ნეიტრონული ვარსკვლავი

მასალა ვიკიპედიიდან — თავისუფალი ენციკლოპედია
Jump to navigation Jump to search
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. მასისთვის სავარაუდო რადიუსის მინიჩებისთვის, მოდელირების კატეგორიებია გამოყენებული AP4 (უმცირესი რადიუსი) და MS2 (უდიდესი რადიუსი).

      

მოცემული თვალსაზრისით

[21]
[21]

თუ ვარსკვლავური მასები "M" მოცემულია როგორც 1 მზის მასა

მაშინ ნეიტრონული ვარსკვლავის რელატიური დამაკავშირებელი ენერგია არის

2 მზის მასის მქონე ნეიტრონული ვარსკვლავი არ იქნება უფრო კომპაქტური, ვიდრე 10,970 მეტრი რადიუსში (AP4 მოდელი). მასის გრავიტაციული დამაკავშირებელი ენერგია იქნება 0.187, -18.7% (ეგზოთერმული). ეს კი ახლოს არ არის 0.6/2 = 0.3, −30%.


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 ფოტონების 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.

არაპულსირებადი ნეიტრონული ვარსკვლავები[რედაქტირება | წყაროს რედაქტირება]

პულსარებისგან განსხვავებით, აღმოჩენილია პერიოდული რადიაციის გამოვლენის არმქონე ნეიტრონული ვარსკვლავები. ნავარაუდევია, რომ სუპერნოვას ნარჩენის ცენტრში რენტგენული გამოსხივებით დამახასიათებელი კომპაქტური ობიექტი, ახლადჩამოყალიბებული სუსტი რადიოგამოსხივების მქონე იზოლირებული ნეიტრონული ვარსკვლავია.

სპექტრი[რედაქტირება | წყაროს რედაქტირება]

რადიო-გამოსხივების გარდა, ნეიტრონული ვარსკვლავები ელექტრომაგნიტური სპექტრის სხვა დიაპაზონშიც ვლინდება, რომელიც ხილულ სინათლეს, ინფრაწითელ, ულტრაიისფერს, რენტგენულ და გამა-გამოსხივებას მოიცავს. რენტგენული გამოსხივების მახასიათებელი პულსარები ცნობილია, როგორც აკრეცირებული რენტგენული პულსარები, მაგრამ ხილული სინათლის მიხედვით იდენტიფიცირებულია როგორც ოპტიკური პულსრები. ნეიტრონული ვარსკვლავების ძირითადი რაოდენობა რადიო-გამოსხივებით, ხილული სინათლით, რენტგენული და გამა-გამოსხივებით გამოვლინდა. კიბორჩხალსახის პულსარის გამოსხივება ელექტრომაგნიტური სექტრის მთელ დიაპაზონს მოიცავს, თუმცა არსებობენ ნეიტრონული ვარსკვლავები რადიო-გამოსვივების ემისიის გარეშე.

ბრუნვა[რედაქტირება | წყაროს რედაქტირება]

ნეიტრონული ვარსკვლავის საკუთარი ღერძის გარშემო უკიდურესად სწრაფ ბრუნვას იმპულსის მომენტი განაპირობებს, ისევე როგორც მოციგურავის მიერ მკლავების მოკეცვა ბრუნვის სიჩქარის მატებას იწვევს. ახლადჩამოყალიბებული ნეიტრონული ვარსკვლავის ბრუნვა წამში შესაძლოა რამდენიმე ასეულს აღწევდეს.

ბრუნვის შენელება[რედაქტირება | წყაროს რედაქტირება]

დროთა განმავლობაში ნეიტრონული ვარსკვლავების ბრუნვა, მბრუნავი მაგნიტური ველით გენერირებული რადიაციის ბრუნვის ენერგიაზე ზემოქმედებით ნელდება. ძველ ობიექტებს ღერძის გარშემო ბრუნს შესაძლოა რამდენიმე წამი დაჭირდეთ. სიჩქარის შენელება ნელ-ნელა და თითქმის მუდმივად გრძელდება.

