SETIEstonia.org - Neutrontähed-pulsarid

Neutrontähed-pulsarid

Neutrontähed-pulsarid on ühed huvitavamad teadaolevad taevakehad, mis on natuke võib-olla jäänud oma sugulaste mustada aukude “sära” varju.

Järgnevalt kirjeldatakse neutrontähtede omadusi, nende tekkimist, pulsarite olemust – tööpõhimõtet, “suremist” ja “ärkamist” – ning avastamisega seonduvat.

Neutrontähe omadused

Neutrontähed on südamikus mandunud neutrongaasiga kõdutähed, mis on ümbritsetud raua grupi elementidest tahke koorikuga.

Neutrontähtede raadius on ainult 10 kuni 100 km – nii väikese tähe pind kiirgab äärmiselt vähe valgust ja teeb nad märkamatuks. Oletame, et neutrontähe efektiivne pinnatemperatuur on sama, mis Päikesel. Kui neutrontähe raadius on 10 km, Päikesel 700000 km, siis Päikesega võrreldes on selle neutrontähe heledus 10 miljardit korda väiksem. Nii nõrk täht võib maapealsete teleskoopidega jääda märkamatuks isegi siis, kui see asuks Päikesesüsteemis.

Neutrontähe mass on kuni 1,5 korda suurem Päikese massist ja seega on neutrontähed väga tihedad. Neutrontähe tihedus kasvab aatomituumade ja neutronite tiheduseni (umbes 10¹⁴ – 10¹⁵ g/cm³), seega teelusikatäie (kuupsentimeetri) neutrontähe mass võib olla 100 kuni 1000 miljonit tonni. Ülisuure massi tõttu on ka gravitatsioon väga tugev ning mõjub isegi valgusele.

Aktiivsetel neutrontäht-pulsaritel on tugev magnetväli ja nad pöörlevad ümber oma telje.

Neutrontähe tekkimine

Tähti hoiab koos gravitatsioonijõud ja püüab paisutada väga kuuma gaasi rõhk. Gravitatsioonijõu ja temale vastupanu osutavate jõudude võrdsus tagabki taevakeha tasakaalulise oleku. Gravitatsioonile vastu mõjuvate jõudude suurus sõltub aine olekust – rõhust ja temperatuurist. Aine kokku surumisel sellele vastu mõjuvad jõud suurenevad.

Tähe tuumkütuse lõppemisel langevad tähe keskosas rõhk ja temperatuur ning täht hakkab iseenda raskusjõu mõjul kokku tõmbuma. Kui termotuumareaktsioonide lõpedes on tähetuuma mass suurem Chandrasekhari piirmassist (1,4 Päikese massi), siis tõmbub täht kokku tihedamalt kui valgeks kääbuseks saav täht. Leiab aset nn II tüüpi supernoova plahvatus.

Täht kollapseerub – peaaegu hetkeliselt vabanev tuumaenergia surub tähe välised kihid laiali ja paneb need helenduma. Energia on tohutu, peaaegu sama palju kui Päike oma 10 miljardi aastase peajada-elu jooksul välja kiirgab.

Aatomituumad koosnevad prootonitest ja neutronitest. Tuuma ümber, suhteliselt kaugel, tiirlevad elektronid. Pärast supernoova plahvatust tähetuumas valitseva raskusjõu mõjul pakitakse aine nii tihedasti kokku, et elektronid "langevad" aatomituumadesse ja kus nad prootonitega reageerides moodustavad neutroneid st. täheaine neutroniseerub. Vabanevad neutriinod. Ei ole enam konkreetsed keemilised elemendid või ained, vaid on ühtlane neutronite mass.

Kui tähest järele jäänu pärast tuumkütuse lõppemist, kokkutõmbumist ja supernoova plahvatust omab ikka veel massi, mis ületab kriitilise piiri – ca 3 Päikese massi – siis ei peata tema kokkutõmbumist isegi ülitiheda tuumaaine hiiglarõhk ja ta muutub mustaks auguks; vastupidisel juhul aga neutrontäheks.

Neutrontähed on Päikesest väheke suurema massiga tähtede evolutsiooni lõppstaadiumiks. Tähed 0,08 kuni 5 kordse Päikese massiga muutuvad valgeteks kääbusteks, 5 kuni 15 kordse Päikese massiga tähed aga neutrontähtedeks ning suuremad enamasti mustadeks aukudeks.

