MOSKAU, 28. August - RIA Nowosti. Wissenschaftler haben einen rekordverdächtig schweren Neutronenstern mit der doppelten Masse der Sonne entdeckt, was sie zwingen wird, eine Reihe von Theorien zu überdenken, insbesondere die Theorie, nach der „freie“ Quarks in der superdichten Materie von Neutronensternen vorhanden sein könnten, laut einem Artikel, der am Donnerstag in der Zeitschrift Nature veröffentlicht wurde.

Ein Neutronenstern ist die "Leiche" eines Sterns, der nach einer Supernova-Explosion zurückbleibt. Seine Größe übersteigt nicht die Größe einer kleinen Stadt, aber die Materiedichte ist 10-15-mal höher als die Dichte des Atomkerns - eine "Prise" Neutronensternmaterie wiegt mehr als 500 Millionen Tonnen.

Die Schwerkraft "presst" Elektronen in Protonen und verwandelt sie in Neutronen, weshalb Neutronensterne ihren Namen haben. Bis vor kurzem glaubten Wissenschaftler, dass die Masse eines Neutronensterns zwei Sonnenmassen nicht überschreiten kann, da sonst die Schwerkraft den Stern zu einem Schwarzen Loch „kollabieren“ lassen würde. Der Zustand des Inneren von Neutronensternen ist weitgehend ein Rätsel. Zum Beispiel das Vorhandensein von "freien" Quarks und dergleichen Elementarteilchen, wie K-Mesonen und Hyperonen in zentrale Regionen Neutronenstern.

Die Autoren der Studie, eine Gruppe amerikanischer Wissenschaftler unter der Leitung von Paul Demorest vom National Radio Observatory, untersuchten Doppelstern J1614-2230 ist dreitausend Lichtjahre von der Erde entfernt, eine ihrer Komponenten ist ein Neutronenstern und die andere ein Weißer Zwerg.

Gleichzeitig ist ein Neutronenstern ein Pulsar, also ein Stern, der eng gerichtete Radioemissionsstrahlen aussendet, deren Strahlungsfluss durch die Rotation des Sterns mit Radioteleskopen an verschiedenen Orten von der Erdoberfläche eingefangen werden kann Zeitintervalle.

Ein Weißer Zwerg und ein Neutronenstern rotieren relativ zueinander. Die Geschwindigkeit des Funksignals aus dem Zentrum des Neutronensterns wird jedoch von der Schwerkraft des Weißen Zwergs beeinflusst, sie „verlangsamt“ ihn. Wissenschaftler, die die Ankunftszeit von Funksignalen auf der Erde messen, können mit hoher Genauigkeit die Masse des Objekts bestimmen, das für die Signalverzögerung "verantwortlich" ist.

„Wir haben großes Glück mit diesem System. Ein sich schnell drehender Pulsar gibt uns ein Signal, das aus einer perfekt platzierten Umlaufbahn kommt. Außerdem ist unser Weißer Zwerg für einen Stern dieser Art ziemlich groß. Diese einzigartige Kombination ermöglicht es uns, zu nehmen vollen Nutzen aus dem Shapiro-Effekt (Gravitationssignalverzögerung) und vereinfacht Messungen", sagt Co-Autor Scott Ransom.

Das Doppelsternsystem J1614-2230 ist so angeordnet, dass es fast von der Seite, also in der Ebene der Umlaufbahn, beobachtet werden kann. Dies macht es einfacher, die Massen seiner Bestandteile genau zu messen.

Als Ergebnis entsprach die Masse des Pulsars 1,97 Sonnenmassen, was ein Rekord für Neutronensterne war.

„Diese Massenmessungen sagen uns, dass, wenn es überhaupt Quarks im Kern eines Neutronensterns gibt, diese nicht ‚frei‘ sein können, sondern höchstwahrscheinlich viel stärker miteinander wechselwirken müssen als in ‚gewöhnlichen‘ Atomkernen“, erklärt die führende Gruppe von Astrophysikern, die sich mit diesem Thema befassen, Feryal Ozel (Feryal Ozel) von der University of Arizona.

„Es überrascht mich, dass etwas so Einfaches wie die Masse eines Neutronensterns so viel aussagen kann verschiedene Gebiete Physik und Astronomie", sagt Ransom.

Astrophysiker Sergey Popov vom Staat astronomisches Institut benannt nach Sternberg stellt fest, dass die Untersuchung von Neutronensternen geben kann wichtige Informationenüber die Struktur der Materie.

„In terrestrischen Labors ist es unmöglich, Materie mit einer viel größeren Dichte als der Kernenergie zu untersuchen. Und das ist sehr wichtig, um zu verstehen, wie die Welt funktioniert. Glücklicherweise existiert solch dichte Materie in den Tiefen von Neutronensternen. Um deren Eigenschaften zu bestimmen.“ Unabhängig davon ist es sehr wichtig zu wissen, welche maximale Masse ein Neutronenstern haben kann, ohne sich in ein Schwarzes Loch zu verwandeln", sagte Popov gegenüber RIA Novosti.

Einführung

Im Laufe ihrer Geschichte hat die Menschheit nicht aufgehört zu versuchen, das Universum zu verstehen. Das Universum nennt man die Gesamtheit von allem, was existiert, alle materiellen Teilchen des Raums zwischen diesen Teilchen. Durch moderne Ideen Das Universum ist etwa 14 Milliarden Jahre alt.

Die Größe des sichtbaren Teils des Universums beträgt ungefähr 14 Milliarden Lichtjahre (ein Lichtjahr ist die Entfernung, die Licht im Vakuum in einem Jahr zurücklegt). Nach Ansicht einiger Wissenschaftler beträgt die Länge des Universums 90 Milliarden Lichtjahre. Um das Arbeiten mit solch großen Entfernungen bequem zu machen, wird ein Wert namens Parsec verwendet. Ein Parsec ist die Entfernung von der durchschnittlicher Radius Die Erdumlaufbahn, senkrecht zur Sichtlinie, ist in einem Winkel von einer Bogensekunde sichtbar. 1 Parsec = 3,2616 Lichtjahre.

Es gibt eine große Anzahl verschiedener Objekte im Universum, deren Namen vielen bekannt sind, wie Planeten und Satelliten, Sterne, Schwarze Löcher usw. Sterne sind sehr unterschiedlich in ihrer Helligkeit, Größe, Temperatur und anderen Parametern . Zu den Sternen gehören Objekte wie Weiße Zwerge, Neutronensterne, Riesen und Überriesen, Quasare und Pulsare. Von besonderem Interesse sind die Zentren von Galaxien. Nach modernen Vorstellungen eignet sich ein Schwarzes Loch für die Rolle eines Objekts, das sich im Zentrum einer Galaxie befindet. Schwarze Löcher sind Produkte der Evolution von Sternen, die in ihren Eigenschaften einzigartig sind. Die experimentelle Gültigkeit der Existenz von Schwarzen Löchern hängt von der Gültigkeit ab Allgemeine Theorie Relativität.

Neben Galaxien ist das Universum voller Nebel (interstellare Wolken, die aus Staub, Gas und Plasma bestehen), Reliktstrahlung, die das gesamte Universum durchdringt, und anderen wenig untersuchten Objekten.

Neutronensterne

Ein Neutronenstern ist ein astronomisches Objekt, das eines der Endprodukte der Sternentwicklung ist und hauptsächlich aus einem Neutronenkern besteht, der mit einer relativ dünnen (ca. 1 km) Materiekruste in Form von schweren Atomkernen und Elektronen bedeckt ist. Die Massen von Neutronensternen sind vergleichbar mit der Masse der Sonne, aber der typische Radius beträgt nur 10-20 Kilometer. Deshalb durchschnittliche Dichte Die Substanz eines solchen Sterns ist um ein Vielfaches höher als die Dichte des Atomkerns (die für schwere Kerne im Durchschnitt 2,8 * 1017 kg / m beträgt?). Eine weitere gravitative Kontraktion eines Neutronensterns wird durch den Druck der Kernmaterie verhindert, der durch die Wechselwirkung von Neutronen entsteht.

Viele Neutronensterne haben extrem hohe Rotationsgeschwindigkeiten von bis zu tausend Umdrehungen pro Sekunde. Es wird angenommen, dass Neutronensterne bei Supernova-Explosionen entstehen.

Die Gravitationskräfte in Neutronensternen werden durch den Druck des entarteten Neutronengases ausgeglichen, Maximalwert die Masse eines Neutronensterns ist durch die Oppenheimer-Volkov-Grenze gegeben, numerischer Wert die von der (noch wenig bekannten) Zustandsgleichung der Materie im Kern des Sterns abhängt. Es gibt theoretische Voraussetzungen dafür, dass bei noch stärkerer Dichtezunahme die Umwandlung von Neutronensternen in Quarksterne möglich ist.

Das Magnetfeld auf der Oberfläche von Neutronensternen erreicht einen Wert von 1012-1013 Gs (Gs-Gauß - eine Maßeinheit der magnetischen Induktion), es sind die Prozesse in der Magnetosphäre von Neutronensternen, die für die Radioemission von Pulsaren verantwortlich sind . Seit den 1990er Jahren wurden einige Neutronensterne als Magnetare identifiziert, Sterne mit Magnetfeldern in der Größenordnung von 1014 Gauß und höher. Solche Felder (die den „kritischen“ Wert von 4,414 · 1013 G überschreiten, bei dem die Wechselwirkungsenergie eines Elektrons mit einem Magnetfeld seine Ruheenergie übersteigt) bringen qualitativ neue Physik, da spezifische relativistische Effekte signifikant werden, die Polarisation physikalisches Vakuum usw.

Klassifizierung von Neutronensternen

Die zwei Hauptparameter, die die Wechselwirkung von Neutronensternen mit der umgebenden Materie und folglich ihre Beobachtungsmanifestationen charakterisieren, sind die Rotationsperiode und die Stärke des Magnetfelds. Im Laufe der Zeit verbringt der Stern seine Rotationsenergie, und seine Rotationsperiode nimmt zu. Auch das Magnetfeld wird schwächer. Aus diesem Grund kann ein Neutronenstern im Laufe seines Lebens seinen Typ ändern.

