mirksėdami“, o tai reiškia, kad jais galima matuoti kosminius atstumus. Jie taip pat dalyvavo tikrinant Einšteino reliatyvumo teoriją, pavyzdžiui, momentus su gravitacija. Bet pulsacijos reguliarumą gali sutrikdyti gravitacinės bangos. Tai pastebėta 2016 metų vasario mėnesį.

Pulsaro kapinės

Palaipsniui visi pulsarai lėtėja. Spinduliuotė yra maitinama sukimosi sukuriamo magnetinio lauko. Dėl to jis taip pat praranda galią ir nustoja siųsti spindulius. Mokslininkai nubrėžė specialią liniją, kurioje gama spinduliai vis dar gali būti aptikti prieš radijo bangas. Kai tik pulsaras nukrenta žemiau, jis nurašomas pulsarų kapinėse.

Jei pulsaras buvo suformuotas iš supernovos liekanų, tai jis turi didžiulį energijos rezervą ir greitą sukimosi greitį. Pavyzdžiui, jaunas objektas PSR B0531+21. Šioje fazėje jis gali išlikti kelis šimtus tūkstančių metų, o po to pradės prarasti greitį. Vidutinio amžiaus pulsarai sudaro didžiąją dalį gyventojų ir skleidžia tik radijo bangas.

Tačiau pulsaras gali pratęsti savo gyvenimą, jei šalia yra palydovas. Tada jis ištrauks medžiagą ir padidins sukimosi greitį. Tokie pokyčiai gali įvykti bet kuriuo metu, todėl pulsaras gali atgimti. Toks kontaktas vadinamas mažos masės rentgeno dvejetaine sistema. Seniausi pulsarai yra milisekundžių. Kai kurie sulaukia milijardų metų amžiaus.

Neutroninės žvaigždės

Neutroninės žvaigždės- gana paslaptingi objektai, saulės masę viršijantys 1,4 karto. Jie gimsta po didesnių žvaigždžių sprogimo. Susipažinkime su šiais dariniais geriau.

Kai 4-8 kartus masyvesnė už Saulę žvaigždė sprogsta, išlieka didelio tankio šerdis ir toliau griūva. Gravitacija taip stipriai spaudžia medžiagą, kad protonai ir elektronai susilieja ir tampa neutronais. Taip gimsta didelio tankio neutroninė žvaigždė.

Šių masyvių objektų skersmuo gali siekti vos 20 km. Norint susidaryti supratimą apie tankį, tik vienas kaušelis neutroninės žvaigždės medžiagos svertų milijardą tonų. Gravitacija ant tokio objekto yra 2 milijardus kartų stipresnė nei Žemės, o galios pakanka gravitaciniam lęšiui, leidžiančiam mokslininkams apžiūrėti žvaigždės nugarą.

Sprogimo smūgis palieka impulsą, dėl kurio neutroninė žvaigždė sukasi ir pasiekia keletą apsisukimų per sekundę. Nors jie gali įsibėgėti iki 43 000 kartų per minutę.

Ribiniai sluoksniai šalia kompaktiškų objektų

Astrofizikas Valerijus Suleymanovas apie akrecinių diskų, žvaigždžių vėjo ir materijos atsiradimą aplink neutronines žvaigždes:

Neutroninių žvaigždžių vidus

Astrofizikas Sergejus Popovas apie ekstremalias materijos būsenas, neutroninių žvaigždžių sudėtį ir interjero tyrimo metodus:

Kai neutroninė žvaigždė yra dvejetainės sistemos dalis, kurioje sprogo supernova, vaizdas yra dar įspūdingesnis. Jei antroji žvaigždė savo mase yra mažesnė už Saulę, ji traukia kompanionės masę į „Roche skiltį“. Tai sferinis medžiagos debesis, besisukantis aplink neutroninę žvaigždę. Jei palydovas buvo 10 kartų didesnis už saulės masę, tada masės perdavimas taip pat yra pakoreguotas, bet ne toks stabilus. Medžiaga teka išilgai magnetinių polių, įkaista ir sukuria rentgeno spindulių pulsacijas.

Iki 2010 m. buvo rasta 1800 pulsarų naudojant radijo aptikimą ir 70 naudojant gama spindulius. Kai kurie egzemplioriai netgi turėjo planetas.

Neutroninių žvaigždžių tipai

Kai kurie neutroninių žvaigždžių atstovai turi medžiagos čiurkšles, tekančias beveik šviesos greičiu. Kai jie praskrieja pro mus, jie mirksi kaip švyturio šviesa. Dėl šios priežasties jie vadinami pulsarais.

