ნეიტრონული ვარსკვლავი

მასალა ვიკიპედიიდან — თავისუფალი ენციკლოპედია
Jump to navigation Jump to search
Under construction icon-red.svg ამ სტატიას ამჟამად აქტიურად არედაქტირებს Zurab zm.

გთხოვთ, ნუ შეიტანთ მასში ცვლილებებს, სანამ ეს განცხადება არ გაქრება. წინააღმდეგ შემთხვევაში, შესაძლოა, მოხდეს რედაქტირების კონფლიქტი.
ამ შეტყობინების განთავსების თარიღია 2018 წლის 12 ივლისი და იგი მხოლოდ ერთი კვირა შეიძლება დარჩეს სტატიაში.


მომხმარებლის სახელის და თარიღის ავტომატურად მისათითებლად, გამოიყენეთ თარგი {{subst:L}}

ნეიტრონული ვარსკვლავების მასა დედამიწის მასას 500 000-ჯერ აღემატება, ხოლო ზომით აშშ-ში მდებარე ბრუკლინზე დიდი არაა.
ვიდეო, რომელზეც ასახულია ორი ნეიტრონული ვარსკვლავის შერწყმა, შეჯახება.

ნეიტრონული ვარსკვლავი — 10-დან 29-მდე მზის მასის მქონე კოლაფსირებული ვარსკვლავი. ნეიტრონული ვარსკვლავები პატარა და მყარი ვარსკვლავებია, რომლებიც არ მიეკუთვნებიან სავარაუდო კვარკულ და უცნაურ ვარსკვლავებს[1]. როგორც წესი, ნეიტრონულ ვარსკვლავებს 10 კილომეტრის (6,2 მილი) რადიუსი და მზის 1,4 – 2,16 მასა გააჩნიათ[2]. წარმოიქმნებიან მასიური ვარსკვლავის აფეთქების შედეგად, რომლის გრავიტაციული კოლაფსი მასას, თეთრი ჯუჯა ვარსკვლავის სიმკვრივისგან განსხვავებით, ატომის ბირთვებამდე კუმშავს. ჩამოყალიბებული ნეიტრონული ვარსკვლავი სითბოს აქტიურად აღარ გამოიმუშავებს და დროთა განმავლობაში ცივდება, თუმცა, შეიძლება შეჯახების ან აკრეციის გზით კვლავ განვითარდეს. ამ ობიექტების ძირითადი მოდელი გულისხმობს, რომ ისინი თითქმის მთლიანად ნეიტრონებისგან არიან შექმნილი (სუბატომური ნაწილაკები, რომელთაც ელექტრული მუხტი არ გააჩნიათ, მათი მასა კი პროტონების მასას ოდნავ აღემატება). ნორმალურ ნივთიერებაში წარმოდგენილი ელექტრონები და პროტონები, ნეიტრონული ვარსკვლავის პირობებში გაერთიანებულია ნეიტრონების წარმოებისთვის. პაულის პრინციპის გათვალისწინებით, იმის მსგავსად, როგორც თეთრი ჯუჯა არ ექვემდებარება ელექტრონული დეგენერაციით კოლაფსს, ეს ობიექტები ნეიტრონული დეგენერაციით გამოწვეულ კოლაფსს არ ექვემდებარებიან. თუ დარჩენილი ვარსკვლავი 3 მზის მასაზე მეტია, ის განაგძობს კოლაფსს და შავ ხვრელად ყალიბდება.

ნეიტრონული ვარსკვლავები ძალიან ცხელია და ზედაპირის ტემპერატურა დაახლოებით 599 726,85 (600 000 კ) ცელსიუსს აღწევს[3][4][5][6][a]. ისინი იმდენად მკვრივია, რომ ნეიტრონულ-შემცველი მასალის მქონე ნორმალური ზომის ასანთის კოლოფი, დაახლოებით 3 მილიარდი ტონა (800 მეტრის კიდეებით მიწის 0,5 კუბური კილომეტრი) იქნება[7][8]. მათი მაგნიტური ველის სიმძლავრე 108-დან 1015-მდეა, (100 მლნ-დან 1 კვარდრილიონამდე) უფრო ძლიერია ვიდრე დედამიწაზე. ზედაპირის გრავიტაციული ველის სიმძლავრე კი 2 × 1011, დედამიწისაზე 200 მილიარდჯერ ძლიერია.