პერიოდული დრო (P) ნეიტრონული ვარსკვლავის ღერძის გარშემო ერთი ბრუნვის დროს აღნიშნავს. ბრუნვის შენელების სისწრაფის მაჩვენებელი (P-dot) სიმბოლოთია მოცემული, სადაც P დროში უარყოფითად წარმოებულია. პერიოდული დროის, დროის ერთეულებად განსაზღვრა, რომელიც განუზომლად მცირე პერიოდს მოიცავს, მოცემულია როგორც s⋅s−1 (წამის რაოდენობა წამში).

ნეიტრონული ვარსკვლავის ბრუნვის შენელების შიხშირე (P-dot) 10−22-დან 10−9-მდე წამში წამის ფარგლებშია. მოკლე პერიოდულობის (ან სწრაფად მბრუნავი) დაკვირვებად ნეიტრონულ ვარსკვლავებს, როგორც წესი მცირე P-Dot გააჩნიათ თუმცა, ობიექტების ბრუნვა დროთა განმავლობაში ნელდება (P იზრდება) და მაჩვენებელი მცირდება (P-dot მცირდება). საბოლოოდ, ბრუნვის სისწრაფე ძალიან ნელია რადიოემისიის მექანიზმის ასამუშავებლად და ნეიტრონული ვარსკვლავი შეუძლებელია აღმოჩენილი იქნას.

P და P-dot საშუალებას იძლევა ნეიტრონული ვარსკვლავის სავარაუდო, მინიმალური მაგნიტური ველის განსაძღვრა-შეფასებისთვის. P და P-dot შესაძლოა აგრეთვე გამოყენებულ იქნას პულსარის ასაკობრივი მახასიათებლების გამოსათვლელად, მაგრამ ახლადჩამოყალიბებული პულსარების შემთხვევაში იძლევა შეფასებას, რომელიც გარკვეულწილად ობიექტის ჭეშმარიტ ასაკს აღემატება.

P და P-dot-ის ნეიტრონული ვარსკვლავის ინერციის მომენტთან გაერთიანებით, შესაძლოა ეგრეთწოდებული შენელებადი ნათების სიდიდე დადგინდეს, რომელიც მოცემულია (E-dot) სიმბოლოთი. ეს არ წარმოადგენს ნათების სიდიდის გასნსაზღვრას, არამედ დროში გამოსათვლელ, მბრუნავი ენერგიის დაკარგვის სიჩქარეს, რასაც თვით რადიაცია უზრუნველყოფს. ნეიტრონულ ვარსკვლავებს, სადაც შენელებადი ნათება რეალურ ნათებას ემთხვევა, პულსარებს უწოდებენ, სადაც ბრუნვის ენერგია სიმძლავრის გამოვლენას უზრუნველყოფს. კიბორჩხალსახის პულსარის შესწავლილი ნათება შეესაბამება შენელებად ნათებას, რომელიც მხარს უჭერს იმ მოდელს, რომ მბრუნავი კინეტიკური ენერგია რადიაციას უზრუნველყოფს. ნეიტრონულ ვარსკვლავებზე როგორიცაა მაგნეტარები, რეალური ნათება, შენელებად ნათებას დაახლოებით 100-ჯერ აღემატება. ნავარაუდევია, რომ ნათება მაგნიტური დისიპაციით არის გამოწვეული.

P და P-dot შესაძლოა გამოყენებული იქნას ნეიტრონული ვარსკვლავების P-P-dot დიაგრამის შესადგენად, რომელიც პულსარის რიცხოვნობის, თვისებების უზარმაზარ ინფორმაციას ასახავს და მიმსგავსებულია ჰერცშპრუნგ-რასელის დიაგრამასთან რაც ნეიტრონული ვარსკვლავებისთვის მნიშვნელოვანია.