Auswerfer (Radiopulsar) - starke Magnetfelder und eine kleine Rotationsperiode. Im einfachsten Modell der Magnetosphäre rotiert das Magnetfeld starr, also mit der gleichen Winkelgeschwindigkeit wie der Neutronenstern selbst. Bei einem bestimmten Radius nähert sich die lineare Rotationsgeschwindigkeit des Feldes der Lichtgeschwindigkeit. Dieser Radius wird als Radius des Lichtzylinders bezeichnet. Jenseits dieses Radius kann das übliche Dipolfeld nicht existieren, daher brechen die Feldstärkelinien an dieser Stelle ab. Geladene Teilchen, die sich entlang von Magnetfeldlinien bewegen, können einen Neutronenstern durch solche Klippen verlassen und in die Unendlichkeit davonfliegen. Ein solcher Neutronenstern stößt relativistisch geladene Teilchen aus (spuckt, stößt aus), die im Radiobereich strahlen. Für einen Beobachter sehen Ejektoren aus wie Radiopulsare.

Propeller - die Rotationsgeschwindigkeit reicht bereits für den Ausstoß von Partikeln nicht aus, daher kann ein solcher Stern kein Radiopulsar sein. Es ist jedoch immer noch groß, und die Materie, die vom Magnetfeld um den Neutronenstern eingefangen wird, kann nicht herunterfallen, das heißt, die Akkretion von Materie findet nicht statt. Neutronensterne dieses Typs haben praktisch keine beobachtbaren Manifestationen und sind schlecht untersucht.

Accretor (Röntgenpulsar) - die Rotationsgeschwindigkeit wird so stark reduziert, dass nun nichts mehr daran hindert, dass die Substanz auf einen solchen Neutronenstern fällt. Das fallende Plasma bewegt sich entlang der Magnetfeldlinien und trifft auf eine feste Oberfläche in der Nähe der Pole eines Neutronensterns, wobei es sich auf mehrere zehn Millionen Grad erhitzt. Eine so hoch erhitzte Substanz leuchtet im Röntgenbereich. Der Bereich, in dem die fallende Materie mit der Oberfläche des Sterns kollidiert, ist sehr klein - nur etwa 100 Meter. Dieser Hotspot verschwindet aufgrund der Rotation des Sterns periodisch aus dem Blickfeld, was der Beobachter als Pulsationen wahrnimmt. Solche Objekte werden Röntgenpulsare genannt.

Georotator - Die Rotationsgeschwindigkeit solcher Neutronensterne ist gering und verhindert keine Akkretion. Aber die Abmessungen der Magnetosphäre sind so, dass das Plasma durch das Magnetfeld gestoppt wird, bevor es von der Schwerkraft eingefangen wird. Ein ähnlicher Mechanismus wirkt in der Magnetosphäre der Erde, wodurch angegebenen Typ und bekam seinen Namen.

In der Astrophysik, wie in der Tat in jedem anderen Wissenschaftszweig, der interessanteste evolutionäre Probleme verbunden mit den uralten Fragen "Was ist passiert?" und das wird sein?". Was mit einer Sternmasse passiert, die ungefähr der Masse unserer Sonne entspricht, wissen wir bereits. So ein Star, der durch die Bühne geht roter Riese, wird werden weißer Zwerg. Weiße Zwerge im Hertzsprung-Russell-Diagramm liegen abseits der Hauptreihe.

Weiße Zwerge sind das Ende der Entwicklung von Sternen mit Sonnenmasse. Sie sind eine Art evolutionäre Sackgasse. Langsames und ruhiges Aussterben - das Ende des Weges aller Sterne mit einer geringeren Masse als die Sonne. Was ist mit massereicheren Sternen? Wir haben gesehen, dass ihr Leben voller turbulenter Ereignisse ist. Aber es stellt sich eine natürliche Frage: Wie enden die monströsen Kataklysmen, die in Form von Supernova-Explosionen beobachtet werden?

Im Jahr 1054 flammte ein Gaststern am Himmel auf. Es war sogar tagsüber am Himmel sichtbar und erlosch erst nach einigen Monaten. Heute sehen wir die Überreste dieser Sternkatastrophe in Form eines hellen optischen Objekts, das im Monsieur-Nebelkatalog als M1 bezeichnet wird. Es ist berühmt Krebsnebel- der Überrest einer Supernova-Explosion.

In den 40er Jahren unseres Jahrhunderts begann der amerikanische Astronom W. Baade zu studieren Hauptteil"Krabbe", um zu versuchen, einen stellaren Überrest einer Supernova-Explosion im Zentrum des Nebels zu finden. Den Namen „Krabbe“ erhielt dieses Objekt übrigens im 19. Jahrhundert vom englischen Astronomen Lord Ross. Baade fand einen Kandidaten für einen Sternrest in Form eines Sternchens 17m.

Aber der Astronom hatte kein Glück, er hatte keine geeignete Technik für eine detaillierte Studie, und deshalb konnte er nicht bemerken, dass dieser Stern funkelte, pulsierte. Wenn die Periode dieser Helligkeitspulsationen nicht 0,033 Sekunden, sondern beispielsweise mehrere Sekunden betragen würde, hätte Baade dies zweifellos bemerkt, und dann würde die Ehre, den ersten Pulsar zu entdecken, nicht A. Hewish und D. Bell zustehen.

Zehn Jahre bevor Baade sein Teleskop auf die Mitte richtete Krebsnebel begannen theoretische Physiker, den Zustand der Materie bei Dichten zu untersuchen, die die Dichte von Weißen Zwergen (106 - 107 g/cm3) überstiegen. Das Interesse an diesem Thema entstand im Zusammenhang mit dem Problem der Endstadien der Sternentwicklung. Interessanterweise war einer der Mitautoren dieser Idee derselbe Baade, der gerade die Tatsache der Existenz eines Neutronensterns mit einer Supernova-Explosion in Verbindung gebracht hat.

Wird die Materie auf Dichten komprimiert, die größer sind als die Dichte von Weißen Zwergen, beginnen die sogenannten Neutronisierungsprozesse. Der ungeheure Druck im Innern des Sterns „treibt“ Elektronen in Atomkerne. Unter normalen Bedingungen ist ein Kern, der Elektronen absorbiert hat, instabil, weil er einen Überschuss an Neutronen enthält. Bei kompakten Sternen ist dies jedoch nicht der Fall. Mit zunehmender Dichte des Sterns werden die Elektronen des entarteten Gases allmählich von den Kernen absorbiert, und nach und nach verwandelt sich der Stern in einen Riesen. Neutronenstern- ein Tropfen. degenerieren Elektronengas wird durch ein entartetes Neutronengas mit einer Dichte von 1014–1015 g/cm3 ersetzt. Mit anderen Worten, die Dichte eines Neutronensterns ist milliardenfach größer als die eines Weißen Zwergs.

Diese monströse Konfiguration des Sterns galt lange Zeit als Gedankenspiel der Theoretiker. Es dauerte mehr als dreißig Jahre, bis die Natur diese herausragende Vorhersage bestätigte. In den gleichen 30er Jahren wurde ein weiteres hergestellt wichtige Entdeckung, die einen entscheidenden Einfluss auf die gesamte Theorie der Sternentwicklung hatte. Chandrasekhar und L. Landau stellten dies für einen Stern fest, der seine Quellen erschöpft hat Kernenergie, gibt es eine gewisse Grenzmasse, wenn der Stern noch stabil ist. Bei dieser Masse kann der Druck des entarteten Gases noch der Schwerkraft standhalten. Folglich hat die Masse entarteter Sterne (Weiße Zwerge, Neutronensterne) eine endliche Grenze (die Chandrasekhar-Grenze), deren Überschreitung eine katastrophale Kompression des Sterns, seinen Kollaps, verursacht.

Beachten Sie, dass, wenn die Masse des Sternkerns zwischen 1,2 M und 2,4 M liegt, das Endprodukt der Entwicklung eines solchen Sterns ein Neutronenstern sein muss. Mit einer Kernmasse von weniger als 1,2 M wird die Evolution schließlich zur Geburt eines Weißen Zwergs führen.

Was ist ein Neutronenstern? Wir kennen seine Masse, wir wissen auch, dass er hauptsächlich aus Neutronen besteht, deren Größe ebenfalls bekannt ist. Von hier aus ist es einfach, den Radius des Sterns zu bestimmen. Es stellt sich heraus, dass es fast ... 10 Kilometer sind! Die Bestimmung des Radius eines solchen Objekts ist wirklich nicht schwierig, aber es ist sehr schwierig, sich vorzustellen, dass eine Masse nahe der Masse der Sonne in einem Objekt platziert werden kann, dessen Durchmesser etwas größer ist als die Länge der Profsoyuznaya-Straße in Moskau. Dies ist ein riesiger Kerntropfen, der Superkern eines Elements, das in keinen passt periodische Systeme und hat eine unerwartete, eigentümliche Struktur.

Die Substanz eines Neutronensterns hat die Eigenschaften einer superflüssigen Flüssigkeit! Auf den ersten Blick ist diese Tatsache kaum zu glauben, aber sie ist wahr. Auf ungeheure Dichten komprimiert, ähnelt die Substanz teilweise flüssigem Helium. Außerdem sollten wir nicht vergessen, dass die Temperatur eines Neutronensterns in der Größenordnung von einer Milliarde Grad liegt und, wie wir wissen, Suprafluidität darin besteht irdischen Verhältnisse tritt nur bei sehr niedrigen Temperaturen auf.

