Pulsar RX J0720.4-3125, valloittanut XMM-Newton. Klikkaa suurentaaksesi
ESAn kiertävällä röntgen-kaukoputkella, XMM-Newton-avaruus observatoriossa, on sijainnissa neutronitähti, joka ei ole hallinnassa. Esineen yleinen lämpötila ei muutu, se vain kutistuu ja näyttää hitaasti erilaisia alueita tarkkailijoille täällä maapallolla - kuten heiluttava yläosa. Nämä havainnot auttavat tähtitieteilijöitä ymmärtämään joitain sisäisiä prosesseja, jotka hallitsevat tällaisia esineitä.
Kansainvälinen astrofysiikan tutkijaryhmä käytti ESA: n XMM-Newton-röntgen observatorion tietoja ja havaitsi, että yksi pyörivä neutronitähti ei näytä olevan vakaa rotaattorin tutkijoiden odottama. Nämä röntgenhavainnot lupaavat antaa uusia oivalluksia neutronitähtien lämpökehityksestä ja lopulta sisärakenteesta.
Pyörivien neutronitähteiden, jotka tunnetaan myös pulsaareina, tiedetään yleensä olevan erittäin vakaita rotaattoreita. Jatkuvien signaalien, jotka lähetetään joko radiossa tai röntgensäteen aallonpituudessa, ansiosta ne voivat toimia erittäin tarkkoina tähtitieteellisinä ”kelloina”.
Tutkijat havaitsivat, että viimeisen neljän ja puolen vuoden aikana yhden arvoituksellisen esineen, nimeltään RX J0720.4-3125, lämpötila jatkoi nousuaan. Aivan viimeaikaiset havainnot ovat kuitenkin osoittaneet, että tämä suuntaus kääntyi päin ja lämpötila laskee nyt.
Tutkijoiden mukaan tämä vaikutus ei johdu todellisesta lämpötilan vaihtelusta, vaan muuttuvasta katsel geometriasta. RX J0720.4-3125 on todennäköisimmin "esikäsittelevä", ts. Se hidastuu hitaasti ja siksi se ajan myötä altistaa tarkkailijoille pinnan eri alueet.
Neutronitähdet ovat yksi tähtien evoluution päätepisteistä. Kun aurinkoomme vastaava massa rajoittuu halkaisijaltaan 20–40 km olevaan palloon, niiden tiheys on jopa jonkin verran korkeampi kuin atomin ytimen - miljardi tonnia kuutiometriä kohti. Pian syntymänsä jälkeen supernoova-räjähdyksessä niiden lämpötila on luokkaa 1 000 000 celsiusastetta ja suurin osa niiden lämpöemissiosta kuuluu sähkömagneettisen spektrin röntgensädekaistalle. Nuoret eristetyt neutronitähdet jäähtyvät hitaasti, ja kuluu miljoona vuotta, ennen kuin ne tulevat liian kylmiksi havaittaviksi röntgensäteissä.
Neutronitähteillä tiedetään olevan erittäin voimakkaita magneettikenttiä, tyypillisesti useita biljoonia kertaa vahvempia kuin Maan. Magneettikenttä voi olla niin voimakas, että se vaikuttaa lämmön kulkeutumiseen tähtien sisäpinnasta kuoren läpi johtaen kuumiin pisteisiin tähtipinnan magneettinapojen ympärillä.
Näiden kuumien polaaristen korkkien päästö hallitsee röntgenspektriä. On olemassa vain muutamia eristettyjä neutronitähtiä, joista voimme suoraan tarkkailla tähtien pinnan lämpöerotusta. Yksi niistä on RX J0720.4-3125, pyörivä noin kahdeksan ja puolen sekunnin ajanjaksolla. "Pitkän jäähtymisajan huomioon ottaen oli siis erittäin odottamatonta nähdä sen röntgenspektri muuttuvan parin vuoden aikana", kertoi tutkimuksen vetänyt Frank Haberl Garchingin (Saksa) Max-Planck-maan ulkopuolisen fysiikan instituutista. ryhmä.
”On hyvin epätodennäköistä, että neutronitähteen maailmanlämpötila muuttuu niin nopeasti. Näemme mieluummin tähtien pinnan eri alueet eri aikoina. Tätä havaitaan myös neutronitähden kiertokaudella, kun kuumat kohdat ovat siirtymässä näkölinjamme sisään ja ulos, joten niiden vaikutus kokonaispäästöihin muuttuu ”, Haberl jatkoi.
Samanlainen vaikutus paljon pidemmällä aikavälillä voidaan havaita, kun neutronitähtien preesessit (samoin kuin kehruukärki). Tällöin kiertoakseli liikkuu itse kartion ympäri, mikä johtaa katsel geometrian hitaan muutokseen vuosien mittaan. Vapaa precessio voi johtua tähtien pienestä muodonmuutoksesta täydellisestä pallasta, joka voi olla peräisin erittäin voimakkaasta magneettikentästä.
RX J0720.4-3125: n ensimmäisen XMM-Newton -havainnon aikana toukokuussa 2000 havaittu lämpötila oli minimissä ja viileämpi, suurempi piste oli pääosin näkyvissä. Toisaalta neljä vuotta myöhemmin (toukokuu 2004) ensiö toi esiin enimmäkseen toisen, kuumimman ja pienemmän pisteen, joka sai havaitun lämpötilan nousun. Tämä selittää todennäköisesti havaitut lämpötilan ja päästöalueiden vaihtelut ja niiden korrelaation.
Haberl ja hänen kollegansa kehittivät työssään mallin RX J0720.4-3125: lle, joka selittää monia ominaispiirteitä, joita on tähän mennessä ollut haaste selittää. Tässä mallissa pitkän aikavälin lämpötilanmuutos saadaan aikaan kahden kuuman polaarikannen eri murto-osien avulla, jotka tulevat näkyviin tähtiprosessointina noin 7 - 8 vuoden ajanjaksolla.
Jotta tällainen malli toimisi, kahdella säteilevällä polaarialueella on oltava erilaiset lämpötilat ja koot, kuten äskettäin on ehdotettu saman luokan eristyneiden neutronitähteiden toisen jäsenen tapauksessa.
Ryhmän mukaan RX J0720.4-3125 on luultavasti paras tapa tutkia neutronitähden precessiota röntgensäteilyn kautta, joka on suoraan nähtävissä tähtien pinnalta. Precessio voi olla tehokas työkalu, jolla koettaa neutronitähtien sisätilat ja oppia aineen tilaa olosuhteissa, joita emme voi tuottaa laboratoriossa.
Lisämerkintöjä XMM-Newton suunnitellaan tarkkailemaan edelleen tätä kiehtovaa kohdetta. "Jatkamme teoreettista mallinnusta, josta toivomme oppivan lisää lämpöä evoluutiosta, tämän nimen magneettikentän geometriasta ja neutronitähteiden sisärakenteesta yleensä", Haberl totesi.
Alkuperäinen lähde: ESA-portaali