ბრუნვის აჩქარება[რედაქტირება | წყაროს რედაქტირება]

ნეიტრონული ვარსკვლავის ბრუნვის სიჩქარე შესაძლოა გაიზარდოს, პროცესი ცნობილია როგორც ბრუნვის აჩქარება. ამ ობიექტების საკუთარი ღერძის გარშემო ბრუნვის სიჩქარე, კომპანიონი ვარსკვლავის ნივთიერების მიტაცებით ისე იზრდება, რომ მცირედ ბრტყელი, გაწელილი სფეროსებრი ფორმით ვლინდება. პულსარის შემთხვევაში სიჩქარე წამში 100 ბრუნვამდე იზრდება. ყველაზე სწრაფად მბრუნავი ნეიტრონული ვარსკვლავი, რომლის ბრუნი წამში 716-ს აღწევს ცნობილია, როგორც PSR J1748-2446ad.

2007 წელს ობიექტ XTE J1739-285-თან დაკავშირებით, რენტგენული გამოსხივების რხევების გამოვლენის შესახებ სამეცნიერო მოხსენება გაკეთდა, სადაც არაპირდაპირი გაზომვისას, რხევები 1122 ჰერცს აღწევდა, რაც საფუძველია ვარაუდის, რომ აღნიშნული ნეიტრონული ვარსკვლავის ბრუნი წამში 1122-ს აღწევს თუმცა, სიგნალის მხოლოდ ერთხელ გამოვლენით, წინასწარი ვარაუდი ვარაუდად რჩება სანამ ვარსკვლავზე სხვა, მსგავსი მოვლენა არ დადასტურდება.

გაუმართაობა და ზედაპირის რყევები[რედაქტირება | წყაროს რედაქტირება]

ზოგჯერ ნეიტრონული ვარსკვლავი კრახს განიცდის, რომელიც ობიექტის ბრუნვის სიჩქარის უეცარ მატებას წარმოადგენს. ნავარაუდევია, რომ ეს მოვლენა ზედაპირის რყევების შედეგია. ვარსკვლავის ბრუვის სიჩქარის შენელებასთან ერთად ფორმა უფრო სფერული ხდება. ზედაპირის მდგრადობის მოულოდნელი განცალკევება და დარღვევა მიწისძვრის მსგავს ვარსკვლავის ზედაპირის რყევებს წარმოადგენს რის შედეგადაც, ობიექტი მცირე ეკვატურული რადიუსით ვლინდება და ბრუნვის სიჩქარე იმპულსის მომენტის დაცულობით იზრდება.

მაგნეტარზე გამოვლენილი ზედაპირის რყევები, რომლის შედეგიც როტაციის უეცარი მატებაა, გამა-გამოსხივების წყაროსთან დაკავშირებით, ცნობილი როგორც განმეორებადი მსუბუქი გამა-გამოსხივება ჰიპოთეზას ამყარებს.

ამჟამინდელი კვლევები ცხადყოფს, რომ ნეიტრონული ვარსკვლავის ბრუნვის სიჩქარის მატებისთვის ზედაპირის რყევებს შესაბამისი ენერგია არ გააჩნიათ არამედ თეორიულად სუპერდენად ბირთვში მოძრავი მეტასტაბილური ენერგიის მდგმარეობის დაქვეითება გამოიმუშავებს ენერგიას, რომელიც ბრუნვის სიხშირის მატებას იწვევს.

ასევე ცნობილია მოვლენა, როცა ნეიტრონული ვარსკვლავის ბრუნვის სიხშირე უეცრად მცირდება. მაგნეტარზე დაფიქსირებული ასეთი შემთხვევა მოიცავდა რენტგენული გამოსხივების 20 ერთეულით გაზრდას და ბრუნვის სიხშირის მნიშვნელოვნად შემცირებას.