როგორც კი ვარსკვლავის ბირთვი კოლაფსირდება, მისი ბრუნვის სიჩქარე იმპულსის მომენტის შედეგად იზრდება, შესაბამისად ახლად ჩამოყალიბებული ნეიტრონული ვარსკვლავის ბრუნვა წამში რამდენიმე ასეულს აღწევს. ზოგიერთი ნეიტრონული ვარსკვლავი ელექტრომაგნიტურ რადიაციას ასხივებს, რაც პულსაციის სახით ვლინდება. 1967 წელს ჯოსელინ ბელ ბერნელის მიერ პულსარის აღმოჩენა, ნეიტრონული ვარსკვლავების არსებობასთან დაკავშირებით, დაკვირვებით გამყარებული პირველი მოსაზრება იყო. ნავარაუდევია, რომ პულსარის რადიაცია ძირითადად მათი მაგნიტური პოლუსების მახლობლად მდებარე რეგიონებიდან გამოიყოფა. იმ შემთხვევაში, თუ მაგნიტური პოლუსები ნეიტრონული ვარსკვლავის ღერძის გარშემო ბრუნვის მიმართულებას არ ემთხვევა, რადიაცია სივრცეში (შუქურის მსგავსად) გადის და ფიქსირდება მაშინ, როდესაც გამოსხივება დედამიწისკენ არის მომართული. ნეიტრონულ ვარსკვლავებს შორის ყველაზე სწრაფად მბრუნავი, ცნობილი როგორც PSR J1748-2446ad, წამში 716 ბრუნს აღწევს[9][10] (43 000 ბრუნი წუთში), ზედაპირის სწორხაზოვანი სიჩქარე კი 0,24 c-ს, სინათლის სიჩქარის თითქმის მეოთხედს აღწევს.

ირმის ნახტომში დაახლოებით 100 მილიონი ნეიტრონული ვარსკვლავის არსებობაა ნავარაუდევი. ეს საშუალო რაოდენობა უკავშირდება ვარსკვლავებს, რომლებმაც სუპერნოვად აფეთქება განიცადეს[11], თუმცა, უმეტესი მათგანი ძველია და ცივი, ამიტომ მათი ადვილად გამოვლინება მხოლოდ გარკვეულ შემთხვევებშია შესაძლებელი, მაგალითად, თუ ის პულსირებს ან ბინარული სისტემის ნაწილია. ნელი სიჩქარით მბრუნავი და არააკრეცირებული ნეიტრონული ვარსკვლავების გამოვლინება თითქმის შეუძლებელია, თუმცა, ჰაბლის კოსმოსური ტელესკოპის მიერ გამოვლენილ RX J185635-3754-ზე დაკვირვებამ ცხადყო რამდენიმე ახლომდებარე ნეიტრონული ვარსკვლავის მხოლოდ სითბური გამოსხივებით არსებობა. განმეორებადი რბილი გამა-გამოსხივების წყაროდ მიჩნეულია მძლავრი მაგნიტური ველის მქონე, მაგნეტარის სახელით ცნობილი ან ნარჩენების დისკოს მქონე ნეიტრონული ვარსკვლავები[12].

ამ ობიექტებმა ბინარულ სისტემაში შეიძლება განიცადონ ნივთიერების შეზრდა, იმ დროს, როდესაც აკრეცირებული მატერია ცხელ წერტილებს წარმოქმნის. ამ დროს სისტემა პულსარული რენტგენული გამოსხივების წყაროა. აცრეციას ასევე შეუძლია აამუშაოს ძველი პულსარები, გამოიწვიოს მათი მასის ზრდა და ბრუნვის სიჩქარის მომატება, რაც მილიწამური პულსარების წინაპირობაა. ბინარული სისტემები არსებობენ და ვითარდებიან, საბოლოოდ კი კომპანიონი ობიექტები შეიძლება ჩამოყალიბდნენ ისეთ კომპაქტურ ობიექტებად, როგორიცაა თეთრი ჯუჯა ან თავად ნეიტრონული ვარსკვლავი. თუმცა, სხვა შესაძლებლობები მოიცავს ობიექტების სრულად განადგურებას აბლაციის ან შერწყმის გზით. ბინარულ სისტემაში ნეიტრონული ვარსკვლავების შერწყმა შეიძლება მოკლე გამა-გამოსხივების და ძლიერი გრავიტაციული ტალღების წყარო იყოს. 2017 წელს მოხდა გრავიტაციული ტალღების პირდაპირი გამოვლინება (GW170817)[13], ასევე არაპირდაპირი გამოვლინება ბინარული სისტემაში, სადაც ორი ნეიტრონული ვარსკვლავი ერთმანეთის გარშემო მოძრაობდნენ.