NEUTRONŲ ŽVAIGŽDĖ
žvaigždė, daugiausia sudaryta iš neutronų. Neutronas yra neutrali subatominė dalelė, viena iš pagrindinių materijos komponentų. Hipotezę apie neutroninių žvaigždžių egzistavimą astronomai W. Baade ir F. Zwicky iškėlė iškart po neutrono atradimo 1932 m. Tačiau šią hipotezę stebėjimai patvirtino tik po pulsarų atradimo 1967 m.
taip pat žr PULSARAS. Neutroninės žvaigždės susidaro dėl gravitacinio įprastų žvaigždžių, kurių masė kelis kartus didesnė už Saulę, griūties. Neutroninės žvaigždės tankis artimas atomo branduolio tankiui, t.y. 100 milijonų kartų didesnis už įprastos medžiagos tankį. Todėl didžiulės masės neutroninės žvaigždės spindulys yra tik apytikslis. 10 km. Dėl mažo neutroninės žvaigždės spindulio gravitacijos jėga jos paviršiuje yra itin didelė: apie 100 milijardų kartų didesnė nei Žemėje. Šią žvaigždę nuo žlugimo saugo tankios neutroninės medžiagos „degeneracijos slėgis“, kuris nepriklauso nuo jos temperatūros. Tačiau jei neutroninės žvaigždės masė taps didesnė nei maždaug 2 saulės, gravitacijos jėga viršys šį slėgį ir žvaigždė neatlaikys griūties.
taip pat žr GRAVITACINĖ GRAVITACIJA. Neutroninės žvaigždės turi labai stiprų magnetinį lauką, paviršiuje siekia 10 12-10 13 G (palyginimui: Žemėje yra apie 1 G). Su neutroninėmis žvaigždėmis siejami du skirtingi dangaus objektų tipai.
Pulsarai (radijo pulsarai).Šie objektai griežtai reguliariai skleidžia radijo bangų impulsus. Spinduliavimo mechanizmas nėra iki galo aiškus, tačiau manoma, kad besisukanti neutroninė žvaigždė skleidžia radijo spindulį su jos magnetiniu lauku susijusia kryptimi, kurios simetrijos ašis nesutampa su žvaigždės sukimosi ašimi. Todėl sukimasis sukelia radijo pluošto sukimąsi, kuris periodiškai nukreipiamas į Žemę.
Rentgeno spinduliai padvigubėja. Pulsuojantys rentgeno spindulių šaltiniai taip pat siejami su neutroninėmis žvaigždėmis, kurios yra dvinarės sistemos dalis su masyvia normalia žvaigžde. Tokiose sistemose dujos iš įprastos žvaigždės paviršiaus krenta ant neutroninės žvaigždės, įsibėgėdamos iki milžiniško greičio. Atsitrenkdamos į neutroninės žvaigždės paviršių, dujos išskiria 10-30% ramybės energijos, o branduolinių reakcijų metu šis skaičius nesiekia 1%. Iki aukštos temperatūros įkaitintas neutroninės žvaigždės paviršius tampa rentgeno spinduliuotės šaltiniu. Tačiau dujų kritimas nevyksta tolygiai visame paviršiuje: stiprus neutroninės žvaigždės magnetinis laukas fiksuoja krintančius jonizuotas dujas ir nukreipia jas į magnetinius polius, kur jos krenta tarsi į piltuvą. Todėl labai įkaista tik poliarinės sritys, o ant besisukančios žvaigždės tampa rentgeno impulsų šaltiniais. Radijo impulsai iš tokios žvaigždės nebepriimami, nes radijo bangos sugeriamos ją supančiose dujose.
Junginys. Neutroninės žvaigždės tankis didėja didėjant gyliui. Po vos kelių centimetrų storio atmosferos sluoksniu slypi kelių metrų storio skystas metalinis apvalkalas, o žemiau jo – kilometro storio vientisa pluta. Žievės medžiaga primena įprastą metalą, tačiau yra daug tankesnė. Išorinėje žievės dalyje daugiausia geležies; Didėjant gyliui, neutronų dalis jo sudėtyje didėja. Kur tankis siekia apytiksliai. 4*10 11 g/cm3, neutronų dalis išauga tiek, kad dalis jų nebėra branduolių dalis, o sudaro ištisinę terpę. Ten medžiaga yra tarsi neutronų ir elektronų „jūra“, kurioje yra įsiterpę atomų branduoliai. Ir kurio tankis yra apytiksliai. 2*10 14 g/cm3 (atomo branduolio tankis), atskiri branduoliai visai išnyksta ir lieka ištisinis neutroninis „skystis“ su protonų ir elektronų priemaiša. Tikėtina, kad neutronai ir protonai žemiškose laboratorijose elgiasi kaip superskystis, panašiai kaip skystas helis ir superlaidūs metalai.

Esant dar didesniam tankiui, neutroninėje žvaigždėje susidaro neįprasčiausios materijos formos. Galbūt neutronai ir protonai skyla į dar smulkesnes daleles – kvarkus; Taip pat gali būti, kad gimsta daug pi-mezonų, kurie sudaro vadinamąjį pionų kondensatą.
taip pat žr
ELEMENTARY DALELĖS;
SUPERLAIDYMAS;
SUPERTAKTUMAS.
LITERATŪRA
Dyson F., Ter Haar D. Neutronų žvaigždės ir pulsarai. M., 1973 Lipunovas V.M. Neutroninių žvaigždžių astrofizika. M., 1987 m

Collier enciklopedija. – Atvira visuomenė. 2000 .

Pažiūrėkite, kas yra „NEUTRON STAR“ kituose žodynuose:

NEUTRONŲ ŽVAIGŽDĖ, labai maža didelio tankio žvaigždė, susidedanti iš NEUTRONŲ. Tai paskutinis daugelio žvaigždžių evoliucijos etapas. Neutroninės žvaigždės susidaro, kai didžiulė žvaigždė sprogsta kaip supernova, susprogdindama savo... ... Mokslinis ir techninis enciklopedinis žodynas

Žvaigždė, kurios materiją, remiantis teorinėmis koncepcijomis, daugiausia sudaro neutronai. Medžiagos neutronizavimas yra susijęs su žvaigždės gravitaciniu žlugimu, kai išsenka jos branduolinis kuras. Vidutinis neutroninių žvaigždžių tankis yra 2,1017 ... Didysis enciklopedinis žodynas

Neutroninės žvaigždės struktūra. Neutronų žvaigždė yra astronominis objektas, kuris yra vienas iš galutinių produktų ... Vikipedija

Žvaigždė, kurios materiją, remiantis teorinėmis koncepcijomis, daugiausia sudaro neutronai. Vidutinis tokios žvaigždės tankis Neutroninė žvaigždė 2·1017 kg/m3, vidutinis spindulys 20 km. Aptikta impulsiniu radijo spinduliavimu, žr. Pulsarai... Astronomijos žodynas