პოპულაცია და მანძილები[რედაქტირება | წყაროს რედაქტირება]

ირმის ნახტომში და მაგელანის ღრუბელში დღეისათვის დაახლოებით 2000-მდე ნეიტრონული ვარსკვლავია ცნობილი, რომელთა უმრავლესობა რადიოპულსარის სახით გამოვლინდა. ობიექტები ძირითადად ირმის ნახტომის დისკოს გასწვრივ არიან კონცენტრირებული. ნეიტრონული ვარსკვლავების დისკოზე განლაგება მეტწილად პერპენდიკულარულია, რადგან სუპერნოვას აფეთქების პროცესი ახლად ჩამოყალიბებული ნეიტრონული ვარსკვლავის ბრუნვის სიჩქარეს 400 კმ/წმ-მდე ზრდის.

ნეიტრონულ ვარსკვლავთაგან ყველაზე ახლომდებარეა RX J1856.5-3754, დაახლოებით 400 სინათლის წლის მანძილზე. ასევე PSR J0108-1431, რომელიც დაახლოებით 424 სინათლის წლის მანძილზე მდებარეობს. RX J1856.5-3754 ნეიტრონული ვარსკვლავების მჭიდრო ჯგუფის შემადგენელი ობიექტია, რომელსაც შესანიშნავ (დიდებული) შვიდეულს უწოდებენ. კიდევ ერთი ახლომდებარე ნეიტრონული ვარსკვლავი პატარა დათვის თანავარსკვლავედის მიმართულებით მდებარეობს. ის კანადელმა და ამერიკელმა მეცნიერებმა ტრანზიტის მეთოდით აღმოაჩინეს და მეტსახელად 1960 წლის მხატვრული ფილმის, „შესანიშნავი შვიდეულის“ (The Magnificent Seven) ბოროტი პერსონაჟის სახელი „კანვერა“ უწოდეს.

ნეიტრონული ვარსკვლავების ბინარული სისტემები[რედაქტირება | წყაროს რედაქტირება]

ცნობილი ნეიტრონული ვარსკვლავების დაახლოვებით 5% ბინარულ სისტემას წარმოადგენს. ბინარული სისტემის ჩამოყალიბება და განვითარება შესაძლოა რთული პროცესი იყოს. ნეიტრონულ ვარსკვლავებს კომპანიონობას უმეტესად მთავარი მიმდევრობის ვარსკვლავები, წითელი გიგანტები, თეთრი ჯუჯა ან სხვა ნეიტრონული ვარსკვლავები უწევენ. ბინარული სისტემის ევოლუციის თანამედროვე თეორიების მიხედით, ობიექტის კომპანიონს შესაძლოა შავი ხვრელიც წარმოადგენდეს. გრავიტაციული ტალღების გამოვლენის ძირითადი წყარო შესაძლოა ორი ნეიტრონული ვარსკვლავის ან შავი ხვრელის და ნეიტრონული ვარსკვლავის შერწყმის შედეგი იყოს.

რენტგენული ბინარული სისტემები[რედაქტირება | წყაროს რედაქტირება]

ბინარული სისტემა ხშირად რენტგენული გამოსხივების წყაროა, რასაც ნეიტრონული ვარსკვლავის ზედაპირზე აკრეცირებული მეზობელი ვარსკვლავის გარე ფენების ცხელი გაზი და ნივთიერება წარმოადგენს. მძლავრი გრავიტაციით მიტაცებული გაზით ობიექტის მასა შესაძლოა იმდენად გაიზარდოს, რომ კოლაფსირდეს და შავ ხვრელად გადაიქცეს.