ფორმირება[რედაქტირება | წყაროს რედაქტირება]

Neutronstarsimple1.jpg

მთავარი მიმდევრობის ნებისმიერი ვარსკვლავი, რომლის თავდაპირველი მასა მზისას 8-ჯერ აღემატება, პოტენციურად ნეიტრონულ ვარსკვლავად ჩამოყალიბდება. როდესაც ვარსკვლავი არსებობის ძირითად ფაზას გაივლის, ბირთვული წვა რკინით მდიდარ ბირთვს ქმნის. როდესაც ყველა ძირითადი ბირთვული საწვავი ამოწურულია, ბირთვის ერთიანობას მხოლოდ დეგენერაციის წნევა განაპირობებს. გარე საფარის დაწვის შედაგად წარმოქმნილი დამატებითი მასის დეპოზიტები განაპირობებს იმას, რომ ბირთვმა გადაჭარბოს ჩანდრასეკარის ზღვარს. ელექტრონ-დეგენერაციული წნევა დაძლეულია, ბირთვი კოლაფსს განაგრძობს, რასაც ტემპერატურის 5×109 კელვინამდე გაზრდა მოსდევს, ამ ტემპერატურაზე კი ფოტობირთვული რეაქცია (მძლავრი გამა-გამოსხივებით რკინის ბირთვის ალფა-ნაწილაკებად დაშლა) ხდება. ტემპერატურის ზრდასთან ერთად, ელექტრონებისა და პროტონების გაერთიანება ქმნის ნეიტრონებს, რომელიც ელექტრონების მიტაცებით ნეიტრინოების ნაკადს წარმოშობს. როდესაც ინტენსივობა ბირთვულ სიმკვრივეს 4×1017 კგ/მ3-მდე აღწევს, ნეიტრონ-დეგენერაციული წნევა შეკუმშვას აფერხებს. ვარსკვლავის გარე ფენების კუმშვა შეწყვეტილია და ნეიტრონების წარმოქმნის დროს ჩამოყალიბებული ჭარბი ნეიტრინოები გარე მიმართულებით გაიტყორცნება. ხდება სუპერნოვა, დარჩენილი ბირთვი კი ნეიტრონული ვარსკვლავია. იმ შემთხვევაში, თუ ნარჩენი ვარსკვლავი მზის მასას 3-ჯერ აღემატება, განაგძობს კოლაფსს და შავ ხვრელად ყალიბდება[14].

მასიური ვარსკვლავის ბირთვი იკუმშება და კუთხის იმპულსის უმეტესს ინარჩუნებს, მაგრამ რამდენადაც მას გარდაქმნამდე არსებული რადიუსის მხოლოდ უმცირესი ნაწილი გააჩნია, მისი ინერციის მომენტი მკვეთრად მცირდება, რის შედეგადაც, ძალიან მაღალი ბრუნვის სიჩქარით ყალიბდება და შემდეგ, ძალიან დიდი ხნის განმავლობაში ნელდება. ნეიტრონული ვარსკვლავების ღერძის გარშემო ბრუნვის პერიოდი 1.4 მილიწამიდან 30 წამამდე მერყეობს, სიმკვრივე კი ძალიან მაღალ გრავიტაციას განაპირობებს, ტიპური მნიშვნელობით 1012-დან 1013-მდე მ/წ2 (დედამიწის გრავიტაციიაზე 1011-ჯერ მეტი)[6]. ასეთი ობიექტების გაქცევის სიჩქარე (მეორე კოსმოსური სიჩქარე) 100,000 კმ/წ-დან 150,000 კმ/წ-მდე (სინათლის სიჩქარის მესამედი და ერთი-მეორედი) სიჩქარეს უტოლდება. ნეიტრონული ვარსკვლავის მძლავრი გრავიტაცია მითვისებული მატერიის ვარდნის წარმოუდგენელ აჩქარებას განაპირობებს, ზემოქმედების ძალა კი მათ ატომების დონეზე შლის და მთელ ზედაპირზე ნეიტრონული ვარსკვლავის ერთიან ნივთიერებად გარდაქმნის.

