Па како узимате температуру једног од најегзотичнијих објеката у Универзуму? Неутронска звезда (~ 1,35 до 2,1 соларне масе, која мери само 24 км) остатак је супернове након што је велика звезда умрла. Иако нису довољно масивне, постају црна рупа, неутронске звезде и даље акумулирају материју, извлачећи гас из бинарног партнера, често подвргавајући се дужим периодима гашења.
Срећом, можемо приметити рендгенске ракете (користећи инструменте као што су Цхандра), али то није сама бујица која може открити температуру или структуру неутронске звезде.
На ААС конференцији прошле недеље, детаљи о резултатима кампање за посматрање рендгенских зрака МКСБ 1659-29, квази постојаног пролазног извора рендгенских зрака (тј. Неутронске звезде која дуго пламти) открили су неке фасцинантне увиде у физика неутронских звезда, показујући да се, док се кора неутронске звезде хлади, открива састав кора и температура ових егзотичних остатака супернове може да се мери ...
Током избијања ватре, неутронске звезде стварају Кс-зраке. Ови извори рендгенских зрака могу се мерити и пратити њихова еволуција. У случају МКСБ 1659-29, Ед Цацкетт (Универзитет у Мичигену) користио је податке НАСА-иног Россијевог рендгенског временског прегледа (РКСТЕ) за надгледање хлађења звезде неутронске звезде после дужег периода паљења рендгенских зрака. МКСБ 1659-29 је горио 2,5 године, све док се није "угасио" у септембру 2001. Од тада је извор периодично примећен да мери експоненцијално смањење рендгенске емисије.
Па зашто је то важно? Након дужег периода избијања рендгенских зрака, кора неутронске звезде ће се загревати. Међутим, сматра се да ће језгро неутронске звезде остати релативно хладно. Када неутронска звезда престане да гори (како се изгарање гаса, пуњење ватре, искључи), извор грејања за коре се губи. Током овог периода „мировања“ (без распада), смањујући рендгенски ток из коре звезде расхлађујуће неутрон открива огромно мноштво информација о карактеристикама неутронске звезде.
За време мировања астрономи ће посматрати рендгенске зраке које се емитују са површине неутронске звезде (за разлику од бакљи), па се могу извршити директна мерења неутронске звезде. У својој презентацији, Цацкетт је испитао како се рендгенски ток из МКСБ 1659-29 смањује експоненцијално, а затим се изравнава константним током. То значи да се кора брзо хладила након распаљивања, да би на крају достигла топлотну равнотежу са језгром неутронске звезде. Због тога се помоћу ове методе може закључити температура језгре неутронске звезде.
Укључујући податке из другог рентгенског прелазног времена неутронске звезде КС 1731-260, брзине хлађења примећене током почетка мировања указују на то да ови објекти имају добро уређене решетке са врло мало нечистоће. Брзом паду температуре (од бакље до мировања) било је потребно отприлике 1,5 година да би се постигла топлотна равнотежа са језгром неутронске звезде. Даљњи рад ће се сада обављати коришћењем података Цхандра, тако да се више информација о овим брзо вртећим се егзотичним предметима може открити.
Одједном, неутронске звезде су ми постале мало мање тајанствене у 10-минутном разговору прошлог уторка, волим конференције…
Повезане публикације:
- Цхандра и Свифт посматрање квази постојаног пролазног неутронског звезда ЕКСО 0748-676 у мировању, Дегенаар ет ал., 2008
- КРИВНИ РАСХЛАДИВАЧНИ СТАВ НЕУТРОНСКЕ ЗВЕЗДЕ У МКСБ 1659-29, Руди Вијнандс, 2004