შერწყმა და ნუკლეოსინთეზი[რედაქტირება | წყაროს რედაქტირება]

ორი ნეიტრონული ვარსკვლავის ერთმანეთის გარშემო მოძრაობისას, შეინიშნება გრავიტაციული ტალღების წარმოქმნა. დროთა განმავლობაში ობიექტები ერთმანეთს ერწყმიან და ერთიანდებიან, რაც მოკლე გამა-გამოსხივების წყაროსთვის მოწინავე მოდელს წარმოადგენს. ამ მოდელისთვის უტყუარი მტკიცებულება კილონოვაზე დაკვირვებამ და შესწავლამ უზრუნველყო, რომელიც მოკლე გამა-გამოსხივება GRB 130603B-სთან იყო დაკავშირებული. საბოლოოდ კი ეს დამტკიცდა გრავიტაციული ტალღა GW170817-ითა და GRB 170817A-ით, რაც გრავიტაციული ტალღების ლაზერო-ინტერფერომეტრული ობსერვატორიის (LIGO), ევროპის გრავიტაციული ობსერვატორიის (Virgo) და კიდევ 70 სხვადასხვა ობსერვატორიის მიერ ამ მოვლენის ელექტრომაგნიტურ სპექტრზე დაკვირვებით დამტკიცდა. სარწმუნოა, რომ კილონოვას სინათლე ნეიტრონული ვარსკვლავების შეჯახების შედეგად გამოყოფილი მატერიის რადიოაქტიური დაშლით არის გამოწვეული. სუპერნოვას ნუკლეოსინთეზის თეორიისგან განსხვავებით, შესაძლოა, ეს მატერია რკინის შემდეგ სხვადასხვა ქიმიური ელემენტის წარმოქმნაზე იყოს პასუხისმგებელი.

პლანეტები[რედაქტირება | წყაროს რედაქტირება]

ნეიტრონულ ვარსკვლავს შესაძლოა ორიგინალური, წრიულად მოძრავი, დაჭერილი, ან პლანეტის ფორმირების მეორე ციკლის შედეგად ეგზოპლანეტები გააჩნდეს. პულსარს ვარსკვავის ატმოსფეროს ჩამოშორება შეუძლია, რაც პლანეტარული მასის ნაწილს წარმოადგენს და შესაძლოა ნაგულისხმევი იყოს, როგორც ქტონიური პლანეტა ან ვარსკვლავური ობიექტი. ასეთი პლანეტები შესაძლოა პულსარული დროის მეთოდით გამოვლინდეს, რაც სხვა მეთოდებთან შედარებით პატარა პლანეტების უფრო მაღალი სიზუსტით გამოვლენის საშუალებას იძლევა. 1992-1994 წლებში პირველი ეგზოპლანეტები, დრაუგრი, პოლტერგეისტი და ფობეტორი გამოვლინდა, რომლებიც PSR B1257+12-ის გარშემო მოძრაობდნენ. 2 მთვარის მასის მქონე დრაუგრი ყველაზე პატარა ეგზოპლანეტაა ოდესმე აღმოჩენილთაგან. პულსარული პლანეტები მცირე რაოდენობით ხილულ სინათლეს იღებენ, მაგრამ დიდი ოდენობით იონიზირებადი გამოსხივებისა და მძლავრი ენერგიის მქონე ვარსკვლავური ქარის ზემოქმედებით, არამეგობრული გარემო გააჩნიათ.

აღმოჩენის ისტორია[რედაქტირება | წყაროს რედაქტირება]