თვისებები[რედაქტირება | წყაროს რედაქტირება]

მასა და ტემპერატურა[რედაქტირება | წყაროს რედაქტირება]

ნეიტრონულ ვარსკვლავს არანაკლებ 1,1 და შესაძლებელია 3 მზის მასა ჰქონდეს[15][16]. დაკვირვებადი მაქსიმალური მასა დაახლოებით 2,01-ს შეადგენს. ზოგადად, 1,39-ზე ნაკლები მასის მქონე კომპაქტური ვარსკვლავები (ჩანდრასეკარის ზღვარი) თეთრი ჯუჯებია, ხოლო 1,4 და 3 (ოპენჰაიმერის ზღვარი) მზის მასის მქონე ობიექტები ნეიტრონული ვარსკვლავებია. 3-დან 5-მდე მზის მასის მქონე კი ჰიპოთეტურად ნავარაუდევი, კვარკული და ელექტრულად სუსტი ვარსკვლავებია, რომლებიც ჯერ არ არის აღმოჩენილი. 10 მზის მასის მქონე ვარსკვლავური ნარჩენი კი ნეიტრონ-დეგენერაციულ წნევას გადალახავს და გრავიტაციული კოლაფსი შავი ხვრელის წარმოქმნას გამოიწვევს, თუმცა ამ დრომდე აღმოჩენილ ყველაზე მცირე შავ ხვრელს დაახლოებით 5 მზის მასა აქვს[17].

ახლად ფორმირებული ნეიტრონული ვარსკვლავის ბირთვის ტემპერატურა დაახლოვებით 99 999 999 726,85-დან 999 999 999 726,84998-მდე ცელსიუსია (1011-დან 1012-მდე კელვინი)[18] თუმცა, ნეიტრინოების ჭარბი გამოყოფით, რაც ენერგიას სწრაფად ათავისუფლებს, იზოლირებული ნეიტრონული ვარსკვლავის ტემპერატურა რამდენიმე წელიწადში დაახლოებით 999 726,85 ცელსიუსამდე ეცემა (106 კელვინი)[18] და გამომუშავებული სინათლის უმეტესობა რენტგენული გამოსხივებით ვლინდება.

სიმკვრივე და წნევა[რედაქტირება | წყაროს რედაქტირება]

ნეიტრონულ ვარსკვლავს 3,7×1017-დან 5,9×1017-მდე კგ/მ3 (2,6×1014-დან 41×1014-მდე მზის სიმკვრივე) სრული სიმკვრივე გააჩნია[b], რაც ატომური ბირთვის სიმკვრივეს, 3×1017 კგ/მ3-ს შეესაბამება[19]. ობიექტის ზედაპირის სიმკვრივე დაახლოებით 1×109 კგ/მ3-ია, ხოლო სიღრმეში 6×1017 ან 8×1017 კგ/მ3-მდე (უფრო მკვრივი, ვიდრე ატომის ბირთვი) იზრდება.[18]. ვარსკვლავის შემადგენელი მატერიის ერთი ჩაის კოვზი (5 მილილიტრი) 5,5×1012 კგ იქნებოდა, რაც გიზას დიდი პირამიდის წონას დაახლოებით 900-ჯერ აღემატება, ხოლო მის წარმოუდგენლად მძლავრი გრავიტაციული ველის პირობებში, ამ პირამიდის წონა დაახლოებით 15-ჯერ მეტი იქნებოდა მთვარისაზე[c] და მასზე 1,1×1025 ნიუტონის ძალა იმოქმედებდა. ზედაპირიდან ცენტრამდე წნევა 3,2×1031-დან 1,6×1034 -მდე პასკალის ერთეულით იზრდება[20].

მაღალი სიმკვრივის პირობებში მატერიის მდგომარეობა და მისთვის დამახასიათებელი ისეთი საკითხები, რომლებიც დაკავშირებულია კვანტური ქრომოდინამიკის სავარაუდო ქცევასთან თუ სუპერგამტარული ნივთიერების სუპერდენადობასთან — უახლოესი ნეიტრონული ვარსკვლავის ასობით პარსეკის მანძილზე მდებარეობის გამო, ბოლომდე არ არის შესწავლილი.

ნეიტრონულ ვარსკვლავს ატომის ბირთვის რამდენიმე თავისებურება აქვს, მათ შორის სიმკვრივე (მაგნიტუდის მიხედვით) და ის ფაქტი, რომ ნუკლონებისგან (ატომის სუბბირთვული ნაწილაკი) შედგება. პოპულარულ სამეცნიერო ლიტერატურაში, ნეიტრონული ვარსკვლავი ზოგჯერ მოიხსენიება როგორც „გიგანტური ბირთვი“, თუმცა ნეიტრონული ვარსკვლავი და ატომის ბირთვი ერთმანეთისგან საკმაოდ განსხვავებულია. ატომის ბირთვი ერთიანობას ინარჩუნებს ძლიერი ურთიერთქმედებით და მისი სიმკვრივე ერთიანია, ხოლო ნეიტრონული ვარსკვლავი მთლიანობას საკუთარი გრავიტაციით ინარჩუნებს. ნავარაუდევია, რომ ნეიტრონული ვარსკვლავი განსხვავებული სიმკვრივეებისა და შემადგენლობის სხვადასხვა ფენებისგან შედეგება.

