Наблюдение в рентгеновских лучах
Интересный аспект жизни нейтронных звёзд был обнаружен, когда состоялись первые наблюдения неба в области ренгеновских лучей.
Это были первые в 1960-х телескопы, помещенные в воздушные шары и космические объекты и они могли изучать небо в течение коротких периодов времени. Тогда, в 1970 году, это был Uhuru, первый спутник в области X, который представил нам более ста очень мощных источников.
С тех пор многие другие спутники исследования X-области дали нам более глубокое представление. В частности, обсерватория Эйнштейна в 1978 году, ROSAT в 1990 году, а также Chandra и XMM-Newton, запущенные в 1999 году.
Аккреционный диск
Большинство источников рентгеновского излучения являются двойными звездами, в которых происходит процесс массопереноса и создания аккреционного диска.Однако в этом случае вместо белого карлика все происходит вокруг нейтронной звезды.Под действием огромной силы тяжести накопившееся вещество становится очень плотным, а его температура чрезвычайно высокой. Поэтому он излучает тепловое излучение на очень коротких длинах волн, в рентгеновских лучах.
Рентгеновские пульсары
Большую часть времени этот процесс является непрерывным без резких изменений. Но некоторые X-источники являются переменными, с периодом в несколько секунд. В этом случае газ, который падает на нейтронную звезду, подвергается воздействию магнитного поля и направляется к двум полюсам. Воздействие газа в этих точках чрезвычайно сильное и вызывает очень сильное излучение.Что касается радиоизлучения пульсаров , то это излучение находится в довольно узком луче, который периодически возникает в небе. Если Земля случайно попадает на траекторию этого луча, она периодически испытывает небольшую вспышку излучения, отсюда и название рентгеновского пульсара.
Рентгеновские вспышки
Может также возникнуть явление, подобное нове. Это тот случай, когда материал аккреционного диска не подвержен воздействию магнитного поля и распределяется по всей поверхности звезды. Учитывая экстремальные условия, реакции ядерного синтеза водорода с гелием происходят непрерывно. Таким образом, на поверхности звезды образуется слой гелия без каких-либо насильственных событий.Наконец, когда температура и плотность достаточны, происходит сгорание гелия и происходит феноменальный взрыв. Это приводит к огромному потоку радиации, называемому вспышкой рентгеновских лучей, который происходит гораздо быстрее, чем для новых. Это длится всего несколько секунд - взрыв и возврат к нормальному состоянию.
Загадка гамма-всплесков
Гамма-всплески (GRB) являются одним из основных предметов изучения в современной астрофизике. Хотя существование этих выбросов известно с 1960-х годов, их точная природа все еще является предметом исследований. До 1990-х годов астрофизики даже не знали, был ли источник всплесков в солнечной системе, в Млечном пути или в далеких галактиках.Эти всплески представляют собой просто короткие гамма-излучения, продолжающиеся от нескольких миллисекунд до нескольких минут. Помните, что гамма-лучи - это очень энергичные фотоны, генерируемые, например, на Земле во время ядерных реакций. Если бы можно было непрерывно контролировать все небо, мы бы ежедневно наблюдали средний всплеск гамма-излучения с любого направления в небе.
Сила гамма-всплесков
Их самая интересная особенность - это задействованная энергия. Если вспышки происходят в далеких галактиках, что было доказано для некоторых из них, энергия, излучаемая их источником, должна быть невероятной, сотни раз больше, чем генерируется сверхновой. Эта необычайная сила объясняет интерес астрономического сообщества к гамма-всплескам, поскольку они могут выявить новые процессы, включающие нейтронные звёзды, чёрные дыры или гиперновые звёзды или даже астрофизические явления, неизвестные до сих пор.
Открытие гамма-всплесков
Гамма-всплески были случайно обнаружены в 1967 году американскими спутниками, выведенными на орбиту для наблюдения за применением Советским Союзом Договора о запрещении ядерных испытаний. Эти спутники не выявили нарушения договора, но обнаружили спорадические гамма-излучения короткой продолжительности и неизвестного происхождения.Вскоре стало ясно, что эти всплески исходили из космоса, а не с Земли, но детекторы того времени не могли точно измерить их первоначальное направление. Отсутствие ограничений наблюдений привело к совершенно разным теориям, включая, например, нейтронные звезды Млечного Пути, облако Оорта, окружающее Солнечную систему, или источники в далеких галактиках.