1932 წელს ჯეიმს ჩედვიკის მიერ ნეიტრონული ვარსკვლავის აღმოჩენის შემდეგ 1933 წლის დეკემბერში ამერიკის ფიზიკოსთა საზოგადოების შეხვედრაზე, ვალტერ ბაადემ და ფრიც ცვიკიმ ნეიტრონული ვარსკვლავის არსებობის შესახებ ვარაუდი გამოთქვეს, რომ ჩამოყალიბება ხდება მაშინ, როდესაც მასიური ვარსკვლავის ბირთვი, სუპერნოვას დროს კუმშვის შედეგად კოლაფსირდება და პატარა, მკვრივ ობიექტად გარდაიქმნება რომელიც, მთლიანად ნეიტრონებისგან იქნებოდა შემდგარი. ბაადეს და ცვიკის სწორი ვარაუდის მიხედვით, ნეიტრონული ვარსკვლავის გრავიტაციული ბმის ენერგიის გამოთავისუფლება სუპერნოვას პროცესს უწყობს ხელს, სადაც მასა მოცულობაში ანულირებულია. ვარაუდობდნენ რომ ობიექტების სუსტი ნათებით გამოვლენა სიძნელეებთან იქნებოდა დაკავშირებული, რაზეც დიდი შრომა არ იყო გაწეული, სანამ 1967 წლის ნოემბერში ფრანკო პაჩინის განცხადებით, მძლავრი მაგნიტური ველის პირობებში მბუნავი ნეიტრონული ვარსკვლავებიდან ელექტრომაგნიტური ტალღები გამოყოფილი იქნებოდა. მალევე რადიოასტრონომმა ენტონი ჰევიშმა და მისმა დამხმარე მკვლევარმა ჯოსელინ ბელმა კემბრიჯში პულსირებადი რადიოგამოსხივების გამოვლენა იმ ობიექტებიდან დააფიქსირეს, რომლებიც ახლა მიჩნეულია, უკიდურესად მაგნეტიზებულ, სწრაფად მბრუნავ ნეიტრონულ ვარსკვლავებად და რომლებიც ცნობილია როგორც პულსარები.

1965 წელს ენტონი ჰევიშმა და სამუელ ოკოიმ კიბორჩხალსახის ნისლეულში მძლავრი რადიოსიკაშკაშე და მაღალი ტემპერატურის უჩვეულო წყარო გამოავლინეს. წყარო 1054 წელს სუპერნოვას აფეთქების შედეგად კიბორჩხალსახის პულსარი აღმოჩნდა.

1967 წელს იოსებ შკლოვსკიმ სკორპიონ X-1- ის რენტგენულ და ოპტიკურ მონაცემებზე დაკვირვებით დაასკვნა, რომ ნეიტრონული ვარსკვლავის გამოსხივება აკრეციის ეტაპზე ხდება.

1967 წელს ჯოსელენ ბელ ბერნელმა და ენტონი ჰევიშმა ობიექტ PSR B1919+21-ზე პულსირებადი რეგულარული რადიოგამოსხივება დააფიქსირეს. პულსარი მოგვიანებით განიხილებოდა როგორც იზოლირებული, მბრუნავი ნეიტრონული ვარსკვლავი. პულსარის ენერგიის წყაროს ნეიტრონული ვარსკვლავის ბრუნვის ენერგია წარმოადგენს. ცნობილი ნეიტრონული ვარსკვლავების უმრავლესობა (2010 წლის მონაცემებით დაახლოებით 2000) რეგულარული პულსირებადი გამოსხივებით პულსარების სახით იქნა აღმოჩენილი.

1971 წელს რიკარდო ჯაკონიმ, ჰერბერტ გურსკიმ, ედ კელოგმა, რ. ლევინსონმა, ე. შრაიერმა და ჰ. თანანაბაუმმა კენტავრის თანავარსკვლავედში 4,8 წამური პულსაციით რენტგენული გამოსხივების წყარო აღმოაჩინეს განმარტებით, რომ ენერგოწყარო გრავიტაციულია და მბრუნავი, ცხელი ნეიტრონული ვარსკვლავი იწვევს მეზობელი ვარსკვლავის ან ვარსკვლავთშორის სივრცეში არსებული გაზის მითვისებას. ობიექტს სახელად კენტავრ X-3 (Centaurus X-3) ეწოდა.

1974 წელს ენტონი ჰევიში ფიზიკაში ნობელის პრემიით, პულსარის აღმოჩენისთვის დაჯილდოვდა იმისდა მიუხედავად, რომ პულსარის აღმოჩენა ჰევიშის კოლეგას, ჯოლისელ ბელის ეკუთვნოდა.