მაგნიტური ველი[რედაქტირება | წყაროს რედაქტირება]

ნეიტრონული ვარსკვლავის ზედაპირზე მაგნიტური ველის სიმძლავრე 104-დან 1011 ტესლა ერთეულამდე მერყეობს. მოცულობა, ნებისმიერი სხვა ობიექტის მაგნიტური ველის სიმძლავრეს აღემატება. შედარებისთვის, სრული 16 (T) ლაბორატორიულ ბირობებშია მიღწეული, რაც დიამაგნიტური ლევიტაციის საშუალებით საკმარისია ცოცხალი ბაყაყის ჰაერში შესაკავებლად. სავარაუდოდ მაგნიტური ველის სიდიდეების ცვალებადობაა მთავარი ფაქტორი, რომლის საშუალებითაც ნეიტრონული ვარსკვლავები სპექტრით და პულსარული პერიოდულობით გამოირჩევიან.

ნეიტრონული ვარსკვლავები მაგნიტური ველით 108-დან 1011 ტ-მდე ცნობილია, როგორც მაგნეტარები — რბილი გამა-გამოსხივების და ანომალური რენტგენული პულსაციის მქონე ნეიტრონული ვარსკვლავის ტიპი. 108 ტ. მაგნიტური ენერგიის სიმკვრივე იმდენად ექსტრემალურია, რომ ჩვეულებრივი მატერიის მასის და ენერგიის ექვივალენტურობის სიმკვრივეს აჭარბებს. მსგავსი სიმძლავრის ველები, ვაკუუმზე ორმაგი სხივის გარდატეხამდე ახდენს პოლარიზებას. ფოტონებს შეუძლიათ გაერთიანდნენ ან ორად დაიყონ, წარმოიშობიან ვირტუალური ნაწილაკებისა და ანტინაწილაკების წყვილები. მაგნიტური ველი ელექრონს ენერგიის დონეებს უცვლის და ატომებს ვიწროდ გამოჭედვას აიძულებს. პულსარისგან განსხვავებით, მაგნეტარის ღერძის გარშემო დროთა განმავლობაში შენელებადი ბრუნვა, პირდაპირ საკუთარი მაგნიტური ველით არის გამოწვეული, იმდენად მძლავრი ველით, რომ ზედაპირზე ბზარებს და ძვრებს წარმოშობს, რომელიც უკიდურესად მნათობი მილიწამური, მძლავრი გამა-გამოსხივების გამორტყოცნით ვლინდება. მაგნიტური ველით ჩაჭედილი კაშკაშა ელვა ხილულია ნეიტრონული ვარსკვლავის ბრუნვის ხარჯზე, რომელიც განმეორებადი, რბილი გამა-გამოსხივების 5-8 წამის პერიოდით ვლინდება და რამოდენიმე წუთი გრძელდება.

მძლავრი მაგნიტური ველის წარმოშობა ჯერჯერობით ბოლომდე არ არის გარკვეული. ერთ-ერთი ჰიპოთეზის თანახმად ნეიტრონული ვარსკვლავის ფორმირებისას მაგნიტური ნაკადის კონსერვაცია ხდება. როდესაც ზედაპირს გარკვეული მაგნიტური ნაკადი გააჩნია, ობიექტის ფართობის შემცირების შემთხვევაში, თუ მაგნიტური ნაკადი დაცულია, მაგნიტური ველი იზრდება. ისევე, როგორც ვარსკვლავის კოლაფსირება ბევრად დიდი მაშტაბის მქონე ზედაპირის შეკუმშვით ხდება, ვიდრე მომცრო ნეიტრონულ ვარსკვლავს გააჩნია, მაგნიტური კონსერვაციის შემთხვევაში მძლავრი მაგნიტური ველი წარმოიშობა, თუმცა მარტივი ახსნა, თუ როგორ შეიძლება ნეიტრონული ვარსკვლავი გარშემორტყმული იყოს მძლავრი მაგნიტური ველით, მთლად გასაგებს არ ხდის.