Neutrontähtede tekkeks on ka teine variant. Kaksiktähesüsteem, milles on massiivne (suurema kui Päikese massiga) valge kääbus ning väikese massiga Päikese-sarnane täht. Algab aine ülekanne väikeselt tähelt valgele kääbusele. Ülekanduv gaas koguneb valge kääbuse pinnale ning kääbuse mass suureneb. Niipea, kui valge kääbuse mass saab suuremaks Chandrasekhari piirist (1,4 Päikese massi), kaob temas tasakaal gravitatsioonijõu ja gaasirõhu vahel, ning valge kääbus kukub kokku, muutudes neutrontäheks. Sellised süsteemid on saanud nimetuse kataklüsmilised kaksiktähed. Antud protsess pole optilises piirkonnas vaadeldav, sest pea kogu mass kollapseerub neutrontähte – taolisi “vaikseid” supernoovasid saab vaadelda ainult neutriinoteleskoopide abil.

On olemas ka kahest neutrontähest koosnevad kaksiksüsteemid. Need võivad tekkida olukorras, kus on väga lühikese perioodiga tiirlevatest heeliumst tähest ja neutrontähest koosnev süsteem. Esimene neist plahvatab supernoovana ning moodustub kahest neutrontähest koosnev kaksiksüsteem.

Pulsarid

Neutrontähti kutsutakse mõnikord ka pulsariteks. Tegelikult ei toimu tähe paisumist ega kokkutõmbumist, vaid põhjuseks on neutrontähtede väga tugev magnetväli (millest Maa magnetväli on ligi 1 000 000 000 000 korda nõrgem) ja kiire pöörlemine. Vastavalt impulssmomendi jäävuse seadusele, on pöörleva keha massi, pöörlemiskiiruse ja raadiuse korrutis konstantne, mistõttu näiteks keerleva iluuisutaja kiirus suureneb märgatavalt, kui ta oma välja sirutatud käed keha juurde tõmbab. Samamoodi kasvab ka kokkutõmbuva tähe pöörlemiskiirus. Peaaegu sama kehtib ka magnetvälja kohta – kui tavalise tähe magnetväli suruda kokku neutrontähe ruumalase, kasvab see miljardeid kordi.

Magnetväljas kiirendusega liikuvad elektronid kiirgavad peamiselt raadiolainetena elektromagnetkiirgust, nn sünkrotronkiirgust. Kuna neutrontähe pinnale jääb õhuke kiht aatomeid ja vabu elektrone, siis on ka pöörleva neutrontähe puhul sünkrotronkiirgust. Elektronid lahkuvad neutrontähe pinnalt peamiselt magnetpoolustelt, piki magnetvälja jõujooni ja seetõttu tekkiv sünkrotronkiirgus väljub kitsa suunatud kimbuna magnetpooluste kohalt.

pulsar

Nagu maakeral, ei lange tavaliselt ka neutrontähe-pulsari pöörlemistelg magnettelje suunaga kokku. Pööreldes meenutab pulsar majakat, mille valgus (ehk siis pulsari puhul magnetpoolustelt lähtuv sünkrotronkiirgus) on nähtav iga täispöörde järel. Kui Maa juhtub sellele kiirgusele ette jääma, siis on neutrontäht meile “nähtav”. Võib leiduda ka pulsareid, mille kiirtekimp kunagi maale ei satu – see on üks põhjus, miks kõigist supernoova plahvatuse kohtadest pole avastatud pulsarit.

Raadiosignaalide kordumise periood on teadaolevatel pulsaritel mõnest millisekundist kuni mõne sekundini. See on sama mis neutrontähe pöörlemisperiood. Avastatutest üks kiiremini (33 korda sekundis) pöörlevaid on PSR 0531+21 – teda ümbritsevat, 1054. aastal Hiina astronoomide poolt vaadeldud supernoova tagajärge, on näha Krabi udukoguna.