1974 წელს ჯოზეფ ტეილორმა და რასელ ჰალსმა პირველი ბინარული პულსარი, PSR B1913+16 აღმოაჩინეს რომელიც ორი ერთმანეთის გარშემო მოძრავი ნეიტრონული ვარსკვლავისგან შედგებოდა (ერთი პულსარის სახით). აინშტაინის ფარდობითობის ზოგადი თეორიის მიხედვით, მასიური ობიექტების მოკლე ბინარულ ორბიტაზე მოძრაობამ, გრავიტაციული ტალღები უნდა გამოყოს შესაბამისად, მათი ორბიტა დროთა განმავლობაში უნდა დაიშალოს და განადგურდეს. ორბიტაზე თეორიის გავლენა დამტკიცდა და 1993 წელს ტეილორმა და ჰალსმა ბინარული პულსარის აღმოჩენისთვის ფიზიკაში ნობელის პრემიით დაჯილდოვდნენ.

1982 წელს დონალდ ბაქერმა კოლეგებთან თანამშრომლობით პირველი მილიწამური პულსარი PSR B1937+21 აღმოაჩინა. ობიექტის ბრუნი წამში 642-ს აღწევს. მოგვიანებით მრავალი მილიწამური პულსარი იქნა აღმოჩენილი. 24 წლის განმავლობაში PSR B1937+21 ყველაზე სწრაფად მბრუნავი ცნობილი პულსარი იყო PSR J1748-2446ad-ის აღმოჩენამდე, რომლის ბრუნი წამში 700-ზე მეტია.

2003 წელს მარტა ბურგეიმ და კოლეგებმა პირველი ორმაგი ნეიტრონული ვარსკვლავური სისტემა აღმოაჩინეს, სადაც ორივე ობიექტი პულსარის სახით გამოვლინდა და სახელად PSR J0737-3039 მიენიჭა.

2010 წელს პოლ დიმორესტმა და კოლეგებმა მილიწამური პულსარი, PSR J1614-2230-ის მასა შაპიროს ეფექტით გაზომეს, რაც 1,97 ± 0,04 მზის მასას შეადგენდა. მანამდე გაზომილ ობიექტების მასებს შორის ყველაზე მაღალი.

2013 წელს ჯონ ანტონიადისმა და კოლეგებმა თეთრი ჯუჯა სპექტროსკოპიით ობიექტ PSR J0348 + 0432-ის მასა გაზომეს, რაც 2,01 ± 0,04 მზის მასას შეადგენდა. ეს სხვა მეთოდის გამოყენებით მასიური ნეიტრონული ვარსკვლავების არსებობის დადასტურება იყო. მასიური ობიექტების გამოყენებით ფარდობითობის ზოგადი თეორიის ანალიზი და ექსპერიმენტი პირველად გახდა შესაძლებელი.

2017 წლის აგვისტოში ლიგომ და ვირგომ, ნეიტრონული ვარსკვლავების შეჯახებით გამოწვეული გრავიტაციული ტალღები პირველად გამოავლინა.

ქვეტიპები[რედაქტირება | წყაროს რედაქტირება]