გრავიტაცია და მდგომარეობის განტოლება[რედაქტირება | წყაროს რედაქტირება]

ნეიტრონული ვარსკვლავის ზედაპირის გრავიტაციული ველი 2×1011-ჯერ უფრო ძლიერია, დაახლოებით 2,0×1012 მ/წ2 ვიდრე დედამიწაზე. ასეთი მძლავრი გრავიტაციული ველი გრავიტაციული ლენზირებით მოქმედებს და ნეიტრონული ვარსკვლავის გამოსხივებულ რადიაციას ისე ღუნავს, რომ ნორმალურ პირობებში უხილავი უკანა ზედაპირი ხილული ხდება.

ნეიტრონული ვარსკვლავის ჩამოყალიბებისას, კოლაფსირებადი ვარსკვლავის ნაწილი ენერგიისა და მასის ურთიერთდამოკიდებულების კანონის თანახმად სუპერნოვას შედეგად თავისუფლდება.

გრავიტაცია იმდენად დიდია, რომ 12 კმ-ანი რადიუსის მქონე ნეიტრონული ვარსკვლავის ზედაპირზე, 1 მეტრის სიმაღლიდან ობიექტის ვარდნის სიჩქარე, დაახლოებით 1,400 კმ/წ-მდე გაიზრდება თუმცა, დარტყმამდე მოქცევის ძალა სპაგეტიზაციას გამოიწვევს, რომელიც ნებისმიერი სახის ობიექტს არღვევს და ნივთიერების დინებად გარდაქმნის.

უზარმაზარი გრავიტაციის გამო, ნეიტრონული ვარსკვლავისა და დედამიწის სივრცე და დროში განლაგება მნიშვნელოვანია. მაგალითად დროის დილაციის ეფექტის გარეშე, რომელის ძალიან სწრაფი ბრუნვის სიჩქარით არის გამოწვეული, ნეიტრონული ვარსკვლავის ზედაპირზე გასული 8 წელიწადი შესაძლოა დედამიწაზე 10 წელიწადს გაუტოლდეს.

ნეიტრონული ვარსკვლავის რელატიური მდგომარეობა სხვადასხვა მოდელირებისთვის რადიუსის და მასის ურთიერთქმედებას აღწერს.

ნეიტრონული ვარსკვლავის მდგომარეობის განტოლება ჯერჯერობით უცნობია. სავარაუდოა, რომ თეთრი ჯუჯისგან მნიშვნელოვნად განსხვავდება, რომელიც დეგენერირებული გაზის მდგომარეობას წარმოადგენს და ფარდობითობის სპეციალური თეორია აღწერს თუმცა, ნეიტრონულ ვარსკვლავთან მიმართებაში, მზარდი ეფექტის ზეგავლენით თეორია უგულვებელყოფილი ვერ იქნება. რამდენიმე მდგომარეობის განტოლებაა წარმოდგენილი და ამჟამინდელი კვლევებით, ნეიტრონული ვარსკვლავის პროგნოზირებასთან დაკავშირებით თეორიების ცდა და განსაზღვრა ხდება. სიმკვრივესა და მასას შორის ურთიერთქმედება სრულად არ არის ცნობილი და რადიუსის გასაზღვრის გაურკვევლობას იწვევს მაგალითად, 1.5 მზის მასის მქონე ნეიტრონულ ვარსკვლავს, რადიუსი შესაძლოა 10.7, 11.1, 12.1 ან 15.1 კმ. ჰქონდეს.

სტრუქტურა[რედაქტირება | წყაროს რედაქტირება]

ნეიტრონული ვარსკვლავის სტრუქტურის გაგება არსებული მათემატიკური მოდელებით და თეორემებით განისაზღვრება, მაგრამ ობიექტის ოსცილაციასთან დაკავშირებით და შემდგომი შესწავლის მიზნით, რამდენიმე წინასწარი დეტალური მოსაზრებების გაკეთებაა შესაძლებელი. ასტროსეისმოლოგია, რომელიც განკუთვნილია ჩვეულებრივი ვარსკვლავების შესასწავლად, შესაძლოა ნეიტრონული ვარსკვლავის შიდა სტრუქტურა, ვარსკვლავური რხევების სპექტრზე დაკვირვების ანალიზით გამოავლინოს.

თანამედროვე მოდელირებებით მიჩნეულია, რომ ნეიტრონული ვარსკვლავის ზედაპირზე არსებული ნივთიერება შედგება ჩვეულებრივი ატომური ბირთვებისგან, რომლებიც გაჯერებულია მყარ ბადისებრ სტრუქტურად და მათ შორის არსებულ ნაპრალებში მდინარე ელექტრონებით. შესაძლოა ზედაპირზე არსებული ბირთვები რკინისაა, რკინის ატომის სუბბირთვულ ნაწილაკთან მაღალი შემაერთებელი ენერგიის ქონის გამო. შესაძლებელია ასევე მძიმე ელემენტები, როგორიცაა რკინა, შთაინთქას ზედაპირში და მხოლოდ მსუბუქი ბირთვები, როგორიცაა ჰელიუმი და წყალბადი დარჩეს. თუ ტემპერატურა -167,15 ცელსიუსს (106 კელვინი) აღემატება (როგორც ახალგაზრდა პულსარზე), ზედაპირი შესაძლოა თხევადი იყოს.