Neutrontähed ongi vaadeldavad tänu hästi kiirele pöörlemisele ja tugevale magnetväljale – enamasti vanad neutrontähed tavaliste raadiopulsaritena ja noored röntgenpulsaritena. Röntgenpulsarid on pulsarid, mis pulseerivad röntgenkiirgust. Osakeste vabal langemisel neutrontähe gravitatsiooniväljas vabaneb ülisuur energa – näiteks prootoni langemisel Päikese massiga neutrontähele vabaneb ligi 140 MeV. Selline olukord esineb kaksiksüsteemides, mis koosnevad tavalisest tähest ja neutrontähest, ning esimesest voolab teisele 10¹⁷-10¹⁸ grammi gaasi sekundis, mis on akretsiooni ehk aine ühelt tähelt teisele kandumise tüüpiline kiirus lähiskaksiktähtedes. Kiiresti pöörleval neutrontähel on tugev magnetväli ja naabertähelt haaratav gaas voolab mööda magnetvälja jõujooni neutrontähe poolustele, kust genereeritakse suunatud röntgenkiirguse vood. Kui magnet- ja pöörlemistelg ei ole paraleelsed, näeme pulseerivat röntgenikiirgust.

Väga vanade neutrontähtede puhul, mille magnetväli on jõudnud tunduvalt nõrgeneda, ei ole röntgenkiirgus enam pulseeriv, vaid ühtlane foon, mis tekib optilisest tähest pärit gaasi langemisel neutrontähele. Ühtlase röntgenfooni heledus võib aga aeg-ajalt hetkeks sadu kordi kasvada, kuna neutrontähte üle kanduv gaas (peamiselt heelium) surutakse tugevati kokku, rõhku tähes hakkab määrama gaasi rõhk ning heeliumi ebastabiilne põlemine viib temperatuuri kiire tõusuni, mis põhjustab suure hulga energia eraldumise lühikese aja jooksul ja röntgenkiirguse kasvu. Selline tasakaalulise seisundi ületamine toimub iga mõne tunni tagant ning taolisi neutrontäht-pulsareid nimetatakse röntgenbursteriteks.

Umbes 10⁸ aastaga pulsari pöörlemine ning sellega koos vilkumine lakkab ja pulsar on “surnud”. Pulsar võib “surra” ka magnetvälja tunduva nõrgenemise tõttu. Arvatakse, et praegu on meie Galaktikas umbes miljard “surnud” neutrontähte.

Raadiopulsarid võivad taas “ärgata”, kui neil on kaaslane, milleks sobib tavaline peajada täht. Kaaslane võib olla juba tähe sündimisest peale, kuna massiivne täht, millest neutrontäht tekkis, arenes palju kiiremini oma väiksema massiga kaaslasest, näiteks Päikese-sarnasest kääbusest. Lõpuks põleb ka kääbus läbi ning mõne aja möödudes kandub pea kogu kääbuse mass üle neutrontähele. Tavalisest peajada kääbusest saab väike valge kääbus, mille kaaslaseks on kiiresti, mõne millisekundilise perioodiga pöörlev raadiopulsar – kääbuselt üle kanduval ainel on teatav liikumishulga moment, mis ei lase ainel langeda otse neutrontähele, vaid gaas jääb liikuma mööda spiraali ümber neutrontähe ning liikumishulga moment kandub üle neutrontähele, pannes selle uuesti pulseerima. Taoliste millisekundiliste pulsarite pöörlemisperiood jääb vahemikku 1,5-100 ms, seega võnguvad kiiremad pulsarid kuuldava heli sageduse piirkonnas. Kõige kiiremini pöörleva pulsari 1937+214 pöörlemisperiood on ainult kolm korda suurem kui neutrontähe stabiilsust tagav kriitiline pöörlemisperiood 0,5 ms. Millisekundilisi pulsareid on tänapäeval teada enam kui 60, paljud neist kuuluvadki kaksiksüsteemidesse, mille teiseks komponendiks on valge kääbus.

“Ärkavad” ka röntgenpulsarid: kaksiksüsteemi kuuluvalt peajada tähelt aine kandumisel millisekundilisele pulsarile on see vaadeldav heleda röntgenallikana. Lõpuks on süsteemis millisekundiline pulsar ja valge kääbus, mis võib kaotada peaaegu kogu oma massi (järele jääb vaid umbes Jupiteri mass), laguneda ning sellest tekkida planeedid. Nagu näha, võib selline pulsari “ärkamine” hävitada süsteemi kuuluva kaaslase. 1992. aastal avastati pulsar PSR B1257+12, pöörlemisperioodiga 6,2 ms, mille ümber tiirlebki kolm planeeti.