  • ნეიტრონული ვარსკვლავი.
    • იზოლირებული ნეიტრონული ვარსკვლავი.
      • პულსარი ბრუნვის ენერგიით. ნეიტრონული ვარსკვლავები, რომლებიც პულსირებად რადიაციას რეგულარული ინტერვალით გამოსცემენ.
        • მოკლეპერიოდული მბრუნავი რადიოპულსარი. ნავარაუდევია, რომ უფრო ცვალებადი ინტესივობის პულსირებადი გამოსხივების მქონე პულსარებია, ვიდრე უმეტესი ცნობილი ჩვეულებრივი პულსარები.
      • მაგნეტარი. ნეიტრონული ვარსკვლავი უკიდურესად ძლიერი მაგნიტური ველით (1000-ჯერ მეტი ვიდრე რეგულარული ნეიტრონული ვარსკვლავი) და ხანგრძლივი როტაციის პერიოდულობით (5-დან 12 წამამდე).
        • მსუბუქი გამა-გამოსხივების მქონე ნეიტრონული ვარსკვლავი.
        • ანომალური რენტგენული პულსარი.
      • ნეიტრონული ვარსკვლავი რადიოგამოსხივების გარეშე.
        • იზოლირებული ნეიტრონული ვარსკვლავი რენტგენული გამოსხივების გარეშე.
        • სუპერნოვას ნარჩენების ცენტრში მდებარე ობიექტი. ახალგაზრდა რადიო და რენტგენული პულსირებადი გამოსხივების გარეშე. იზოლირებული ნეიტრონული ვარსკვლავი სუპერნოვას ნარჩენებით გარშემორტყმული.
    • რენტგენული პულსარები ან აკრეცირებული პულსარები. რენტგენული ბინარული სისტემების კლასი.
      • ბინარული სისტემის დაბალი მასის მქონე რენტგენულლი პულსარები, რომლებსაც კომპანიონობას მთავარი მიმდევრობის, თეთრი ჯუჯა ან წითელი გიგანტი ვარსკვლავები უწევენ.
        • მილიწამური პულსარი (რეციკლირებული პულსარი).
          • სუბ-მილიწამური პულსარი.
        • რენტგენული გამოსხივების პულსარი. ბინარულ სისტემაში მდებარე ნეიტრონული ვარსკვლავი დაბალი მასის მქონე კომპანიონთან, საიდანაც მატერიის აკრეციის გზით ნეიტრონული ვარსკვლავის ზედაპირიდან ენერგიის არარეგულარული ამოფრქვევა ხდება.
      • ბინარული სისტემის საშუალო მასის მქონე რენტგენული პულსარი. რენტგენული ბინარული სისტემის საშუალო მასის მქონე პულსარების კლასი. პულსარი საშუალო მასის მქონე ვარსკვლავთან ერთად.
      • ბინარული სისტემის მაღალი მასის მქონე რენტგენული პულსარი. რენტგენული ბინარული სისტემის მაღალი მასის მქონე პულსარების კლასი. პულსარი მაღალი მასის მქონე ვარსკვლავთან ერთად.
      • ბინარული პულსარები. პულსარები უმეტესად თეთრი ჯუჯა ან ნეიტრონულ ვარსკვლავთან ერთად.
  • თეორიზებული კომპაქტური ვარსკვლავები მსგავსი თვისებებით.
    • პროტონეიტრონული ვარსკვლავი (თეორიზებული).
    • ეგზოტიკური ვარსკვლავი.
      • კვარკული ვარსკვლავი. ჰიპოთეტური ტიპის ნეიტრონული ვარსკვლავი შედგება კვარკული ან უცნაური მატერიისგან. 2018 წლის მონაცემებით ასეთი 3 კანდიდატია.
      • ელექტრულად სუსტი ვარსკვლავი. ჰიპოთეტური ტიპის უკიდურესად მძიმე ნეიტრონული ვარსკვლავი, სადაც კვარკები ელექტრულად სუსტი ძალით ლეპტონებად გარდაიქმნება, მაგრამ გრავიტაციულ კოლაფსს რადიაციის წნევა უშლის ხელს. 2018 წლის მონაცემებით მსგავსი ობიექტების არსებობა არ არის დადასტურებული.
      • პრეონული ვარსკვლავი. ჰიპოთეტური ტიპის ნეიტრონული ვარსკვლავი შედგება პრეონული მატერიისგან. 2018 წლის მონაცემებით პრეონული მატერიის ობიექტების არსებობა არ არის დადასტურებული.
  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. .
  21. 21.0 21.1 CODATA 2014


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