ნეიტრონულ ვარსკვლავზე ატმოსფეროს არსებობა მხოლოდ ჰიპოთეზაა, რომელიც არაუმეტეს რამდენიმე მიკრომეტრი სისქისაა, მისი დინამიკის კონტროლი კი ობიექტის მაგნიტური ველის ზემოქმედებით სრულად ხორციელდება. ატმოსფეროს ქვემოთ არსებული მყარი და გლუვი ზედაპირის უსწორმასწორობა, უკიდურესი გრავიტაციული ველის პირობებში 5 მმ-ს არ აღემატება.

ქვევით მიმართული ბირთვი ნეიტრონების მუდმივად მზარდი რაოდენობით გამოირჩევა, რომელიც წარმოუდგენელი წნევის ზემოქმედებით სტაბილური რჩება, მაგრამ დედამიწაზე სწრაფად გაიხრწნებოდა. პროცესის გაგრძელებასთან და გაღრმავებასთან ერთად, თავისუფალი ნეიტრონ-ნივთიერების კონცენტრაცია სწრაფად იზრდება. ობიექტს გააჩნია რეგიონები, სადაც თავისუფალი ელექტრონები და ნეიტრონებია, მძლავრი გრავიტაციისა და წნევის შედეგად ბირთვი მცირდება და მთლიანად ნეიტრონებით გასაზღვრულ წერტილს აღწევს.

ერთ-ერთი მოდელირება ბირთვის, როგორც სეპერდენადურ ნეიტრონ-დეგენერატიულ ნივთიერებას აღწერს (უმეტესწილად ნეიტრონები მცირერიცხოვან პროტონებთან და ელექტრონებთან ერთად). შესაძლოა უფრო უცხო ფორმის ნივთიერება არსებობდეს, როგორიც არის დეგენერირებული უცნაური მატერია (უცნაური კვარკები, დამატებით ზედა და გვედა კვარკები), მაღალენერგიული პიონის, კაონის და დამატებით ნეიტრონების შემცველი ან ულტრამკვრივი კვარკ-დეგენერატიული მატერია.

რადიაცია[რედაქტირება | წყაროს რედაქტირება]

პულსარები[რედაქტირება | წყაროს რედაქტირება]

ნეიტრონული ვარსკვლავი უმეტესად რადიოტალღური და სხვა ელექტრომაგნიტური რადიაციის გამოსხივებით აღმოაჩინეს, ხოლო პულსირებად ნეიტრონულ ვარსკვლავებს პულსარები უწოდეს.

ნავარაუდევია, რომ პულსარის გამოსხივება მაგნიტური პოლუსების მახლობლად ნაწილაკების აჩქარებით არის გამოწვეული, რომელიც აუცილებელი არ არის ნეიტრონული ვარსკვლავის ღერძის გარშემო ბრუნვის შესაბამისი იყოს. მაგნიტური პოლუსების გარშემო მძლავრი ელექტროსტატიკური ველი იქმნება და ელექტრონების გამორტყოცნას იწვევს. ელექტრონები ველის ხაზების გასწვრივ მაგნიკურად არის დაჩქარებული, რაც ძლიერ გამრუდებული სიბრტყის მიმართულებით რადიაციის პოლარიზებას იწვევს. მაღალენერგიული ფოტონები დაბალენერგიულ ფოტონებთან ერთიერთქმედებით მაგნიტურ ველმა, შესაძლოა ელექტრონ-პოზიტრონის (დადებითი ელექტრონი) წყვილთწარმოქმნაზე იმოქმედოს, რომლის ანიჰილაცია (განადგურება) ფოტონების უფრო მაღალენერგიულობას იწვევს.

იმ შემთხვევაში თუ ნეიტრონული ვარსკვლავის ღერძის გარშემო ბრუნვა, მაგნიტური ღერძის მიმართ განსხვავებულია, რადიაციის გამორტყოცნა მაგნიტური ღერძის გასწვრივ ხდება და პულსირებადი გამოსხივება ობიექტის ბრუნვის სიჩქარის შესაბამისად არის ხილული.