Žvaigždė, kurios materiją, remiantis teorinėmis koncepcijomis, daugiausia sudaro neutronai. Medžiagos neutronizavimas yra susijęs su žvaigždės gravitaciniu žlugimu, kai išsenka jos branduolinis kuras. Vidutinis neutroninės žvaigždės tankis.... enciklopedinis žodynas

Hidrostatinės pusiausvyros žvaigždė, kurią daugiausia sudaro spiečius iš neutronų. Susidarė dėl protonų transformacijos į neutronus veikiant gravitacinėms jėgoms. žlugti paskutinėse gana masyvių žvaigždžių evoliucijos stadijose (kurių masė kelis kartus didesnė nei... ... Gamtos mokslai. enciklopedinis žodynas

Neutronų žvaigždė- vienas iš žvaigždžių evoliucijos etapų, kai dėl gravitacinio kolapso ji suspaudžiama iki tokių mažų dydžių (rutulio spindulys 10-20 km), kad elektronai įspaudžiami į atomų branduolius ir neutralizuojasi. jų užtaisas, visa žvaigždės materija tampa... ... Šiuolaikinio gamtos mokslo pradžia

Kulverio neutroninė žvaigždė. Jį atrado astronomai iš JAV Pensilvanijos valstijos universiteto ir Kanados Makgilio universiteto Mažosios Ursos žvaigždyne. Žvaigždė yra neįprasta savo savybėmis ir nepanaši į jokią kitą... ... Vikipediją

- (anglų kalba pabėgusi žvaigždė) žvaigždė, judanti neįprastai dideliu greičiu, palyginti su aplinkine tarpžvaigždine terpe. Tinkamas tokios žvaigždės judėjimas dažnai nurodomas tiksliai atsižvelgiant į žvaigždžių asociaciją, kurios narys... ... Vikipedija

Astrofizikoje, kaip ir bet kurioje kitoje mokslo šakoje, įdomiausios yra evoliucinės problemos, susijusios su amžinais klausimais „kas atsitiko? ir taip bus?". Mes jau žinome, kas atsitiks su žvaigždžių mase, maždaug lygia mūsų Saulės masei. Tokia žvaigždė, perėjusi etapą raudonasis milžinas, taps baltasis nykštukas. Baltieji nykštukai Hertzsprung-Russell diagramoje yra už pagrindinės sekos.

Baltosios nykštukės yra Saulės masės žvaigždžių evoliucijos pabaiga. Jie yra savotiška evoliucinė aklavietė. Lėtas ir tylus išnykimas yra visų žvaigždžių, kurių masė mažesnė už Saulę, kelio pabaiga. O masyvesnės žvaigždės? Matėme, kad jų gyvenimas buvo kupinas audringų įvykių. Tačiau kyla natūralus klausimas: kuo baigiasi siaubingi kataklizmai, pastebėti supernovos sprogimų pavidalu?

1054 metais danguje sužibėjo kviestinė žvaigždė. Jis buvo matomas danguje net dieną ir užgeso tik po kelių mėnesių. Šiandien šios žvaigždžių katastrofos liekanas matome kaip ryškų optinį objektą, Mesjė ūko kataloge pažymėtą M1. Tai garsus Krabo ūkas- supernovos sprogimo liekana.

Ketvirtajame mūsų amžiaus dešimtmetyje amerikiečių astronomas V. Baade'as pradėjo tyrinėti centrinę „krabo“ dalį, siekdamas ūko centre rasti supernovos sprogimo žvaigždės likutį. Beje, pavadinimą „krabas“ šiam objektui XIX amžiuje suteikė anglų astronomas Lordas Rossas. Baade rado kandidatą į žvaigždžių liekaną 17t žvaigždutės pavidalu.

Tačiau astronomui nepasisekė, jis neturėjo tinkamos įrangos detaliam tyrimui, todėl negalėjo pastebėti, kad ši žvaigždė mirksi ir pulsuoja. Jei šių ryškumo pulsacijų periodas būtų buvęs ne 0,033 sekundės, o, tarkime, kelios sekundės, Baade tai neabejotinai būtų pastebėjęs, o tada garbė atrasti pirmąjį pulsarą nebūtų priklausiusi A. Hewish ir D. Bell.

Maždaug dešimt metų prieš tai, kai Baade nukreipė savo teleskopą į centrą Krabo ūkas, teoriniai fizikai pradėjo tirti medžiagos būseną esant tankiui, viršijančiam baltųjų nykštukų tankį (106 - 107 g/cm3). Susidomėjimas šiuo klausimu kilo dėl žvaigždžių evoliucijos paskutinių etapų problemos. Įdomu tai, kad vienas iš šios idėjos bendraautorių buvo tas pats Baade'as, kuris patį neutroninės žvaigždės egzistavimo faktą susiejo su supernovos sprogimu.

Jei medžiaga suspaudžiama iki didesnio tankio nei baltųjų nykštukų, prasideda vadinamieji neutronizacijos procesai. Monstriškas slėgis žvaigždės viduje „varo“ elektronus į atomų branduolius. Normaliomis sąlygomis elektronus sugėręs branduolys bus nestabilus, nes jame yra perteklinis neutronų skaičius. Tačiau kompaktiškose žvaigždėse taip nėra. Didėjant žvaigždės tankiui, išsigimusių dujų elektronus palaipsniui sugeria branduoliai ir žvaigždė po truputį virsta milžine. neutroninė žvaigždė- lašas. Degeneruotų elektronų dujos pakeičiamos išsigimusiomis neutroninėmis dujomis, kurių tankis 1014-1015 g/cm3. Kitaip tariant, neutroninės žvaigždės tankis yra milijardus kartų didesnis nei baltosios nykštukės.