Für das Verhalten des Neutronensterns selbst spielt die Temperatur zwar keine besondere Rolle, da ihre Stabilität durch den Druck der entarteten Neutronengasflüssigkeit bestimmt wird. Die Struktur eines Neutronensterns ähnelt in vielerlei Hinsicht der Struktur eines Planeten. Neben dem „Mantel“, der aus einer Substanz mit den erstaunlichen Eigenschaften einer supraleitenden Flüssigkeit besteht, hat ein solcher Stern eine etwa einen Kilometer dicke dünne, feste Kruste. Es wird angenommen, dass die Rinde eine besondere kristalline Struktur hat. Eigentümlich deshalb, weil im Gegensatz zu den uns bekannten Kristallen, bei denen die Struktur des Kristalls von der Konfiguration der Elektronenhüllen des Atoms abhängt, im Kern eines Neutronensterns keine Elektronen vorhanden sind. Daher bilden sie ein Gitter, das den kubischen Gittern von Eisen, Kupfer, Zink ähnelt, aber dementsprechend unermesslich mehr hohe Dichten. Als nächstes kommt der Mantel, über dessen Eigenschaften wir bereits gesprochen haben. Im Zentrum eines Neutronensterns erreichen die Dichten 1015 Gramm pro Kubikzentimeter. Mit anderen Worten, ein Teelöffel der Substanz eines solchen Sterns wiegt Milliarden Tonnen. Es wird angenommen, dass im Zentrum eines Neutronensterns Weiterbildung alle in der Kernphysik bekannten, sowie exotische Elementarteilchen, die noch nicht entdeckt wurden.

Neutronensterne kühlen ziemlich schnell ab. Schätzungen zufolge sinkt die Temperatur in den ersten zehn bis hunderttausend Jahren von mehreren Milliarden auf Hunderte Millionen Grad. Neutronensterne rotieren schnell, und dies führt zu einer Reihe sehr interessanter Konsequenzen. Übrigens ist es die geringe Größe des Sterns, die es ihm ermöglicht, während einer schnellen Rotation intakt zu bleiben. Wenn sein Durchmesser nicht 10, sondern beispielsweise 100 Kilometer betragen würde, würde er durch Fliehkräfte einfach auseinandergerissen werden.

Wir haben bereits über die faszinierende Geschichte der Entdeckung von Pulsaren gesprochen. Es wurde sofort die Idee vorgebracht, dass der Pulsar ein schnell rotierender Neutronenstern ist, da von allen bekannten Sternkonfigurationen nur er stabil bleiben und mit hoher Geschwindigkeit rotieren könnte. Erst die Untersuchung von Pulsaren ermöglichte den bemerkenswerten Schluss, dass die von Theoretikern „an der Spitze einer Feder“ entdeckten Neutronensterne tatsächlich in der Natur existieren und als Folge von Supernova-Explosionen entstehen. Die Schwierigkeiten, sie im optischen Bereich nachzuweisen, liegen auf der Hand, da die meisten Neutronensterne aufgrund ihres geringen Durchmessers in den leistungsstärksten Teleskopen nicht zu sehen sind, obwohl es hier, wie wir gesehen haben, Ausnahmen gibt - einen Pulsar in Krebsnebel.

Astronomen haben also eine neue Klasse von Objekten entdeckt - Pulsare, schnell rotierende Neutronensterne. Eine natürliche Frage stellt sich: Was ist der Grund für eine so schnelle Rotation eines Neutronensterns, warum sollte er sich eigentlich mit großer Geschwindigkeit um seine Achse drehen?

Der Grund für dieses Phänomen ist einfach. Wir wissen gut, wie ein Skater die Rotationsgeschwindigkeit erhöhen kann, wenn er seine Arme an den Körper drückt. Dabei nutzt er das Gesetz der Drehimpulserhaltung. Dieses Gesetz wird niemals verletzt, und er ist es, der während einer Supernova-Explosion die Rotationsgeschwindigkeit seines Überrests - eines Pulsars - um ein Vielfaches erhöht.

Tatsächlich ändert sich beim Kollaps eines Sterns seine Masse (was nach der Explosion übrig bleibt) nicht, und der Radius verringert sich um etwa das Hunderttausendfache. Aber der Drehimpuls, der gleich dem Produkt aus äquatorialer Rotationsgeschwindigkeit mal Masse mal Radius ist, bleibt gleich. Die Masse ändert sich nicht, daher muss die Geschwindigkeit um das gleiche Hunderttausendfache zunehmen.

Betrachten wir ein einfaches Beispiel. Unsere Sonne dreht sich ziemlich langsam um ihre eigene Achse. Der Zeitraum dieser Rotation beträgt ungefähr 25 Tage. Wenn also die Sonne plötzlich zu einem Neutronenstern würde, würde sich die Periode ihrer Rotation auf eine Zehntausendstelsekunde verringern.

Die zweite wichtige Konsequenz aus den Erhaltungssätzen ist, dass Neutronensterne sehr stark magnetisiert sein müssen. In der Tat können wir in keinem natürlichen Prozess einfach das Magnetfeld nehmen und zerstören (falls es bereits existiert). Die magnetischen Kraftlinien sind für immer mit der elektrisch hochleitfähigen Materie des Sterns verbunden. Wert magnetischer Fluss auf der Sternoberfläche ist gleich dem Produkt aus magnetischer Feldstärke und dem Quadrat des Sternradius. Dieser Wert ist strikt konstant. Deshalb muss, wenn sich ein Stern zusammenzieht, das Magnetfeld sehr stark ansteigen. Lassen Sie uns näher auf dieses Phänomen eingehen, da es genau dieses Phänomen ist, das viele der erstaunlichen Eigenschaften von Pulsaren bestimmt.

Auf der Oberfläche unserer Erde kann man die Stärke des Magnetfeldes messen. Wir erhalten einen kleinen Wert von etwa einem Gauß. In einem guten physikalischen Labor kann man Magnetfelder von einer Million Gauss erhalten. Auf der Oberfläche von Weißen Zwergen erreicht die Magnetfeldstärke hundert Millionen Gauß. In der Nähe des Feldes noch stärker - bis zu zehn Milliarden Gauß. Aber auf der Oberfläche eines Neutronensterns erreicht die Natur einen absoluten Rekord. Hier kann die Feldstärke Hunderttausende von Milliarden Gauss betragen. Der Hohlraum in einem Literkrug, der ein solches Feld enthält, würde etwa tausend Tonnen wiegen.

Solche starken Magnetfelder können sich nur auswirken (natürlich in Kombination mit Schwerkraftfeld) über die Art der Wechselwirkung eines Neutronensterns mit der umgebenden Materie. Schließlich haben wir noch nicht darüber gesprochen, warum Pulsare eine große Aktivität haben, warum sie Radiowellen aussenden. Und nicht nur Radiowellen. Bis heute sind Astrophysiker wohlbekannt, dass Röntgenpulsare nur in Doppelsystemen, Gammastrahlenquellen mit beobachtet werden ungewöhnliche Eigenschaften, die sogenannten Röntgenblitzer.

Um sich die verschiedenen Mechanismen der Wechselwirkung eines Neutronensterns mit Materie vorzustellen, wenden wir uns der allgemeinen Theorie einer langsamen Änderung der Wechselwirkungsmodi von Neutronensternen mit Materie zu. Umgebung. Betrachten wir kurz die Hauptstadien einer solchen Entwicklung. Neutronensterne - Überbleibsel von Supernovae - rotieren zunächst sehr schnell mit einer Periode von 10 -2 - 10 -3 Sekunden. Bei einer so schnellen Rotation sendet der Stern Radiowellen aus, elektromagnetische Strahlung, Teilchen.

Einer der meisten erstaunliche Eigenschaften Pulsare ist die monströse Kraft ihrer Strahlung, die milliardenfach größer ist als die Strahlungskraft des Inneren von Sternen. So erreicht beispielsweise die Leistung der Radioemission des Pulsars in der "Krabbe" 1031 erg / s, in der Optik 1034 erg / s, was viel mehr ist als die Strahlungsleistung der Sonne. Dieser Pulsar strahlt noch mehr im Röntgen- und Gammabereich.

Wie sind diese natürlichen Energieerzeuger angeordnet? Alle Funkpulsare haben einen Allgemeingut, die als Schlüssel zur Enträtselung des Mechanismus ihrer Wirkung diente. Diese Eigenschaft liegt darin begründet, dass die Dauer der Pulsemission nicht konstant bleibt, sondern langsam zunimmt. Es ist erwähnenswert, dass diese Eigenschaft rotierender Neutronensterne zuerst von Theoretikern vorhergesagt und dann sehr schnell experimentell bestätigt wurde. So wurde 1969 festgestellt, dass die Strahlungsdauer der Pulsarimpulse in der "Krabbe" um 36 Milliardstel Sekunden pro Tag zunimmt.

Wir werden jetzt nicht diskutieren, wie solch kleine Zeitintervalle gemessen werden. Für uns ist allein die Tatsache einer Verlängerung der Pulspausen wichtig, die es übrigens auch ermöglicht, das Alter von Pulsaren abzuschätzen. Aber warum sendet ein Pulsar Radioimpulse aus? Dieses Phänomen wird im Rahmen einer vollständigen Theorie nicht vollständig erklärt. Dennoch lässt sich ein qualitatives Bild des Phänomens zeichnen.

Die Sache ist, dass die Rotationsachse eines Neutronensterns nicht mit seiner magnetischen Achse zusammenfällt. Aus der Elektrodynamik ist bekannt, dass, wenn ein Magnet im Vakuum um eine Achse gedreht wird, die nicht mit der magnetischen zusammenfällt, elektromagnetische Strahlung genau mit der Rotationsfrequenz des Magneten auftritt. Gleichzeitig wird die Rotationsgeschwindigkeit des Magneten verlangsamt. Dies ist aus allgemeinen Überlegungen verständlich, denn gäbe es kein Bremsen, hätten wir einfach ein Perpetuum mobile.

Unser Sender entzieht also der Rotation des Sterns die Energie von Funkimpulsen, und sein Magnetfeld ist sozusagen der Antriebsriemen der Maschine. Der eigentliche Prozess ist viel komplizierter, da ein im Vakuum rotierender Magnet nur teilweise einem Pulsar entspricht. Schließlich dreht sich ein Neutronenstern überhaupt nicht im Vakuum, er ist von einer starken Magnetosphäre, einer Plasmawolke, umgeben, und dies ist ein guter Leiter, der seine eigenen Anpassungen an dem einfachen und ziemlich schematischen Bild vornimmt, das wir gezeichnet haben. Durch die Wechselwirkung des Magnetfeldes des Pulsars mit der ihn umgebenden Magnetosphäre entstehen schmale Bündel gerichteter Strahlung, die bei günstiger "Anordnung der Leuchten" in verschiedenen Teilen der Galaxie beobachtet werden können besonders auf der Erde.

