Neutrontäht — definitsioon, omadused, tekkimine ja tüübid

Neutrontäht on väga väike ja tihe täht, mis koosneb peaaegu täielikult neutronitest. Need on väikesed tähed, mille raadius on umbes 11-11,5 kilomeetrit. Nende mass on umbes kaks korda suurem kui Päikesel. Nad on kõige väiksemad ja tihedamad teadaolevad tähed Universumis. Nad on jäänud järele suurest tähest, mis plahvatas supernoovana.

Tähe tihedus on nagu aatomi tuuma tihedus. Neil on tugev magnetväli, mis on ¹⁰⁸ kuni ¹⁰¹⁵ korda tugevam kui Maa magnetväli. Gravitatsiooniväli neutrontähe pinnal on umbes 2×1011 korda tugevam kui Maal.

Et ette kujutada, kui tihe on neutrontäht, võtke kogu meie Päikese mass (mille läbimõõt on 1 392 000 kilomeetrit) ja suruge see alla suurusesse, mis mahuks 19 kilomeetri läbimõõduga palli. Teine võimalus mõista tihedust on järgmine: üks teelusikatäis neutrontähe ainet kaaluks 6 miljardit tonni.

Neutrontähed pöörlevad väga kiiresti, 0,001 sekundist kuni 30 sekundini. Neid on erinevaid tüüpe. Nad võivad pulsaridena kiirata elektromagnetilist kiirgust. Teised tüübid on magnetaarid ja kaksikpulsaarid.

Nende temperatuur on üle 600 000 kelvini. Neutrontähed, mida on võimalik jälgida, on väga kuumad ja nende pinnatemperatuur on tavaliselt umbes 600000 K.

Üldised omadused ja mõõtmed

Neutrontähed on erakordselt kompaktsed: nende raadius jääb tavaliselt umbes 10–14 kilomeetri vahele (algtekstis märgitud ~11–11,5 km). Massid on tüüpiliselt 1,2–2,3 korda suuremad kui Päikesel, sagedase väärtusena kasutatakse umbes 1,4 Maa‑massiga võrreldavat (ns. Chandrasekhari massi järglaste standard). Kui mass ületab teatud piiri, võib rõhk enam mitte pidurdada kokkutõmbumist ja tähest tekib must auk — täpne ülemmäär sõltub tuumamaterjali oleku ehk võrrandist (equation of state).

Tekkimine

Neutrontäht tekib enamasti massiivse tähe lõppfaasis: kui tähe tuum ei suuda enam tuumade fusiooniga toetada massi raskust, laguneb tuum väga kiiresti ja ülejäänud kihtides tekib supernoova plahvatus. Tuuma kokkuvarisemisel surutakse prootonid ja elektronid neutrontesse (neutrinote emissiooniga) ning sellest jääb järele väga tihe neutrontäht. Mõnikord tekib neutrontäht ka kaksikstaaris massi üleülekande või kahe neutrontähe liitmisel.

Siseehitus

• Koor (crust): mõnikümmend kuni sadakond meetrit paks kiht, kus on rasked aatomituumad ja elektroniga kristallvõre.
• Vahekihid: sügavamal hakkavad tuumad deformeeruma, moodustuvad nn. „pasta“-faasid (spagetid, lasanje jms) enne täielikku neutroniseerumist.
• Tuuma sisu (südamik): peamiselt superfluidne neutronite ja suprakondensaatne prootonite segu; võib sisaldada ka osakesi nagu muonid või harvadel juhtudel eksootilisemaid faase (hüpoteetilised kvargid, bosoonid jne).

Tihedus, magnetväli ja gravitatsioon

Neutrontähe keskmine tihedus on sarnane aatomi tuuma tihedusele ehk ~10^17–10^18 kg/m3. Näiteks üks teelusikatäis sellist ainet võib kaaluda miljardeid tonne (algtekstis mainitud ~6 miljardit tonni). Magnetväljad on väga tugevad — tüüpiliselt ~10^8–10^15 korda tugevamad kui Maa oma (seda väljendatakse sageli ka gaussides: ~10^8–10^15 G või ~10^4–10^11 T). Pinnalähedane gravitatsioon on miljardeid kordi tugevam kui Maal (algtekstis märgitud ~2×10^11 korda); pääsemiskiirus on sageli osa valguse kiirusest ja gravitatsionaalne punanemine on oluline vaatlusmõjur.