Ilgą laiką ši monstriška žvaigždės konfigūracija buvo laikoma teoretikų proto žaidimu. Prireikė daugiau nei trisdešimties metų, kol gamta patvirtino šią nuostabią prognozę. Tais pačiais 30-aisiais buvo padarytas dar vienas svarbus atradimas, turėjęs lemiamos įtakos visai žvaigždžių evoliucijos teorijai. Chandrasekharas ir L. Landau nustatė, kad žvaigždei, kuri išnaudojo branduolinės energijos šaltinius, yra tam tikra ribinė masė, kai žvaigždė vis dar išlieka stabili. Esant tokiai masei, išsigimusių dujų slėgis vis dar gali atsispirti gravitacijos jėgoms. Dėl to išsigimusių žvaigždžių (baltųjų nykštukų, neutroninių žvaigždžių) masė turi baigtinę ribą (Chandrasekhar limit), kurios viršijimas sukelia katastrofišką žvaigždės susispaudimą, jos žlugimą.

Atkreipkite dėmesį, kad jei žvaigždės šerdies masė yra nuo 1,2 M iki 2,4 M, galutinis tokios žvaigždės evoliucijos „produktas“ turėtų būti neutroninė žvaigždė. Kai šerdies masė yra mažesnė nei 1,2 M, evoliucija galiausiai paskatins baltosios nykštukės gimimą.

Kas yra neutroninė žvaigždė? Žinome jo masę, taip pat žinome, kad ją daugiausia sudaro neutronai, kurių dydžiai taip pat žinomi. Iš čia nesunku nustatyti žvaigždės spindulį. Pasirodo, arti... 10 kilometrų! Nustatyti tokio objekto spindulį iš tiesų nėra sunku, tačiau labai sunku įsivaizduoti, kad į objektą, kurio skersmuo yra šiek tiek didesnis nei Maskvos Profsojuznaja gatvės ilgis, galima įdėti masę, artimą Saulės masei. Tai milžiniškas branduolinis lašas, elemento superbranduolys, kuris netelpa į jokias periodines sistemas ir turi netikėtą, savotišką struktūrą.

Neutroninės žvaigždės materija turi superskysčio skysčio savybes! Šiuo faktu iš pirmo žvilgsnio sunku patikėti, bet tai tiesa. Medžiaga, suspausta iki didžiulio tankio, tam tikru mastu primena skystą helią. Be to, nereikėtų pamiršti, kad neutroninės žvaigždės temperatūra siekia apie milijardą laipsnių, o, kaip žinome, supertakumas antžeminėmis sąlygomis pasireiškia tik esant itin žemai temperatūrai.

Tiesa, temperatūra pačios neutroninės žvaigždės elgesyje ypatingo vaidmens nevaidina, nes jos stabilumą lemia išsigimusių neutroninių dujų – skysčio – slėgis. Neutroninės žvaigždės struktūra daugeliu atžvilgių yra panaši į planetos struktūrą. Be „mantijos“, susidedančios iš medžiagos, pasižyminčios nuostabiomis superlaidaus skysčio savybėmis, tokia žvaigždė turi ploną, kietą, maždaug kilometro storio plutą. Daroma prielaida, kad žievė turi savotišką kristalinę struktūrą. Tai savotiška, nes, skirtingai nuo mums žinomų kristalų, kur kristalo struktūra priklauso nuo atomo elektronų apvalkalų konfigūracijos, neutroninės žvaigždės plutoje atomo branduoliuose elektronų nėra. Todėl jie sudaro gardelę, primenančią kubines geležies, vario, cinko groteles, tačiau, atitinkamai, neišmatuojamai didesnio tankio. Toliau ateina mantija, apie kurios savybes jau kalbėjome. Neutroninės žvaigždės centre tankis siekia 1015 gramų kubiniame centimetre. Kitaip tariant, arbatinis šaukštelis medžiagos iš tokios žvaigždės sveria milijardus tonų. Daroma prielaida, kad neutroninės žvaigždės centre nuolat formuojasi viskas, kas žinoma branduolinėje fizikoje, taip pat dar neatrastos egzotiškos elementarios dalelės.

Neutroninės žvaigždės gana greitai atvėsta. Apskaičiavimai rodo, kad per pirmuosius dešimt – šimtą tūkstančių metų temperatūra nukrenta nuo kelių milijardų iki šimtų milijonų laipsnių. Neutroninės žvaigždės sukasi greitai, o tai sukelia daugybę labai įdomių pasekmių. Beje, būtent mažas žvaigždės dydis leidžia jai išlikti nepažeistai greito sukimosi metu. Jei jo skersmuo būtų ne 10, o, tarkime, 100 kilometrų, jį tiesiog suplėšytų išcentrinės jėgos.

Jau kalbėjome apie intriguojančią pulsarų atradimo istoriją. Iš karto buvo iškelta mintis, kad pulsaras yra greitai besisukanti neutroninė žvaigždė, nes iš visų žinomų žvaigždžių konfigūracijų tik ji galėjo išlikti stabili, sukdama dideliu greičiu. Būtent pulsarų tyrimas leido padaryti nuostabią išvadą, kad neutroninės žvaigždės, teoretikų atrastos „rašiklio gale“, iš tikrųjų egzistuoja gamtoje ir atsiranda dėl supernovos sprogimų. Sunkumai juos aptikti optiniame diapazone yra akivaizdūs, nes dėl mažo skersmens daugumos neutroninių žvaigždžių negalima pamatyti galingiausiuose teleskopuose, nors, kaip matėme, yra išimčių - pulsaras Krabo ūkas.

Taigi astronomai atrado naują objektų klasę - pulsarai, greitai besisukančios neutroninės žvaigždės. Kyla natūralus klausimas: kokia yra tokio greito neutroninės žvaigždės sukimosi priežastis, kodėl iš tikrųjų ji turėtų suktis aplink savo ašį milžinišku greičiu?