რესურსები ინტერნეტში[რედაქტირება | წყაროს რედაქტირება]

  1. Glendenning, Norman K. (2012) Compact Stars: Nuclear Physics, Particle Physics and General Relativity, illustrated, Springer Science & Business Media, გვ. 1. ISBN 978-1-4684-0491-3. 
  2. Seeds, Michael; Backman, Dana (2009) Astronomy: The Solar System and Beyond, 6th, Cengage Learning, გვ. 339. ISBN 978-0-495-56203-0. 
  3. Kiziltan, Bulent (2011). Reassessing the Fundamentals: On the Evolution, Ages and Masses of Neutron Stars. Universal-Publishers. ISBN 1-61233-765-1. 
  4. Neutron star mass measurements
  5. NASA Ask an Astrophysicist: Maximum Mass of a Neutron Star.
  6. 6.0 6.1 Haensel, Paweł; Potekhin, Alexander Y.; Yakovlev, Dmitry G. (2007). Neutron Stars. Springer. ISBN 0-387-33543-9. 
  7. https://heasarc.gsfc.nasa.gov/docs/xte/learning_center/ASM/ns.html
  8. http://www.universetoday.com/26771/density-of-the-earth/
  9. Hessels, Jason; Ransom, Scott M.; Stairs, Ingrid H.; Freire, Paulo C. C. და სხვები. (2006). "A Radio Pulsar Spinning at 716 Hz". Science 311 (5769): 1901–1904. arXiv:astro-ph/0601337. Bibcode 2006Sci...311.1901H. . PMID 16410486.
  10. Naeye, Robert. “Spinning Pulsar Smashes Record“, 2006-01-13. წაკითხვის თარიღი: 2008-01-18. 
  11. Camenzind, Max (24 February 2007) Compact Objects in Astrophysics: White Dwarfs, Neutron Stars and Black Holes. Springer Science & Business Media, გვ. 269. ISBN 978-3-540-49912-1. 
  12. Zhang, Bing; Xu, R. X.; Qiao, G. J. (2000). "Nature and Nurture: a Model for Soft Gamma-Ray Repeaters". The Astrophysical Journal 545 (2): 127–129. arXiv:astro-ph/0010225. Bibcode 2000ApJ...545L.127Z. .
  13. Abbott, B. P.; Abbott, R.; Abbott, T. D.; Acernese, F.; Ackley, K.; Adams, C.; Adams, T.; Addesso, P. და სხვები. (2017). "Multi-messenger Observations of a Binary Neutron Star Merger". The Astrophysical Journal Letters 848 (2): L12. arXiv:1710.05833. Bibcode 2017ApJ...848L..12A. . http://iopscience.iop.org/article/10.3847/2041-8213/aa91c9/meta. წაკითხვის თარიღი: 16 October 2017.
  14. Bally, John; Reipurth, Bo (2006) The Birth of Stars and Planets, illustrated, Cambridge University Press, გვ. 207. ISBN 978-0-521-80105-8. 
  15. Özel, Feryal; Psaltis, Dimitrios; Narayan, Ramesh; Santos Villarreal, Antonio (September 2012). "On the Mass Distribution and Birth Masses of Neutron Stars". The Astrophysical Journal 757 (1): 13. arXiv:1201.1006. Bibcode 2012ApJ...757...55O. .
  16. Chamel, N.; Haensel, Paweł; Zdunik, J. L.; Fantina, A. F. (19 November 2013). "On the Maximum Mass of Neutron Stars". International Journal of Modern Physics 1 (28): 1330018. arXiv:1307.3995. Bibcode 2013IJMPE..2230018C. .
  17. [1], a თარგი:Solar mass star will collapse into a black hole.
  18. 18.0 18.1 18.2 Introduction to neutron stars. წაკითხვის თარიღი: 2007-11-11.
  19. Calculating a Neutron Star's Density. წაკითხვის თარიღი: 2006-03-11. NB 3თარგი:E-sp kg/m3 is 3×1014 g/cm3
  20. Ozel, Feryal; Freire, Paulo (2016). "Masses, Radii, and the Equation of State of Neutron Stars". Annu. Rev. Astron. Astrophys. 54 (1): 401–440. arXiv:1603.02698. Bibcode 2016ARA&A..54..401O. .


შეცდომა ციტირებაში ჯგუფი „lower-alpha“ არსებული ტეგებისათვის <ref> ვერ მოიძებნა შესაბამისი ტეგი <references group="lower-alpha"/>, ან გამოტოვებულია დამხურავი ტეგი </ref>; $2