Pöörlemine ja variatsioonid

Neutrontähed võivad pöörata uskumatult kiiresti: perioodid ulatuvad millisekunditest (mõnedki pulsarid pöörlevad alla 5 ms, kiireimad teadaolevad ~1,4 ms) kuni sekundite ja kümnete sekunditeni. Kiire pöörlemine ning tugev magnetväli põhjustavad neis erinevaid nähtusi:

• Pulsarid: pöörleva magnetvälja tõttu kiirgab täht kitsaste kiirtega raadio- ja mõnikord ka röntgen-/gamma‑kiirgust; vastavalt pöörlemisele näeme me ruumis regulaarset pulssi.
• Magnetaarid: väga haruldased neutrontähed erakordselt tugevate magnetväljadega (~10^14–10^15 G), mille murrangud ja magnetohüdrodünaamilised protsessid toodavad tugevate röntgen- ja gammakiirguse purskeid.
• Kaksikpulsaarid ja aksreeruvad süsteemid: kaksikpartnerilt aine sattumisel muutub neutrontäht X‑kiirguse allikaks; pikaajaline akretsioon võib spinni „kiirendada“ ja moodustada millisekundipulsareid.

Temperatuur ja jahenemine

Uued neutrontähed on väga kuumad: sisetemperatuur võib olla kohe pärast sündi ~10^11–10^12 K, kuid nad jahenevad suhteliselt kiiresti neutrinosid eraldades. Pinnatemperatuur, mida me elektromagnetiliselt jälgime, sõltub vanusest: noored neutrontähed võivad olla pinnalt ~10^6 K, vanemad ja jahedamad isendid ~10^5–10^6 K (algtekstis märgitud ~600 000 K). Jahenemine ja soojuse hajumine pakuvad olulisi vihjeid tuumamaterjali omadustele.

Olulisus astronoomias

• Neutrontähtede ühinemised on kinnituse saanud gravitatsiooniliste lainete allikad (nt. GW170817) ja toodavad kilonovasid, kus sünteesitakse rauast raskemaid elemente (r‑protsess).
• Pulsarite väga täpne perioodide mõõtmine võimaldab uurida relativistlikke efekte, täpset päritolu ja tekitada galaktika‑aegmõõtmisi ning kiirendada gravitatsioonilainete otsinguid.
• Neutrontähed on ainulaadsed laborid äärmuslike füüsikatingimuste (suured tihedused, tugevad magnetväljad, superfluidne aine) uurimiseks ja annavad teavet tuumafüüsika tasemel.

Vaatlusmeetodid

Neutrontähti avastatakse ja uuritakse mitmel lainepikkusel: raadio (pulsarid), röntgen (akreeruvad neutrontähed, termiliselt kiirgavad pinnad), gamma (magnetaaride pursked) ja segmendid gravitatsioonilainete ja optilise kilonova signaalide kaudu. Pulsarite ajastamine on eriti võimas tööriist täpsete füüsikaliste mõõtmiste tegemiseks.

Kokkuvõte

Neutrontähed on äärmuslikud objektid: väikesed, väga tihedad, tugeva gravitatsiooni ja magnetväljaga ning mitmekesiste nähtustega (pulsarid, magnetaarid, akretsioonisüsteemid). Nende uurimine aitab vastata küsimustele aatomituumade käitumisest ekstreemtingimustes, raskete elementide sünteesist ja universumi relativistlikest nähtustest.

Küsimused ja vastused

K: Mis on neutrontäht?

K: Kui tihe on neutrontäht?

K: Kui kiiresti neutrontähed pöörlevad?

K: Milliseid tüüpe on olemas?

K: Milline temperatuur on neil tavaliselt?

Otsing