Šio reiškinio priežastis yra paprasta. Gerai žinome, kaip čiuožėjas gali padidinti sukimosi greitį, kai prispaudžia rankas arčiau kūno. Tai darydamas jis naudojasi kampinio momento išsaugojimo įstatymu. Šis dėsnis niekada nepažeidžiamas, ir būtent šis dėsnis supernovos sprogimo metu daug kartų padidina savo liekanos – pulsaro – sukimosi greitį.

Išties žvaigždės griūties metu jos masė (kas liko po sprogimo) nekinta, tačiau spindulys sumažėja maždaug šimtą tūkstančių kartų. Tačiau kampinis impulsas, lygus pusiaujo sukimosi greičio sandaugai iš masės ir spindulio, išlieka toks pat. Masė nesikeičia, todėl greitis turi padidėti tuo pačiu šimtu tūkstančių kartų.

Pažiūrėkime į paprastą pavyzdį. Mūsų Saulė gana lėtai sukasi aplink savo ašį. Šios rotacijos laikotarpis yra maždaug 25 dienos. Taigi, jei Saulė staiga taptų neutronine žvaigžde, jos sukimosi periodas sumažėtų iki vienos dešimtosios tūkstantosios sekundės dalies.

Antra svarbi išsaugojimo įstatymų pasekmė – neutroninės žvaigždės turi būti labai stipriai įmagnetintos. Tiesą sakant, jokiame natūraliame procese negalime tiesiog sunaikinti magnetinio lauko (jei jis jau egzistuoja). Magnetinio lauko linijos yra amžinai susijusios su žvaigždžių medžiaga, kuri turi puikų elektrinį laidumą. Magnetinio srauto dydis žvaigždės paviršiuje yra lygus magnetinio lauko stiprio sandaugai iš žvaigždės spindulio kvadrato. Ši vertė yra griežtai pastovi. Štai kodėl žvaigždei susitraukus magnetinis laukas turėtų labai stipriai padidėti. Pakalbėkime apie šį reiškinį šiek tiek detaliau, nes būtent šis reiškinys lemia daugelį nuostabių pulsarų savybių.

Magnetinio lauko stiprumą galima išmatuoti mūsų Žemės paviršiuje. Gausime nedidelę maždaug vieno gauso vertę. Geroje fizikos laboratorijoje galima gauti milijono gausų magnetinius laukus. Baltųjų nykštukų paviršiuje magnetinio lauko stipris siekia šimtą milijonų gausų. Netoliese laukas dar stipresnis – iki dešimties milijardų gausų. Tačiau neutroninės žvaigždės paviršiuje gamta pasiekia absoliutų rekordą. Čia lauko stiprumas gali siekti šimtus tūkstančių milijardų gausų. Tuštuma litriniame stiklainyje, kuriame būtų toks laukas, svertų apie tūkstantį tonų.

Tokie stiprūs magnetiniai laukai negali tik paveikti (žinoma, kartu su gravitaciniu lauku) neutroninės žvaigždės sąveikos su supančia medžiaga pobūdį. Juk dar nekalbėjome, kodėl pulsarai turi milžinišką aktyvumą, kodėl jie skleidžia radijo bangas. Ir ne tik radijo bangomis. Šiandien astrofizikai puikiai žino rentgeno pulsarus, stebimus tik dvejetainėse sistemose, neįprastų savybių turinčius gama spindulių šaltinius, vadinamuosius rentgeno spindulių sprogdiklius.

Norėdami įsivaizduoti įvairius neutroninės žvaigždės sąveikos su medžiaga mechanizmus, atsigręžkime į bendrą neutroninių žvaigždžių sąveikos su aplinka režimų lėto kitimo teoriją. Trumpai apsvarstykime pagrindinius tokios evoliucijos etapus. Neutroninės žvaigždės – supernovų sprogimų liekanos – iš pradžių sukasi labai greitai, 10 -2 - 10 -3 sekundžių periodu. Taip greitai sukdamasi žvaigždė skleidžia radijo bangas, elektromagnetinę spinduliuotę ir daleles.

Viena nuostabiausių pulsarų savybių yra milžiniška jų spinduliuotės galia, milijardus kartų didesnė už žvaigždžių vidaus spinduliuotės galią. Pavyzdžiui, pulsaro radijo spinduliuotės galia „Krabe“ siekia 1031 erg/sek, optikoje – 1034 erg/sek, tai yra daug daugiau nei Saulės spinduliavimo galia. Šis pulsaras skleidžia dar daugiau rentgeno ir gama spindulių diapazonuose.

Kaip veikia šie natūralios energijos generatoriai? Visi radijo pulsarai turi vieną bendrą savybę, kuri buvo raktas į jų veikimo mechanizmą. Ši savybė slypi tame, kad impulsų emisijos periodas nelieka pastovus, jis lėtai didėja. Verta paminėti, kad šią besisukančių neutroninių žvaigždžių savybę pirmiausia numatė teoretikai, o paskui labai greitai patvirtino eksperimentiškai. Taigi 1969 m. buvo nustatyta, kad pulsaro impulsų emisijos laikotarpis „krabuose“ auga 36 milijardosiomis sekundės dalimis per dieną.

Dabar nekalbėsime apie tai, kaip matuojami tokie trumpi laiko tarpai. Mums svarbus pats periodo tarp impulsų didinimo faktas, kuris, beje, leidžia įvertinti pulsarų amžių. Bet vis dėlto, kodėl pulsaras skleidžia radijo spinduliuotės impulsus? Šis reiškinys nebuvo iki galo paaiškintas jokioje išsamioje teorijoje. Tačiau kokybinį šio reiškinio vaizdą vis dėlto galima nupiešti.