Die schnelle Rotation eines Radiopulsars zu Beginn seines Lebens verursacht mehr als nur Radioemissionen. Ein erheblicher Teil der Energie wird auch von relativistischen Teilchen abgeführt. Mit abnehmender Rotationsgeschwindigkeit des Pulsars nimmt der Strahlungsdruck ab. Zuvor schleuderte die Strahlung Plasma vom Pulsar weg. Nun beginnt die umgebende Materie auf den Stern zu fallen und löscht seine Strahlung aus. Dieser Prozess kann besonders effizient sein, wenn der Pulsar in ein binäres System eintritt. In einem solchen System zieht der Pulsar, besonders wenn er nahe genug ist, die Materie eines "normalen" Begleiters auf sich.

Ist der Pulsar jung und voller Energie, kann seine Radiostrahlung noch zum Beobachter „durchbrechen“. Aber der alte Pulsar kann die Akkretion nicht mehr bekämpfen und "löscht" den Stern. Wenn sich die Rotation des Pulsars verlangsamt, treten andere bemerkenswerte Prozesse auf. Da das Gravitationsfeld eines Neutronensterns sehr stark ist, setzt die Akkretion von Materie eine beträchtliche Energiemenge in Form von Röntgenstrahlen frei. Wenn in einem binären System ein normaler Begleiter dem Pulsar eine beträchtliche Menge an Materie zuführt, etwa 10 -5 - 10 -6 M pro Jahr, wird der Neutronenstern nicht als Radiopulsar, sondern als Röntgenpulsar beobachtet.

Aber das ist nicht alles. Wenn sich die Magnetosphäre eines Neutronensterns in der Nähe seiner Oberfläche befindet, beginnt sich in einigen Fällen Materie dort anzusammeln und bildet eine Art Hülle des Sterns. Diese Schale kann erstellen Bevorzugte Umstände für den Durchgang thermonuklearer Reaktionen, und dann können wir einen Röntgenblitzer am Himmel sehen (vom englischen Wort Burst - „Blitz“).

Dieser Vorgang sollte uns streng genommen nicht unerwartet erscheinen, wir haben bereits im Zusammenhang mit Weißen Zwergen darüber gesprochen. Die Bedingungen auf der Oberfläche eines Weißen Zwergs und eines Neutronensterns sind jedoch sehr unterschiedlich, und daher werden Röntgenblitzer eindeutig genau zugeordnet Neutronensterne. Thermonukleare Explosionen werden von uns in Form von Röntgenblitzen und möglicherweise Gammablitzen beobachtet. In der Tat könnten einige Gammastrahlenausbrüche anscheinend darauf zurückzuführen sein thermonukleare Explosionen auf der Oberfläche von Neutronensternen.

Aber zurück zu den Röntgenpulsaren. Der Mechanismus ihrer Strahlung ist natürlich ein völlig anderer als der der Burster. Nukleare Energiequellen spielen hier keine Rolle mehr. Auch die kinetische Energie des Neutronensterns selbst kann nicht mit den Beobachtungsdaten übereinstimmen.

Nehmen Sie zum Beispiel die Röntgenquelle Centaurus X-1. Seine Leistung beträgt 10 erg/sec. Daher könnte die Reserve dieser Energie nur für ein Jahr ausreichen. Außerdem ist es ziemlich offensichtlich, dass die Rotationsperiode des Sterns in diesem Fall zunehmen müsste. Bei vielen Röntgenpulsaren nimmt jedoch im Gegensatz zu Radiopulsaren die Periode zwischen den Pulsen mit der Zeit ab. Es geht also nicht um die kinetische Rotationsenergie. Wie funktionieren Röntgenpulsare?

Wir erinnern uns, dass sie in binären Systemen vorkommen. Dort sind Akkretionsprozesse besonders effektiv. Die Geschwindigkeit von Materie, die auf einen Neutronenstern fällt, kann ein Drittel der Lichtgeschwindigkeit (100.000 Kilometer pro Sekunde) erreichen. Dann setzt ein Gramm Materie eine Energie von 1020 erg frei. Und um eine Energiefreisetzung von 1037 erg/sec sicherzustellen, ist es notwendig, dass der Materiefluss zum Neutronenstern 1017 Gramm pro Sekunde beträgt. Dies ist im Allgemeinen nicht sehr viel, etwa ein Tausendstel der Masse der Erde pro Jahr.

Der Materiallieferant kann ein optischer Begleiter sein. Ein Gasstrahl wird kontinuierlich von einem Teil seiner Oberfläche zum Neutronenstern strömen. Es wird sowohl Energie als auch Materie an die Akkretionsscheibe liefern, die sich um den Neutronenstern bildet.

Da der Neutronenstern ein riesiges Magnetfeld hat, „strömt“ das Gas entlang der magnetischen Kraftlinien zu den Polen. Dort spielen sich in relativ kleinen "Flecken" von nur einem Kilometer Größe die Prozesse zur Erzeugung der stärksten Röntgenstrahlung von grandiosem Ausmaß ab. Röntgenstrahlen werden von relativistischen und gewöhnlichen Elektronen ausgesandt, die sich im Magnetfeld eines Pulsars bewegen. Das darauf fallende Gas kann auch seine Rotation „füttern“. Deshalb wird gerade bei Röntgenpulsaren in einigen Fällen eine Abnahme der Rotationsperiode beobachtet.

Röntgenquellen in Doppelsternsystemen sind eines der bemerkenswertesten Phänomene im Weltraum. Es gibt nur wenige davon, wahrscheinlich nicht mehr als hundert in unserer Galaxie, aber ihre Bedeutung ist enorm, nicht nur aus Sicht, insbesondere für das Verständnis von Typ I. Binäre Systeme bieten den natürlichsten und effizientesten Weg für den Materiefluss von Stern zu Stern, und es ist hier (aufgrund der relativ schnelle Veränderung Sternmassen) können wir auf verschiedene Optionen für eine „beschleunigte“ Evolution stoßen.

Eine weitere interessante Überlegung. Wir wissen, wie schwierig, wenn nicht gar unmöglich, die Masse eines einzelnen Sterns abzuschätzen. Da Neutronensterne jedoch Teil von Doppelsternsystemen sind, könnte sich früher oder später herausstellen, dass es möglich sein wird, empirisch (und das ist äußerst wichtig!) die Grenzmasse eines Neutronensterns zu bestimmen und direkte Informationen über seinen Ursprung zu erhalten .

Supernova-Überrest Korma-A, in dessen Zentrum sich ein Neutronenstern befindet

Neutronensterne sind die Überreste massereicher Sterne, die das Ende ihrer Existenz erreicht haben evolutionärer Weg in Zeit und Raum.

Diese interessanten Objekte sind aus einst massiven Riesen entstanden, die vier- bis achtmal so groß sind wie unsere Sonne. Es passiert bei einer Supernova-Explosion.

Nach einer solchen Explosion werden die äußeren Schichten ins All geschleudert, der Kern bleibt, aber er kann nicht mehr tragen Kernfusion. Ohne äußeren Druck der darüber liegenden Schichten kollabiert und schrumpft es katastrophal.

Trotz ihres geringen Durchmessers von etwa 20 km haben Neutronensterne die 1,5-fache Masse unserer Sonne. Daher sind sie unglaublich dicht.

Ein kleiner Löffel Sternenmaterie auf der Erde würde ungefähr hundert Millionen Tonnen wiegen. Darin werden Protonen und Elektronen zu Neutronen kombiniert – diesen Vorgang nennt man Neutronisierung.

Verbindung

Ihre Zusammensetzung ist unbekannt, man nimmt an, dass sie aus einer superfluiden Neutronenflüssigkeit bestehen könnten. Sie haben eine extrem starke Anziehungskraft, viel stärker als die der Erde und sogar der Sonne. Diese Gravitationskraft ist besonders beeindruckend, weil sie eine geringe Größe hat.
Alle drehen sich um eine Achse. Während der Kompression bleibt der Rotationsdrehimpuls erhalten, und aufgrund einer Verringerung der Größe erhöht sich die Rotationsgeschwindigkeit.

durch große Geschwindigkeit Rotation, die äußere Oberfläche, die eine feste „Kruste“ ist, treten periodisch Risse und „Sternbeben“ auf, die die Rotationsgeschwindigkeit verlangsamen und „überschüssige“ Energie in den Weltraum abgeben.

Der überwältigende Druck, der im Kern herrscht, mag ähnlich sein wie zur Zeit des Urknalls, aber leider kann er auf der Erde nicht simuliert werden. Daher sind diese Objekte ideale natürliche Laboratorien, in denen wir Energien beobachten können, die auf der Erde unzugänglich sind.

Radiopulsare

Radiopulsare wurden Ende 1967 von der Doktorandin Jocelyn Bell Burnell als Radioquellen entdeckt, die mit einer konstanten Frequenz pulsieren.
Die vom Stern emittierte Strahlung ist als pulsierende Strahlungsquelle oder Pulsar sichtbar.

Schematische Darstellung der Rotation eines Neutronensterns

Radiopulsare (oder einfach ein Pulsar) sind rotierende Neutronensterne, deren Partikeljets sich fast mit Lichtgeschwindigkeit bewegen, wie ein rotierender Leuchtfeuerstrahl.

Nach einer kontinuierlichen Rotation über mehrere Millionen Jahre verlieren Pulsare ihre Energie und werden zu normalen Neutronensternen. Heute sind nur etwa 1.000 Pulsare bekannt, obwohl es möglicherweise Hunderte von ihnen in der Galaxie gibt.

Radiopulsar im Krebsnebel

Einige Neutronensterne senden Röntgenstrahlen aus. Der berühmte Krebsnebel gutes Beispiel Ein solches Objekt entstand während einer Supernova-Explosion. Diese Supernova-Explosion wurde 1054 n. Chr. beobachtet.