Спутник Комптон
Первый экспериментальный прогресс произошол из ренгеновских наблюдений в начале 1990-х годов на американском спутнике Комптона (CGRO). Последний имел прибор под названием BATSE, способный одновременно контролировать большую часть неба и фиксировать точное направление в случае обнаружения. Комптонская обсерватория смогла определить положение нескольких сотен тел и показать, что их источники были случайным образом распределены по всему небу.Однако, если всплески исходили в основном из нашей Галактики, они не были бы равномерно распределены в небе, а концентрировались в той же узкой полосе, что и Млечный Путь. Поэтому объяснение явлений на поверхности нейтронных звезд нашей Галактики уже не было правдоподобным.
Постоянство гамма-всплесков
В конце 1990-х годов был совершён еще один прорыв. Оказалось, что за гамма-всплесками может следовать излучение света на других длинах волн, явление, называемое остаточным магнитным резонансом. Это открытие было сделано в 1997 году посредством итальянского спутника BeppoSAX во время наблюдения вспышки GRB 970228 в рентгеновских лучах.Это был фундаментальный прогресс, поскольку он открыл путь для наблюдений с помощью новых инструментов, особенно спектроскопии.
Это было быстро использовано для измерения красного смещения остаточного света, который показал, что источник должен находиться в галактике, расположенной на расстоянии миллиардов световых лет.
Наблюдая за тем же явлением с телескопом Уильяма Гершеля, другая команда обнаружила существование остаточной области в видимой области. Эта новая функция теперь позволила крупным наземным телескопам и космическим телескопам объединять наблюдения, особенно в идентификации галактик, содержащих их источник, что позволило существенно продвинуться в понимании происхождения гамма-всплесков.
Происхождение гамма-всплесков
Понимание гамма-всплесков сделало шаг вперед с помощью спутника США Swift, запущенного в ноябре 2004 года и все еще работающего в настоящее время. Этот спутник оснащён тремя приборами: BAT, датчик гамма-излучения, способный одновременно контролировать шестую часть неба, XRT, детектор рентгеновского излучения и UVOT, телескоп для наблюдения ультрафиолетового излучения и видимый диапазон.
Особенностью этого спутника является возможность очень быстро переориентироваться. Сразу же после обнаружения гамма-всплеска с помощью НДТ, спутник может повернуться к рассматриваемому источнику всего за несколько десятков секунд. Это позволяет двум другим приборам, внести свой вклад в изучение. В то же время все данные, собранные Swift, быстро передаются на землю, где может быть организовано быстрое слежение с помощью наземных телескопов.
С помощью детектора гамма-излучения, в пять раз более чувствительного, чем Комптон, Свифт обнаружил более 500 гамма-всплесков. Сочетание трех приборов, работающих на разных длинах волн, позволило получить точную информацию о местонахождении всплесков, их спектральных характеристиках и эволюции во времени первоначального излучения и остаточного излучения.Благодаря всем этим наблюдениям астрофизики теперь хорошо понимают происхождение гамма-всплесков. Фактически, есть даже два источника, один для коротких гамма-всплесков, то есть продолжительностью менее двух секунд, другой для длинных гамма-всплесков.
Нейтронные звезды
Источником коротких гамма-всплесков могут быть пары нейтронных звёзд на орбите . Общая теория относительности показывает, что в такой ситуации две звезды быстро теряют энергию в виде гравитационных волн. Со временем потеря энергии пары приводит к уменьшению расстояния, которое их разделяет. Всё это заканчивается тем, что два тела сталкиваются, чтобы слиться или образовать чёрную дыру.Это явление производит феноменальную энергию, которая может объяснить короткие гамма-всплески.Для длинных гамма-всплесков объяснение основано на концепции гиперновой, версии сверхновой. Сверхновая возникает тогда, когда исчезают самые массивные звезды, по крайней мере, в 40 раз больше массы Солнца.
Помните, что массивные звезды заканчивают свое существование гравитационным коллапсом, который приводит к образованию нейтронной звезды или чёрной дыры.Появление этого остатка вызывает ударные волны, которые детонируют остальную часть звезды и сильно выталкивают ее внешние слои.Чтобы объяснить гамма-всплески, астрофизики предположили, что внутри самых массивных звезд гравитационная сила настолько интенсивна, что внешние слои газа не выталкиваются наружу, а захватываются центральным остатком.
Этот процесс усиливает количество гравитационной энергии, преобразованной в излучение и тепло во время окончательного коллапса, и значительно увеличивает энергию, излучаемую плазменными струями вдоль полюсов. Это большее количество доступной энергии и тот факт, что излучение испускается в очень тонком пучке, мог бы объяснить, как это событие способно выпустить намного большую видимую энергию, чем обычная сверхновая.