Reikalas tas, kad neutroninės žvaigždės sukimosi ašis nesutampa su jos magnetine ašimi. Iš elektrodinamikos gerai žinoma, kad jei magnetas sukamas vakuume aplink ašį, kuri nesutampa su magnetine, tai elektromagnetinė spinduliuotė kils tiksliai magneto sukimosi dažniu. Tuo pačiu metu magneto sukimosi greitis sulėtės. Tai suprantama iš bendrų svarstymų, nes jei stabdymas neįvyktų, mes tiesiog turėtume amžinąjį variklį.

Taigi mūsų siųstuvas radijo impulsų energiją semia iš žvaigždės sukimosi, o jo magnetinis laukas yra tarsi mašinos varomasis diržas. Tikrasis procesas yra daug sudėtingesnis, nes vakuume besisukantis magnetas tik iš dalies yra pulsaro analogas. Galų gale, neutroninė žvaigždė nesisuka vakuume, ją supa galinga magnetosfera, plazmos debesis, ir tai yra geras laidininkas, kuris pats koreguoja paprastą ir gana schematišką mūsų nupieštą paveikslą. Dėl pulsaro magnetinio lauko sąveikos su supančia magnetosfera susidaro siauri nukreiptos spinduliuotės pluoštai, kuriuos, esant palankiai „žvaigždžių vietai“, galima stebėti įvairiose galaktikos vietose, ypač Žemėje. .

Greitas radijo pulsaro sukimasis jo gyvavimo pradžioje sukelia ne tik radijo spinduliavimą. Didelę dalį energijos taip pat nuneša reliatyvistinės dalelės. Mažėjant pulsaro sukimosi greičiui, krinta radiacijos slėgis. Anksčiau spinduliuotė nustūmė plazmą nuo pulsaro. Dabar aplinkinė medžiaga pradeda kristi ant žvaigždės ir užgesina jos spinduliuotę. Šis procesas gali būti ypač efektyvus, jei pulsaras yra dvejetainės sistemos dalis. Tokioje sistemoje, ypač jei ji yra pakankamai arti, pulsaras traukia „normalaus“ kompaniono materiją ant savęs.

Jei pulsaras yra jaunas ir pilnas energijos, jo radijo spinduliuotė vis tiek gali „pramušti“ stebėtoją. Tačiau senasis pulsaras nebesugeba kovoti su akrecija ir „užgesina“ žvaigždę. Lėtėjant pulsaro sukimuisi, ima ryškėti ir kiti nepaprasti procesai. Kadangi neutroninės žvaigždės gravitacinis laukas yra labai galingas, materijos akrecija išskiria didelį kiekį energijos rentgeno spindulių pavidalu. Jei dvejetainėje sistemoje normalus kompanionas į pulsarą įneša pastebimą medžiagos kiekį, maždaug 10 -5 - 10 -6 M per metus, neutroninė žvaigždė bus stebima ne kaip radijo pulsaras, o kaip rentgeno pulsaras.

Bet tai dar ne viskas. Kai kuriais atvejais, kai neutroninės žvaigždės magnetosfera yra arti jos paviršiaus, ten pradeda kauptis medžiaga, suformuodama savotišką žvaigždės apvalkalą. Šiame apvalkale gali būti sudarytos palankios sąlygos vykti termobranduolinėms reakcijoms, o tada danguje galime pamatyti rentgeno spindulių pliūpsnį (iš angliško žodžio burst - „blyksnis“).

Tiesą sakant, šis procesas mums neturėtų atrodyti netikėtas, apie tai jau kalbėjome apie baltuosius nykštukus. Tačiau sąlygos baltosios nykštukės ir neutroninės žvaigždės paviršiuje labai skiriasi, todėl rentgeno spinduliai aiškiai siejami su neutroninėmis žvaigždėmis. Termobranduolinius sprogimus mes stebime rentgeno spindulių pliūpsnių ir, galbūt, gama spindulių pliūpsnių pavidalu. Iš tiesų, kai kuriuos gama spindulių pliūpsnius gali sukelti termobranduoliniai sprogimai neutroninių žvaigždžių paviršiuje.

Bet grįžkime prie rentgeno pulsarų. Jų spinduliavimo mechanizmas, žinoma, visiškai skiriasi nuo sprogmenų. Branduolinės energijos šaltiniai čia nebevaidina jokio vaidmens. Pačios neutroninės žvaigždės kinetinė energija taip pat negali būti suderinta su stebėjimo duomenimis.

Kaip pavyzdį paimkime rentgeno spindulių šaltinį Centaurus X-1. Jo galia yra 10 erg/sek. Todėl šios energijos rezervo galėtų pakakti tik vieneriems metams. Be to, visiškai akivaizdu, kad žvaigždės sukimosi periodas tokiu atveju turėtų pailgėti. Tačiau daugeliui rentgeno spindulių pulsarų, skirtingai nei radijo pulsarų, periodas tarp impulsų laikui bėgant mažėja. Tai reiškia, kad čia ne kinetinė sukimosi energija. Kaip veikia rentgeno pulsarai?

Prisimename, kad jie pasireiškia dvigubose sistemose. Būtent ten akrecijos procesai yra ypač veiksmingi. Greitis, kuriuo medžiaga krenta ant neutroninės žvaigždės, gali siekti trečdalį šviesos greičio (100 tūkst. kilometrų per sekundę). Tada vienas gramas medžiagos išskirs 1020 ergų energiją. O norint užtikrinti 1037 erg/sek energijos išsiskyrimą, būtina, kad medžiagos srautas į neutroninę žvaigždę būtų 1017 gramų per sekundę. Apskritai tai nėra labai daug, maždaug viena tūkstantoji Žemės masės per metus.