Pulsarwind, Chandra-Video

Ein Radiopulsar im Krebsnebel mit fotografiert Weltraumteleskop Hubble-Filter durch 547nm ( grünes Licht) vom 7. August 2000 bis 17. April 2001.

Magnetare

Neutronensterne haben ein Magnetfeld, das Millionen Mal stärker ist als das stärkste Magnetfeld, das auf der Erde erzeugt wird. Sie werden auch als Magnetare bezeichnet.

Planeten in der Nähe von Neutronensternen

Bisher sind vier bekannt, die Planeten haben. Wenn es sich in einem binären System befindet, ist es möglich, seine Masse zu messen. Von diesen Doppelsternsystemen im Radio- oder Röntgenbereich betrugen die gemessenen Massen von Neutronensternen etwa die 1,4-fache Masse der Sonne.

Doppelsysteme

In einigen Röntgendoppelsternen ist ein völlig anderer Pulsartyp zu sehen. In diesen Fällen bilden ein Neutronenstern und ein gewöhnlicher Stern ein binäres System. Ein starkes Gravitationsfeld zieht Material von einem gewöhnlichen Stern ab. Beim Akkretionsprozess darauf fallendes Material erwärmt sich so stark, dass es Röntgenstrahlen erzeugt. Gepulste Röntgenstrahlen sind sichtbar, wenn Hot Spots auf einem rotierenden Pulsar die Sichtlinie von der Erde passieren.

Zum binäre Systeme ein unbekanntes Objekt enthält, hilft diese Information zu unterscheiden, ob es sich um einen Neutronenstern oder beispielsweise ein Schwarzes Loch handelt, da Schwarze Löcher viel massereicher sind.

Oft als "tote" Neutronensterne bezeichnet, sind erstaunliche Objekte. Ihr Studium in letzte Jahrzehnte hat sich zu einem der aufregendsten und interessantesten Bereiche der Astrophysik entwickelt. Das Interesse an Neutronensternen beruht nicht nur auf dem Geheimnis ihrer Struktur, sondern auch auf ihrer kolossalen Dichte und den stärksten Magnet- und Gravitationsfeldern. Die Sache ist da Sonderbedingung, das einem riesigen Atomkern ähnelt, und diese Bedingungen können in irdischen Labors nicht reproduziert werden.

Geburt an der Spitze eines Stiftes

Die Entdeckung eines neuen Elementarteilchens, des Neutrons, im Jahr 1932 ließ Astrophysiker darüber nachdenken, welche Rolle es bei der Entwicklung von Sternen spielen könnte. Zwei Jahre später wurde vermutet, dass Supernova-Explosionen mit der Umwandlung gewöhnlicher Sterne in Neutronensterne zusammenhängen. Dann wurden Berechnungen über die Struktur und Parameter der letzteren durchgeführt, und es wurde klar, dass, wenn sich kleine Sterne (wie unsere Sonne) am Ende ihrer Entwicklung in weiße Zwerge verwandeln, schwerere zu Neutronen werden. Im August 1967 entdeckten Radioastronomen beim Studium der Szintillationen kosmischer Radioquellen seltsame Signale, die sehr kurze, etwa 50 Millisekunden lange Radioemissionspulse aufzeichneten, die sich nach einem streng definierten Zeitintervall (in der Größenordnung von einer Sekunde) wiederholten. Es war völlig anders als das übliche chaotische Bild zufälliger unregelmäßiger Schwankungen in der Radioemission. Nach einer gründlichen Überprüfung der gesamten Ausrüstung kam die Gewissheit, dass die Impulse außerirdischen Ursprungs waren. Es ist schwierig, Astronomen mit Objekten zu überraschen, die mit unterschiedlicher Intensität emittieren, aber in dieser Fall Der Zeitraum war so kurz und die Signale so regelmäßig, dass Wissenschaftler ernsthaft vermuteten, dass es sich um Nachrichten von außerirdischen Zivilisationen handeln könnte.

Daher wurde der erste Pulsar LGM-1 genannt (von Englisch wenig Green Men "Little Green Men"), obwohl Versuche, in den empfangenen Impulsen einen Sinn zu finden, vergeblich endeten. Bald wurden 3 weitere pulsierende Radioquellen entdeckt. Ihre Periode erwies sich wiederum als viel kürzer als die charakteristischen Schwingungs- und Rotationszeiten aller bekannten astronomischen Objekte. Aufgrund der impulsiven Natur der Strahlung wurden neue Objekte Pulsare genannt. Diese Entdeckung hat die Astronomie buchstäblich aufgewühlt, und von vielen Radioobservatorien kamen Berichte über die Entdeckung von Pulsaren. Nach der Entdeckung eines Pulsars im Krebsnebel, der aufgrund einer Supernova-Explosion im Jahr 1054 entstand (dieser Stern war tagsüber sichtbar, wie die Chinesen, Araber und Nordamerikaner in ihren Annalen erwähnen), wurde klar, dass Pulsare irgendwie sind im Zusammenhang mit Supernova-Explosionen. .

Höchstwahrscheinlich kamen die Signale von dem Objekt, das nach der Explosion zurückgelassen wurde. Es dauerte lange, bis Astrophysiker erkannten, dass Pulsare die gesuchten schnell rotierenden Neutronensterne waren.

Krebsnebel
Der Ausbruch dieser Supernova (Foto oben), die heller als die Venus am Erdhimmel funkelt und sogar tagsüber sichtbar ist, ereignete sich nach Erduhren im Jahr 1054. Fast 1.000 Jahre sind nach kosmischen Maßstäben eine sehr kurze Zeit, und doch gelang es in dieser Zeit, den schönsten Krebsnebel aus den Überresten des explodierten Sterns zu bilden. Dieses Bild ist eine Komposition aus zwei Bildern: eines davon wurde durch einen Raum erhalten optisches Teleskop Hubble (Rottöne), ein weiteres Chandra-Röntgenteleskop (blau). Es ist deutlich zu sehen, dass hochenergetische Elektronen, die im Röntgenbereich emittieren, ihre Energie daher sehr schnell verlieren blaue Farben nur im zentralen Teil des Nebels vorherrschen.
Die Kombination der beiden Bilder hilft, den Funktionsmechanismus dieses erstaunlichen Weltraumgenerators genauer zu verstehen, der elektromagnetische Schwingungen im breitesten Frequenzbereich von Gammaquanten bis zu Radiowellen aussendet. Obwohl die meisten Neutronensterne durch Radioemission entdeckt wurden, emittieren sie immer noch die Hauptenergiemenge im Gamma- und Röntgenbereich. Neutronensterne werden sehr heiß geboren, kühlen aber recht schnell ab und haben bereits mit tausend Jahren eine Oberflächentemperatur von etwa 1.000.000 K. Daher leuchten nur junge Neutronensterne im Röntgenbereich durch reine Wärmestrahlung.

Pulsare Physik
Ein Pulsar ist einfach ein riesiger magnetisierter Kreisel, der sich um eine Achse dreht, die nicht mit der Achse des Magneten zusammenfällt. Wenn nichts darauf fiele und nichts ausstrahlte, dann hätte seine Radioemission eine Rotationsfrequenz und wir würden sie niemals auf der Erde hören. Tatsache ist jedoch, dass dieser Kreisel eine kolossale Masse und eine hohe Oberflächentemperatur hat und das rotierende Magnetfeld ein elektrisches Feld von enormer Intensität erzeugt, das Protonen und Elektronen fast auf Lichtgeschwindigkeit beschleunigen kann. Darüber hinaus werden all diese geladenen Teilchen, die um den Pulsar rauschen, in einer Falle seines kolossalen Magnetfelds gefangen. Und nur innerhalb eines kleinen Raumwinkels in der Nähe der magnetischen Achse können sie sich lösen (Neutronensterne haben die stärksten Magnetfelder im Universum und erreichen 10 10 10 14 Gauss, zum Vergleich: Das Feld der Erde beträgt 1 Gauss, das der Sonne 1050 Gauss) . Diese Ströme geladener Teilchen sind die Quelle jener Radiostrahlung, nach der Pulsare entdeckt wurden, die sich später als Neutronensterne herausstellten. Da die magnetische Achse eines Neutronensterns nicht unbedingt mit seiner Rotationsachse zusammenfällt, breitet sich der Funkwellenstrom, wenn sich der Stern dreht, wie der Strahl eines Blitzlichts im Weltraum aus - nur für einen Moment, der die umgebende Dunkelheit durchdringt.

Röntgenbilder des Krebsnebel-Pulsars im aktiven (links) und normalen (rechts) Zustand

unmittelbarer Nachbar
Dieser Pulsar ist nur 450 Lichtjahre von der Erde entfernt und ist ein Doppelsystem aus einem Neutronenstern und einem Weißen Zwerg mit einer Umlaufzeit von 5,5 Tagen. Weiche Röntgenstrahlen, die vom ROSAT-Satelliten empfangen werden, werden von den auf zwei Millionen Grad erhitzten Polkappen PSR J0437-4715 emittiert. Während seiner schnellen Rotation (die Periode dieses Pulsars beträgt 5,75 Millisekunden) dreht er sich mit dem einen oder anderen Magnetpol zur Erde, wodurch sich die Intensität des Gammastrahlenflusses um 33% ändert. helles Objekt neben einem kleinen Pulsar ist dies eine entfernte Galaxie, die aus irgendeinem Grund aktiv im Röntgenbereich des Spektrums leuchtet.