Neutrontähtede-pulsarite avastamine

1930. aastate alguses näitas astrofüüsik, hilisem Nobeli preemia laureaat Subrahmanyan Chandrasekhar, et on võimalik gaasist kera, mille temperatuur on absoluutne null, kuid milles gravitatsioonijõud on tasakaalustatud mandunud elektrongaasi rõhuga. Sellise tähe mass peab olema 1,4 Päikese massi – seda nimetatakse tänapäeval Chandrasekhari piirmassiks. Kui mass on sellest suurem, siis langeb täht kokku ning võib jääda uude stabiilsesse olekusse.

1932. aastal, kui sir James Chadwick oli avastanud neutroni, näitas vene füüsik, hilisem Nobeli preemia laureaat Lev Landeau, et on võimalik koostada stabiilne neutronitest koosnev täht. Siit nimetus neutrontäht.
Kolmekümnendate aastate lõpus pakkusid Walter Baade ja Fritz Zwicky välja hüpoteesi, et neutrontäht tekib supernoova plahvatuses.

1967. aastal otsisid Inglise raadioastronoomid raadioteleskoobiga kvasareid, kui sir Anthony Hewishi aspirant Jocelyn Bell leidis väga stabiilse perioodiga pulseeriva raadioallika. Raadiokiirguse sähvatused kordusid iga 1,33730113 sekundi tagant. Poole aasta pärast oli periood 10^-8 sekundi täpsusega sama, tugevus aga muutlik. Taolisi objekte hakati nimetama pulsariteks. 1974. aastal said sir Hewish ja Martin Ryle Nobeli füüsikapreemia.

1974. avastasid ameerika raadioastronoomid Russell Hulse ja Joseph Taylor esimese kaksikneutrontähe PSR1913+14, mille orbitaalne tiirlemisperiood on vaid 7,75 tundi. Nüüdseks on leitud neli taolist süsteemi. 1993. aastal said nad Nobeli füüsikapreemia.

1975. aastal vaatlesid ameeriklane Grindlay ja Hollandi astrofüüsik Heise USA-Hollandi tehiskaaslase ANS abil röntgenallikat MXB 1820-30, mis oli esimene teadaolev röntgenburster.

1982. aastal avastati esimene millisekundiline pulsar PSR 1937+214, pöörlemisperioodiga 1,56 ms.

1992. aastal avastati pulsar PSR B1257+12, pöörlemisperioodiga 6,2 ms, mille ümber tiirleb kolm planeeti: kaugused pulsarpäikesest 0,19, 0,36 ja 0,47 a.ü. ning massidega 0,015, 3,4 ja 2,8 Maa massi.

Praeguseks on avastatud umbes 700 raadiopulsarit. Linnutee galaktika 150 miljardist tähest arvatakse 5 miljardit olevat neutrontähed (sama palju on ka valgeid kääbusi ja musti auke). Hiljem on pulsareid nähtud ka optiliste teleskoopidega.

Kokkuvõte

Nagu eelnevast näha, on neutrontähed ühed huvitavamad teadaolevad taevakehad.

Just neutrontähed arvatakse olevat ka põhjuseks mitmetele seni seletamatutele nähtustele, nagu näiteks võimsad gammakiirguse sähvatused, mida on registreerinud Maa tehiskaaslane “Compton Gamma Ray Observatory”. Tegu võib olla kaksiksüsteemis asuva kahe neutrontähe üheks kokku “sulamisega”, mille juures eraldub tohutu hulk energiat.

Seega tasub neutrontähti igal juhul edasi uurida ja sellele aitab kaasa hajusarvutusprojekt AstroPulse.

SETIEstonia.org

Mis on SETIEstonia.org?
Kuidas liituda?

SETI@home
Tarkvara:
BOINC
Taustinfo:
Drake valem

AstroPulse
Taustinfo:
Neutrontähed-pulsarid

FOORUM
Viiteid mujale
WAP
In English

Viimased postitused foorumis:

Hups, 13. september 21:21
Töö

Hups, 12. september 22:32
Töö

Hups, 11. september 00:00
Töö

nn3, 10. september 22:21
Töö

Hups, 10. september 01:22
Töö

Hups, 10. september 00:51
Töö

nn3, 9. september 14:18
Töö

Hups, 9. september 13:30
Töö

Hups, 9. september 13:24
o Töö

Hups, 5. august 22:58
Probleemid BOINC töödeldud andme...