Medžiagos tiekėjas gali būti optinis pagalbininkas. Dujų srautas nuolat tekės iš dalies paviršiaus link neutroninės žvaigždės. Jis tieks energiją ir medžiagą į akrecijos diską, susidariusį aplink neutroninę žvaigždę.

Kadangi neutroninė žvaigždė turi didžiulį magnetinį lauką, dujos „tekės“ magnetinio lauko linijomis link polių. Būtent ten, palyginti mažose, vos vieno kilometro dydžio „dėmėse“, vyksta grandiozinio masto galingos rentgeno spinduliuotės kūrimo procesai. Rentgeno spindulius skleidžia reliatyvistiniai ir įprasti elektronai, judantys pulsaro magnetiniame lauke. Ant jo nukritusios dujos taip pat gali „maitinti“ jos sukimąsi. Štai kodėl būtent rentgeno pulsaruose daugeliu atvejų pastebimas sukimosi periodo sumažėjimas.

Rentgeno spindulių šaltiniai, įtraukti į dvejetaines sistemas, yra vienas ryškiausių reiškinių erdvėje. Jų yra nedaug, mūsų galaktikoje turbūt ne daugiau kaip šimtas, tačiau jų reikšmė didžiulė ne tik žiūrint, ypač I tipo supratimui. Dvejetainės sistemos yra natūraliausias ir efektyviausias būdas materijai tekėti iš žvaigždės į žvaigždę, ir būtent čia (dėl gana greito žvaigždžių masės kitimo) galime susidurti su įvairiais „pagreitintos“ evoliucijos variantais.

Kitas įdomus pasvarstymas. Žinome, kaip sunku, beveik neįmanoma įvertinti vienos žvaigždės masę. Bet kadangi neutroninės žvaigždės yra dvejetainių sistemų dalis, gali pasirodyti, kad anksčiau ar vėliau bus galima empiriškai (o tai nepaprastai svarbu!) nustatyti maksimalią neutroninės žvaigždės masę, taip pat gauti tiesioginės informacijos apie jos kilmę. .

Neutronų žvaigždė
Neutronų žvaigždė

Neutronų žvaigždė - supertanki žvaigždė, susidariusi dėl supernovos sprogimo. Neutroninės žvaigždės materiją daugiausia sudaro neutronai.
Neutroninės žvaigždės branduolio tankis (10 14 -10 15 g/cm 3) ir tipinis spindulys 10-20 km. Tolimesniam neutroninės žvaigždės gravitaciniam suspaudimui užkerta kelią branduolinės medžiagos slėgis, atsirandantis dėl neutronų sąveikos. Šis išsigimusių žymiai tankesnių neutroninių dujų slėgis gali išlaikyti mases iki 3M nuo gravitacinio žlugimo. Taigi neutroninės žvaigždės masė kinta (1,4–3) M diapazone.

Ryžiai. 1. Neutroninės žvaigždės, kurios masė 1,5M ir spindulys R = 16 km, skerspjūvis. Tankis ρ nurodomas g/cm 3 skirtingose ​​žvaigždės vietose.

Supernovos žlugimo metu susidarę neutrinai greitai atvėsina neutroninę žvaigždę. Apskaičiuota, kad jo temperatūra nukrenta nuo 10 11 iki 10 9 K per maždaug 100 s. Tada aušinimo greitis mažėja. Tačiau jis yra aukštas kosminiu mastu. Temperatūra sumažėja nuo 10 9 iki 10 8 K per 100 metų ir iki 10 6 K per milijoną metų.
Yra žinoma apie 1200 objektų, kurie priskiriami neutroninėms žvaigždėms. Apie 1000 iš jų yra mūsų galaktikoje. 1,5 M masės ir 16 km spindulio neutroninės žvaigždės struktūra parodyta Fig. 1: I – plonas išorinis tankiai susikaupusių atomų sluoksnis. II sritis yra atomų branduolių ir išsigimusių elektronų kristalinė gardelė. III sritis yra kietas atominių branduolių sluoksnis, persotintas neutronais. IV – skystoji šerdis, daugiausia susidedanti iš išsigimusių neutronų. V sritis sudaro neutroninės žvaigždės hadroninę šerdį. Be nukleonų, jame gali būti pionų ir hiperonų. Šioje neutroninės žvaigždės dalyje galimas neutroninio skysčio perėjimas į kietą kristalinę būseną, pioninio kondensato atsiradimas, kvarko-gliuono ir hiperono plazmos susidarymas. Šiuo metu aiškinamasi tam tikros neutroninės žvaigždės struktūros detalės.
Neutronines žvaigždes sunku aptikti naudojant optinius metodus dėl jų mažo dydžio ir mažo šviesumo. 1967 metais E. Hewish ir J. Bell (Kembridžo universitetas) atrado kosminius periodinio radijo spinduliavimo šaltinius – pulsarus. Pulsarinių radijo impulsų pasikartojimo periodai yra griežtai pastovūs ir daugumai pulsarų svyruoja nuo 10–2 iki kelių sekundžių. Pulsarai yra besisukančios neutroninės žvaigždės. Tik kompaktiški objektai, turintys neutroninių žvaigždžių savybių, gali išlaikyti savo formą nesugriūti esant tokiam sukimosi greičiui. Kampinio momento ir magnetinio lauko išsaugojimas supernovos žlugimo ir neutroninės žvaigždės susidarymo metu lemia greitai besisukančių pulsarų su labai stipriu 10 10 – 10 14 G magnetiniu lauku gimimą. Magnetinis laukas sukasi kartu su neutronine žvaigžde, tačiau šio lauko ašis nesutampa su žvaigždės sukimosi ašimi. Dėl šio sukimosi žvaigždės radijo spinduliuotė slysta per Žemę kaip švyturio spindulys. Kiekvieną kartą, kai spindulys kerta Žemę ir atsitrenkia į Žemėje esantį stebėtoją, radijo teleskopas aptinka trumpą radijo spinduliuotės impulsą. Jo pasikartojimo dažnis atitinka neutroninės žvaigždės sukimosi periodą. Neutroninės žvaigždės spinduliuotė atsiranda, kai įkrautos dalelės (elektronai) nuo žvaigždės paviršiaus juda į išorę išilgai magnetinio lauko linijų, skleisdamos elektromagnetines bangas. Tai pirmą kartą pasiūlytas pulsaro radijo spinduliavimo mechanizmas

Supernovos Corma-A likutis, kurio centre yra neutroninė žvaigždė

Neutroninės žvaigždės yra masyvių žvaigždžių, pasiekusių savo evoliucijos kelio laike ir erdvėje pabaigą, liekanos.