Allmächtige Schwerkraft

Entsprechend moderne Theorie Massive Sterne beenden ihr Leben in einer kolossalen Explosion, die die meisten von ihnen in einen expandierenden Gasnebel verwandelt. Infolgedessen bleibt von dem Riesen, der in Größe und Masse um ein Vielfaches größer ist als unsere Sonne, ein dichtes, heißes Objekt von etwa 20 km Größe mit einer dünnen Atmosphäre (aus Wasserstoff und schwereren Ionen) und einem 100-milliardenfachen Gravitationsfeld übrig größer als die der Erde. Sie nannten ihn einen Neutronenstern, weil sie glaubten, dass er hauptsächlich aus Neutronen besteht. Die Substanz eines Neutronensterns ist die dichteste Form der Materie (ein Teelöffel eines solchen Superkerns wiegt etwa eine Milliarde Tonnen). Die sehr kurze Dauer der von Pulsaren ausgesandten Signale war das erste und wichtigste Argument dafür, dass es sich um Neutronensterne handelt, die ein riesiges Magnetfeld haben und mit halsbrecherischer Geschwindigkeit rotieren. Nur dichte und kompakte Objekte (nur einige zehn Kilometer groß) mit einem starken Gravitationsfeld können einer solchen Rotationsgeschwindigkeit standhalten, ohne aufgrund der zentrifugalen Trägheitskräfte in Stücke zu zerbrechen.

Ein Neutronenstern besteht aus einer Neutronenflüssigkeit mit einer Beimischung von Protonen und Elektronen. "Nukleare Flüssigkeit", die sehr an eine Substanz aus Atomkernen erinnert, ist 1014-mal dichter als gewöhnliches Wasser. Dieser gewaltige Unterschied ist durchaus verständlich, denn Atome bestehen hauptsächlich aus leerem Raum, in dem sich etwa ein winziges befindet schwerer Kern flatternde Lichtelektronen. Der Kern enthält fast die gesamte Masse, da Protonen und Neutronen 2.000-mal schwerer sind als Elektronen. Die extremen Kräfte, die bei der Entstehung eines Neutronensterns auftreten, komprimieren die Atome, sodass sich die in die Kerne gepressten Elektronen mit Protonen zu Neutronen verbinden. So entsteht ein Stern, der fast ausschließlich aus Neutronen besteht. Die superdichte nukleare Flüssigkeit würde, wenn sie auf die Erde gebracht würde, wie explodieren Atombombe, aber in einem Neutronenstern ist es aufgrund des enormen Gravitationsdrucks stabil. In den äußeren Schichten eines Neutronensterns (wie eigentlich aller Sterne) fallen jedoch Druck und Temperatur ab, und es bildet sich eine etwa einen Kilometer dicke feste Kruste. Es wird angenommen, dass es hauptsächlich aus Eisenkernen besteht.

Blinken
Wie sich herausstellte, ereignete sich der kolossale Röntgenblitz vom 5. März 1979 weit jenseits unserer Galaxie im Satelliten der Großen Magellanschen Wolke unserer Milchstraße, der sich in einer Entfernung von 180.000 Lichtjahren von der Erde befindet. Die gemeinsame Verarbeitung des von sieben Raumfahrzeugen aufgezeichneten Gammastrahlenausbruchs vom 5. März ermöglichte eine genaue Positionsbestimmung dieses Objekt, und dass es genau in der Magellanschen Wolke liegt, steht heute praktisch außer Zweifel.

Das Ereignis, das sich vor 180.000 Jahren auf diesem fernen Stern ereignete, ist schwer vorstellbar, aber es flammte dann wie bis zu 10 Supernovae auf, mehr als das 10-fache der Leuchtkraft aller Sterne in unserer Galaxie. Der helle Punkt im oberen Teil der Abbildung ist der lange und bekannte SGR-Pulsar, und die unregelmäßige Kontur ist die wahrscheinlichste Position des Objekts, das am 5. März 1979 ausbrach.

Entstehung des Neutronensterns
Eine Supernova-Explosion ist einfach die Umwandlung eines Teils der Gravitationsenergie in thermische Energie. Wenn dem alten Stern der Sprit ausgeht und thermonukleare Reaktion seinen Darm nicht mehr auf die erforderliche Temperatur erwärmen kann, kommt es zu einer Art Kollaps - dem Kollaps der Gaswolke auf ihren Schwerpunkt. Die gleichzeitig freigesetzte Energie zerstreut die äußeren Schichten des Sterns in alle Richtungen und bildet einen expandierenden Nebel. Wenn der Stern klein ist, wie unsere Sonne, dann kommt es zu einem Blitz und es entsteht ein Weißer Zwerg. Wenn die Masse des Sterns mehr als das Zehnfache der Sonnenmasse beträgt, führt ein solcher Kollaps zu einer Supernova-Explosion und es entsteht ein gewöhnlicher Neutronenstern. Wenn eine Supernova an Ort und Stelle vollständig ausbricht großer Star mit einer Masse von 2040 Sonnen und ein Neutronenstern mit einer Masse von mehr als drei Sonnen entsteht, dann wird der Prozess der Gravitationskontraktion irreversibel und es entsteht ein Schwarzes Loch.

Interne Struktur
Die harte Kruste der äußeren Schichten eines Neutronensterns besteht aus schweren Atomkernen, die in einem kubischen Gitter angeordnet sind, zwischen denen Elektronen frei fliegen, ähnlich wie die Metalle der Erde, nur viel dichter.

Offene Frage

Obwohl Neutronensterne seit etwa drei Jahrzehnten intensiv untersucht werden, sind ihre Interne Struktur nicht sicher bekannt. Außerdem gibt es keine sichere Gewissheit, dass sie wirklich hauptsächlich aus Neutronen bestehen. Wenn wir tiefer in den Stern vordringen, nehmen Druck und Dichte zu und Materie kann so komprimiert werden, dass sie in Quarks, die Bausteine ​​von Protonen und Neutronen, zerfällt. Nach der modernen Quantenchromodynamik können Quarks nicht in freiem Zustand existieren, sondern sind zu untrennbaren „Triples“ und „Twos“ zusammengefasst. Aber vielleicht ändert sich die Situation an der Grenze des inneren Kerns eines Neutronensterns und Quarks brechen aus ihrer Begrenzung aus. Um die Natur eines Neutronensterns und exotischer Quarkmaterie besser zu verstehen, müssen Astronomen die Beziehung zwischen der Masse eines Sterns und seinem Radius (durchschnittliche Dichte) bestimmen. Durch die Untersuchung von Neutronensternen mit Begleitern kann man ihre Masse genau messen, aber die Bestimmung des Durchmessers ist viel schwieriger. Vor kurzem haben Wissenschaftler, die die Fähigkeiten des XMM-Newton-Röntgensatelliten nutzen, einen Weg gefunden, die Dichte von Neutronensternen basierend auf der Gravitations-Rotverschiebung abzuschätzen. Die Besonderheit von Neutronensternen liegt auch darin, dass mit abnehmender Masse eines Sterns sein Radius zunimmt und dadurch die massereichsten Neutronensterne die kleinste Größe haben.

Schwarze Witwe
Die Explosion einer Supernova informiert ziemlich oft einen neugeborenen Pulsar von beträchtlicher Geschwindigkeit. Ein solcher fliegender Stern mit einem anständigen eigenen Magnetfeld stört das ionisierte Gas, das den interstellaren Raum füllt, stark. Es bildet sich eine Art Schockwelle, die dem Stern vorausläuft und hinter ihm in einem weiten Kegel auseinanderläuft. Das kombinierte optische (blau-grüner Teil) und Röntgenbild (Rottöne) zeigt, dass wir es hier nicht nur mit einer leuchtenden Gaswolke zu tun haben, sondern mit einem gewaltigen Strom von Elementarteilchen, die von diesem Millisekundenpulsar ausgesandt werden. Liniengeschwindigkeit Die Schwarze Witwe ist gleich 1 Million km / h, sie dreht sich in 1,6 ms um ihre Achse, sie ist bereits etwa eine Milliarde Jahre alt und sie hat einen Begleitstern, der die Witwe mit einer Periode von 9,2 Stunden umkreist. Der Pulsar B1957+20 erhielt seinen Namen aus dem einfachen Grund, dass seine stärkste Strahlung einfach seinen Nachbarn verbrennt, wodurch das Gas, das ihn bildet, „kocht“ und verdampft. Der rote, zigarrenförmige Kokon hinter dem Pulsar ist der Teil des Weltraums, in dem die vom Neutronenstern emittierten Elektronen und Protonen weiche Gammastrahlen aussenden.

Ergebnis Computersimulation ermöglicht es Ihnen, in einem Ausschnitt sehr anschaulich die Prozesse darzustellen, die in der Nähe eines schnell fliegenden Pulsars ablaufen. Strahlen, die von einem hellen Punkt ausgehen Dies ist ein bedingtes Bild des Flusses von Strahlungsenergie sowie des Flusses von Teilchen und Antiteilchen, der von einem Neutronenstern ausgeht. Der rote Umriss an der Grenze des schwarzen Raums um den Neutronenstern und die rot leuchtenden Plasmawolken ist der Ort, an dem der Strom relativistischer Teilchen, die mit nahezu Lichtgeschwindigkeit fliegen, auf das Verdichtete trifft Schockwelle interstellares Gas. Bei starker Verzögerung senden die Teilchen Röntgenstrahlen aus und heizen das einfallende Gas, nachdem sie ihre Hauptenergie verloren haben, nicht so stark auf.

Krämpfe der Riesen

Pulsare gelten als eines der frühen Lebensstadien eines Neutronensterns. Dank ihrer Studie lernten die Wissenschaftler etwas über Magnetfelder und über die Rotationsgeschwindigkeit und darüber zukünftiges Schicksal Neutronensterne. Indem man das Verhalten eines Pulsars ständig beobachtet, kann man genau bestimmen, wie viel Energie er verliert, wie stark er langsamer wird und selbst wenn er aufhört zu existieren, so langsam geworden ist, dass er keine starken Radiowellen mehr aussenden kann. Diese Studien bestätigten viele theoretische Vorhersagen über Neutronensterne.

Bereits 1968 wurden Pulsare mit einer Rotationsdauer von 0,033 Sekunden bis 2 Sekunden entdeckt. Die Frequenz der Radiopulsarimpulse wird mit erstaunlicher Genauigkeit beibehalten, und die Stabilität dieser Signale war zunächst höher als die der Atomuhr der Erde. Und doch war es mit den Fortschritten auf dem Gebiet der Zeitmessung bei vielen Pulsaren möglich, regelmäßige Änderungen ihrer Perioden zu registrieren. Natürlich sind dies extrem kleine Veränderungen, und nur über Millionen von Jahren können wir erwarten, dass sich eine Periode verdoppelt. Das Verhältnis der aktuellen Rotationsgeschwindigkeit zur Rotationsverzögerung ist eine Möglichkeit, das Alter eines Pulsars abzuschätzen. Trotz der erstaunlichen Stabilität des Funksignals kommt es bei manchen Pulsaren manchmal zu sogenannten „Störungen“. Für ein sehr kurzes Zeitintervall (weniger als 2 Minuten) steigt die Rotationsgeschwindigkeit des Pulsars erheblich an und kehrt dann nach einiger Zeit zu dem Wert zurück, der vor der "Verletzung" war. Es wird angenommen, dass die "Verletzungen" durch eine Neuordnung der Masse innerhalb des Neutronensterns verursacht werden könnten. Aber auf jeden Fall ist der genaue Mechanismus noch unbekannt.

Daher wird der Vela-Pulsar etwa alle 3 Jahre großen „Verletzungen“ ausgesetzt, und das macht ihn sehr interessantes Objekt solche Phänomene zu studieren.

Magnetare

Einige Neutronensterne, sogenannte SGR-Repetitionsburster, senden in unregelmäßigen Abständen starke Ausbrüche „weicher“ Gammastrahlen aus. Die Energiemenge, die SGR während eines typischen Blitzes abgibt, der einige Zehntelsekunden dauert, kann die Sonne nur ein ganzes Jahr lang ausstrahlen. Vier bekannte SGRs befinden sich innerhalb unserer Galaxie und nur einer außerhalb. Diese unglaublichen Energieexplosionen können durch Sternbeben, starke Versionen von Erdbeben, verursacht werden, wenn die feste Oberfläche von Neutronensternen auseinandergerissen wird und mächtige Protonenströme aus ihrem Inneren hervorbrechen, die, festgefahren in einem Magnetfeld, Gamma- und X- Strahlen. Neutronensterne wurden nach einem gewaltigen Gammastrahlenausbruch am 5. März 1979 als Quellen starker Gammastrahlenausbrüche identifiziert, als in der ersten Sekunde so viel Energie ausgestoßen wurde, wie die Sonne in 1.000 Jahren abgibt. Jüngste Beobachtungen eines der derzeit "aktivsten" Neutronensterne scheinen die Theorie zu stützen, dass starke Ausbrüche von Gamma- und Röntgenstrahlen durch Sternbeben verursacht werden.

1998 erwachte der bekannte SGR plötzlich aus seinem "Schlummer", der seit 20 Jahren keine Anzeichen von Aktivität zeigte und fast so viel Energie ausstieß wie der Gammastrahlenblitz am 5. März 1979. Was den Forschern bei der Beobachtung dieses Ereignisses am meisten auffiel, war eine starke Verlangsamung der Rotationsgeschwindigkeit des Sterns, was auf seine Zerstörung hinweist. Um starke Gamma- und Röntgeneruptionen zu erklären, wurde ein Modell eines Magnetars, eines Neutronensterns mit einem superstarken Magnetfeld, vorgeschlagen. Wenn ein sehr schnell rotierender Neutronenstern geboren wird, spielt der kombinierte Effekt von Rotation und Konvektion eine Rolle wichtige Rolle in den ersten Sekunden der Existenz eines Neutronensterns, kann dadurch ein riesiges Magnetfeld erzeugen Komplexer Prozess, bekannt als "aktiver Dynamo" (auf die gleiche Weise wird ein Feld im Inneren der Erde und der Sonne erzeugt). Theoretiker waren erstaunt zu entdecken, dass ein solcher Dynamo, der in einem heißen, neugeborenen Neutronenstern arbeitet, ein Magnetfeld erzeugen kann, das 10.000 Mal stärker ist als das normale Feld von Pulsaren. Wenn der Stern abkühlt (nach 10 oder 20 Sekunden), hört die Konvektion und die Dynamowirkung auf, aber diese Zeit reicht völlig aus, damit das erforderliche Feld erscheint.

Das Magnetfeld einer rotierenden elektrisch leitenden Kugel kann instabil sein, und eine scharfe Umstrukturierung ihrer Struktur kann mit der Freisetzung kolossaler Energiemengen einhergehen (ein gutes Beispiel für eine solche Instabilität ist die periodische Übertragung magnetische Pole Erde). Ähnliche Dinge passieren auf der Sonne, in explosiven Ereignissen namens " Sonneneruptionen". In einem Magnetar ist die verfügbare magnetische Energie enorm, und diese Energie reicht völlig aus für die Kraft solch riesiger Fackeln wie am 5. März 1979 und am 27. August 1998. Solche Ereignisse verursachen unweigerlich einen tiefen Zusammenbruch und Veränderungen in der Struktur nicht nur elektrischer Ströme im Volumen eines Neutronensterns, sondern auch seiner festen Kruste. Ein weiterer mysteriöser Objekttyp, der bei periodischen Explosionen starke Röntgenstrahlen aussendet, sind die sogenannten anomalen Röntgenpulsare AXP. Sie unterscheiden sich von gewöhnlichen Röntgenpulsaren dadurch, dass sie nur im Röntgenbereich emittieren. Wissenschaftler glauben, dass SGR und AXP Lebensphasen derselben Klasse von Objekten sind, nämlich Magnetare oder Neutronensterne, die weiche Gammastrahlen aussenden und Energie aus dem Magnetfeld ziehen. Und obwohl Magnetare heute immer noch die Erfindung von Theoretikern sind und es nicht genügend Daten gibt, die ihre Existenz bestätigen, suchen Astronomen hartnäckig nach den notwendigen Beweisen.

Kandidaten für Magnetare
Astronomen haben unsere Heimatgalaxie bereits so gründlich untersucht die Milchstrasse dass es für sie nichts kostet, eine Seitenansicht davon zu zeichnen, die darauf die Position des bemerkenswertesten der Neutronensterne anzeigt.

Wissenschaftler glauben, dass AXP und SGR nur zwei Stadien im Leben desselben Riesenmagneten, eines Neutronensterns, sind. In den ersten 10.000 Jahren ist ein Magnetar ein SGR-Pulsar, der im gewöhnlichen Licht sichtbar ist und wiederholte Blitze weicher Röntgenstrahlen abgibt, und für die nächsten Millionen von Jahren verschwindet er bereits als anomaler AXP-Pulsar aus dem sichtbaren Bereich und pufft nur im Röntgenbild.

Der stärkste Magnet
Eine Analyse der Daten, die der Satellit RXTE (Rossi X-ray Timing Explorer, NASA) bei Beobachtungen des ungewöhnlichen Pulsars SGR 1806-20 gewonnen hat, zeigte, dass diese Quelle der stärkste bisher bekannte Magnet im Universum ist. Die Größe seines Feldes wurde nicht nur auf der Grundlage indirekter Daten (über die Verzögerung eines Pulsars), sondern auch fast direkt auf der Grundlage der Messung der Rotationsfrequenz von Protonen im Magnetfeld eines Neutronensterns bestimmt. Das Magnetfeld nahe der Oberfläche dieses Magnetars erreicht 10 15 Gauß. Befände er sich beispielsweise in der Umlaufbahn des Mondes, würden alle magnetischen Informationsträger auf unserer Erde entmagnetisiert. Angesichts der Tatsache, dass seine Masse ungefähr der der Sonne entspricht, würde dies keine Rolle mehr spielen, denn selbst wenn die Erde nicht auf diesen Neutronenstern gefallen wäre, hätte sie sich wie verrückt um ihn gedreht und in nur einer Sekunde eine vollständige Umdrehung gemacht Stunde.

Aktiver Dynamo
Wir alle wissen, dass Energie es liebt, von einer Form in eine andere zu wechseln. Elektrizität lässt sich leicht in Wärme und kinetische Energie in potenzielle Energie umwandeln. Es stellt sich heraus, dass riesige Konvektionsströme von elektrisch leitfähigem Magma aus Plasma oder nuklearer Materie dies ebenfalls können kinetische Energie in etwas Ungewöhnliches wie ein Magnetfeld umgewandelt werden. ziehen um große Massen auf einem rotierenden Stern in Anwesenheit eines kleinen Anfangsmagnetfelds führen kann elektrische Ströme, wodurch ein Feld in der gleichen Richtung wie das ursprüngliche erstellt wird. Dadurch beginnt ein lawinenartiges Wachstum des eigenen Magnetfeldes eines rotierenden leitfähigen Objekts. Je größer das Feld, desto größer die Strömungen, je größer die Strömungen, desto größer das Feld und all dies ist auf banale Konvektionsströmungen zurückzuführen, da heiße Materie leichter als kalte ist und daher schwimmt

Ruhelose Nachbarschaft

Das berühmte Chandra-Weltraumobservatorium hat Hunderte von Objekten (auch in anderen Galaxien) gefunden, was darauf hinweist, dass nicht alle Neutronensterne dazu bestimmt sind, alleine zu leben. Solche Objekte werden in binären Systemen geboren, die die Supernova-Explosion überlebt haben, die den Neutronenstern geschaffen hat. Und manchmal kommt es vor, dass einzelne Neutronensterne in dichten Sternregionen wie Kugelsternhaufen einen Begleiter einfangen. In diesem Fall „stiehlt“ der Neutronenstern seinem Nachbarn Materie. Und je nachdem, wie massiv der Star ihr Gesellschaft leistet, zieht dieser „Diebstahl“ unterschiedliche Konsequenzen nach sich. Gas, das von einem Begleiter mit einer geringeren Masse als unserer Sonne auf einen solchen "Krümel" wie einen Neutronenstern fließt, kann aufgrund seines eigenen zu großen Drehimpulses nicht sofort fallen, so dass es eine sogenannte Akkretion erzeugt Scheibe um ihn herum von der „gestohlenen“ Sache. Reibung beim Wickeln um einen Neutronenstern und Kompression in einem Gravitationsfeld heizt das Gas auf Millionen Grad auf und es beginnt, Röntgenstrahlen auszusenden. Ein weiteres interessantes Phänomen im Zusammenhang mit Neutronensternen, die einen massearmen Begleiter haben, sind Röntgenausbrüche (Burster). Sie dauern normalerweise einige Sekunden bis zu mehreren Minuten und verleihen dem Stern im Maximum eine fast 100.000-fache Leuchtkraft der Sonne.