Šie įdomūs objektai gimsta iš kadaise masyvių milžinų, kurie yra nuo keturių iki aštuonių kartų didesni už mūsų Saulę. Tai atsitinka supernovos sprogimo metu.

Po tokio sprogimo išoriniai sluoksniai metami į kosmosą, šerdis lieka, bet ji nebepajėgi palaikyti branduolių sintezės. Be išorinio spaudimo iš viršutinių sluoksnių, jis griūva ir katastrofiškai susitraukia.

Nepaisant mažo skersmens – apie 20 km, neutroninės žvaigždės gali pasigirti 1,5 karto didesne mase nei mūsų Saulė. Taigi jie yra neįtikėtinai tankūs.

Mažas šaukštelis žvaigždžių medžiagos Žemėje svertų apie šimtą milijonų tonų. Jame protonai ir elektronai susijungia ir sudaro neutronus – procesas vadinamas neutronizacija.

Junginys

Jų sudėtis nežinoma, manoma, kad juos gali sudaryti superskystis neutroninis skystis. Jie turi itin stiprią gravitacinę trauką, daug didesnę nei Žemės ar net Saulės. Ši gravitacinė jėga yra ypač įspūdinga, nes ji yra mažo dydžio.
Visi jie sukasi aplink ašį. Suspaudimo metu išlaikomas kampinis sukimosi momentas, o dėl dydžio sumažėjimo sukimosi greitis didėja.

Dėl didžiulio sukimosi greičio išoriniame paviršiuje, kuris yra vientisa „pluta“, periodiškai atsiranda įtrūkimų ir „žvaigždžių drebėjimų“, kurie sulėtina sukimosi greitį ir išmeta „perteklinę“ energiją į erdvę.

Stulbinantis slėgis, esantis šerdyje, gali būti panašus į tuos, kurie egzistavo Didžiojo sprogimo metu, bet, deja, jų neįmanoma imituoti Žemėje. Todėl šie objektai yra idealios natūralios laboratorijos, kuriose galime stebėti Žemėje nepasiekiamas energijas.

Radijo pulsarai

Radijo ulsarus 1967 m. pabaigoje atrado magistrantė Jocelyn Bell Burnell kaip radijo šaltinius, pulsuojančius pastoviu dažniu.
Žvaigždės skleidžiama spinduliuotė matoma kaip pulsuojantis spinduliuotės šaltinis arba pulsaras.

Scheminis neutroninės žvaigždės sukimosi vaizdas

Radijo pulsarai (arba tiesiog pulsarai) yra besisukančios neutroninės žvaigždės, kurių dalelių čiurkšlės juda beveik šviesos greičiu, kaip besisukantis švyturio spindulys.

Nepertraukiamai sukdamiesi kelis milijonus metų pulsarai praranda energiją ir tampa įprastomis neutroninėmis žvaigždėmis. Šiandien žinoma tik apie 1000 pulsarų, nors galaktikoje jų gali būti šimtai.

Radijo pulsaras Krabo ūke

Kai kurios neutroninės žvaigždės skleidžia rentgeno spindulius. Garsusis Krabo ūkas yra geras tokio objekto pavyzdys, susiformavęs supernovos sprogimo metu. Šis supernovos sprogimas buvo pastebėtas 1054 m.

Vėjas iš Pulsar, Chandra teleskopo vaizdo įrašas

Radijo pulsaras Krabo ūke, nufotografuotas Hablo kosminiu teleskopu per 547 nm filtrą (žalia šviesa) nuo 2000 m. rugpjūčio 7 d. iki 2001 m. balandžio 17 d.

Magnetai

Neutroninių žvaigždžių magnetinis laukas yra milijonus kartų stipresnis nei stipriausias Žemėje sukurtas magnetinis laukas. Jie taip pat žinomi kaip magnetarai.

Planetos aplink neutronines žvaigždes

Šiandien žinome, kad keturios turi planetas. Kai jis yra dvejetainėje sistemoje, galima išmatuoti jo masę. Iš šių radijo ar rentgeno spindulių dvejetainių elementų išmatuotos neutroninių žvaigždžių masės buvo maždaug 1,4 karto didesnės už Saulės masę.

Dvigubos sistemos

Visiškai kitokio tipo pulsaras matomas kai kuriuose rentgeno dvejetuose. Tokiais atvejais neutroninė ir paprastoji žvaigždė sudaro dvejetainę sistemą. Stiprus gravitacinis laukas traukia medžiagą iš paprastos žvaigždės. Akrecijos proceso metu ant jo krintanti medžiaga įkaista tiek, kad gamina rentgeno spindulius. Impulsiniai rentgeno spinduliai matomi, kai besisukančio pulsaro karštieji taškai eina per regėjimo liniją iš Žemės.

Dvejetainėse sistemose, kuriose yra nežinomas objektas, ši informacija padeda atskirti, ar tai neutroninė žvaigždė, ar, pavyzdžiui, juodoji skylė, nes juodosios skylės yra daug masyvesnės.