Diese Ausbrüche werden dadurch erklärt, dass Wasserstoff und Helium, wenn sie von einem Begleiter auf einen Neutronenstern übertragen werden, eine dichte Schicht bilden. Allmählich wird diese Schicht so dicht und heiß, dass eine Reaktion einsetzt Kernfusion und abheben große Menge Energie. In Bezug auf die Leistung ist dies gleichbedeutend mit der Explosion des gesamten nuklearen Arsenals der Erdbewohner auf jeden Quadratzentimeter die Oberfläche eines Neutronensterns innerhalb einer Minute. Ein völlig anderes Bild ergibt sich, wenn der Neutronenstern einen massereichen Begleiter hat. Ein Riesenstern verliert Materie in Form eines Sternwinds (ein Strom ionisierten Gases, der von seiner Oberfläche ausströmt), und die enorme Schwerkraft eines Neutronensterns fängt einen Teil dieser Materie für sich ein. Aber hier kommt das Magnetfeld ins Spiel, das die fallende Materie dazu bringt, entlang von Kraftlinien zu den Magnetpolen zu fließen.

Das bedeutet, dass Röntgenstrahlung hauptsächlich an Hot Spots an den Polen erzeugt wird, und wenn die magnetische Achse und die Rotationsachse des Sterns nicht zusammenfallen, dann stellt sich heraus, dass die Helligkeit des Sterns variabel ist, auch dies ist ein Pulsar , sondern nur Röntgen. Neutronensterne in Röntgenpulsaren haben helle Riesensterne als Begleiter. In Burstern sind die Begleiter von Neutronensternen massearme Sterne mit geringer Helligkeit. Das Alter heller Riesen überschreitet nicht einige zehn Millionen Jahre, während das Alter schwacher Zwergsterne Milliarden von Jahren betragen kann, da erstere ihren Kernbrennstoff viel schneller verbrauchen als letztere. Daraus folgt, dass Burster alte Systeme sind, in denen das Magnetfeld im Laufe der Zeit schwächer geworden ist, während Pulsare relativ jung sind und daher die Magnetfelder in ihnen stärker sind. Vielleicht pulsierten Burster einmal in der Vergangenheit, und Pulsare müssen in der Zukunft noch aufflackern.

Pulsare mit den kürzesten Perioden (weniger als 30 Millisekunden), die sogenannten Millisekundenpulsare, werden auch mit binären Systemen in Verbindung gebracht. Trotz ihrer schnellen Rotation sind sie nicht wie erwartet die Jüngsten, sondern die Ältesten.

Sie entstehen in Doppelsternsystemen, in denen ein alter, langsam rotierender Neutronenstern beginnt, Materie von seinem bereits gealterten Begleiter (normalerweise ein roter Riese) zu absorbieren. Wenn Materie auf die Oberfläche eines Neutronensterns fällt, überträgt sie Rotationsenergie auf ihn, wodurch er sich immer schneller dreht. Dies geschieht so lange, bis der fast von überschüssiger Masse befreite Begleiter des Neutronensterns zum Weißen Zwerg wird und der Pulsar zum Leben erwacht und beginnt, sich mit Hunderten von Umdrehungen pro Sekunde zu drehen. Astronomen haben jedoch kürzlich ein sehr ungewöhnliches System entdeckt, bei dem der Begleiter eines Millisekundenpulsars kein Weißer Zwerg, sondern ein riesiger aufgeblähter roter Stern ist. Wissenschaftler glauben, dass sie dieses Doppelsternsystem gerade im Stadium der „Befreiung“ des Roten Sterns beobachten Übergewicht und ein Weißer Zwerg werden. Wenn diese Hypothese falsch ist, könnte es der Begleitstern sein gewöhnlicher Stern von einem Kugelsternhaufen, der versehentlich von einem Pulsar eingefangen wurde. Fast alle derzeit bekannten Neutronensterne wurden entweder in Röntgendoppelsternen oder als einzelne Pulsare gefunden.

Und erst kürzlich bemerkte Hubble dies sichtbares Licht ein Neutronenstern, der nicht Bestandteil eines Doppelsternsystems ist und nicht im Röntgen- und Radiobereich pulsiert. Dies bietet eine einzigartige Gelegenheit, seine Größe genau zu bestimmen und Anpassungen an der Zusammensetzung und Struktur dieser bizarren Klasse ausgebrannter, gravitativ komprimierter Sterne vorzunehmen. Dieser Stern wurde zum ersten Mal als Röntgenquelle entdeckt und emittiert in diesem Bereich, nicht weil er Wasserstoffgas sammelt, wenn er sich durch den Weltraum bewegt, sondern weil er noch jung ist. Vielleicht ist es der Überrest eines der Sterne des Binärsystems. Infolge einer Supernova-Explosion brach dieses binäre System zusammen und die ehemaligen Nachbarn begannen eine unabhängige Reise durch das Universum.

Baby-Esser von Sternen
Wie Steine ​​zu Boden fallen, bewegt sich ein großer Stern, der Stück für Stück seine Masse abgibt, allmählich zu einem kleinen und entfernten Nachbarn, der nahe seiner Oberfläche ein riesiges Gravitationsfeld hat. Wenn sich die Sterne nicht drehen würden gemeinsames Zentrum Schwerkraft, dann könnte der Gasstrahl einfach wie ein Wasserstrahl aus einem Becher auf einen kleinen Neutronenstern strömen. Da aber die Sterne im Reigen kreisen, muss die fallende Materie, bevor sie die Oberfläche erreicht, verlieren die meisten sein Drehimpuls. Und hier helfen die gegenseitige Reibung von Teilchen, die sich auf verschiedenen Bahnen bewegen, und die Wechselwirkung des ionisierten Plasmas, das die Akkretionsscheibe bildet, mit dem Magnetfeld des Pulsars, den Prozess des Fallens von Materie erfolgreich mit einem Aufprall auf die Oberfläche eines Neutronensterns im zu beenden Bereich seiner magnetischen Pole.

Rätsel 4U2127 gelöst
Dieser Stern täuscht Astronomen seit mehr als 10 Jahren, indem er eine seltsame langsame Variabilität seiner Parameter zeigt und jedes Mal anders aufflammt. Nur die neuesten Forschungsergebnisse des Chandra-Weltraumobservatoriums haben es möglich gemacht, das mysteriöse Verhalten dieses Objekts zu enträtseln. Es stellte sich heraus, dass dies nicht einer, sondern zwei Neutronensterne sind. Außerdem haben beide einen Begleiter, einen Stern, ähnlich unserer Sonne, den anderen mit einem kleinen blauen Nachbarn. Räumlich sind diese Sternpaare durch einen ausreichend großen Abstand voneinander getrennt und führen ein eigenständiges Leben. Aber weiter Sternenkugel sie werden fast auf einen Punkt projiziert, weshalb sie so lange als ein Objekt betrachtet wurden. Diese vier Sterne befinden sich im Kugelsternhaufen M15 in einer Entfernung von 34.000 Lichtjahren.

Offene Frage

Insgesamt haben Astronomen bisher etwa 1.200 Neutronensterne entdeckt. Davon sind mehr als 1.000 Radiopulsare, der Rest sind einfache Röntgenquellen. Im Laufe der Jahre der Forschung sind Wissenschaftler zu dem Schluss gekommen, dass es sich bei Neutronensternen um echte Originale handelt. Einige sind sehr hell und ruhig, andere flammen periodisch auf und ändern sich mit Sternbeben, und andere existieren in binären Systemen. Diese Sterne gehören zu den mysteriösesten und schwer fassbaren astronomische Objekte, das die stärksten Gravitations- und Magnetfelder und extreme Dichten und Energien vereint. Und jede neue Entdeckung aus ihrem turbulenten Leben beschert den Wissenschaftlern einzigartige Informationen notwendig, um die Natur der Materie und die Evolution des Universums zu verstehen.

Universelle Norm
Schicken Sie etwas nach draußen Sonnensystem sehr schwierig, daher schickten die Erdbewohner zusammen mit den Raumschiffen Pioneer-10 und -11, die vor 30 Jahren dorthin flogen, auch Botschaften an ihre Brüder im Geiste. Um etwas zu zeichnen, das für den außerirdischen Geist verständlich ist, ist die Aufgabe nicht einfach, außerdem war es noch notwendig, die Absenderadresse und das Datum anzugeben, an dem der Brief gesendet wurde ... Es ist für eine Person schwierig zu verstehen, wie Verständlicherweise wurde dies alles von den Künstlern getan, aber die Idee, Radiopulsare zu verwenden, die den Ort und die Zeit des Sendens der Nachricht angeben, ist genial. Diskontinuierliche Strahlen unterschiedlicher Länge, die von einem Punkt ausgehen, der die Sonne symbolisiert, zeigen Richtung und Entfernung zu den erdnächsten Pulsaren an, und die Diskontinuität der Linie ist nichts anderes als eine binäre Bezeichnung ihrer Umlaufzeit. Der längste Strahl zeigt auf das Zentrum unserer Galaxie, die Milchstraße. Als Zeiteinheit der Nachricht wird die Frequenz des Funksignals genommen, das das Wasserstoffatom bei Änderung der gegenseitigen Ausrichtung der Spins (Drehrichtung) von Proton und Elektron aussendet.

Die berühmten 21 cm oder 1420 MHz sollten allen intelligenten Wesen im Universum bekannt sein. Anhand dieser Orientierungspunkte, die auf die "Funkfeuer" des Universums hinweisen, wird es möglich sein, Erdbewohner auch noch nach vielen Millionen Jahren zu finden, und durch den Vergleich der aufgezeichneten Frequenz von Pulsaren mit der aktuellen, wird es möglich sein, abzuschätzen, wann dieser Mann und diese Frau segneten den ersten Flug. Raumschiff die das Sonnensystem verlassen hat.

Nikolai Andrejew