Gwiazda neutronowa wubucha oświetlając pobliski region dysku akrecyjnego. Dostarcza ona wielu nowych informacji naukowcom. Dzięki posiadanym instrumentom, astronomowie mogą oglądać ten proces z odległości kilku kilometrów od jej powierzchni.

Naukowcy z NASA i Canadian Institute for Theoretical Astrophysics (CITA) opublikowali wyniki swoich badań w bieżącym numerze Astrophysical Journal Letters. Opisane powyżej zdarzenie zostało przeanalizowane sekunda po sekundzie na “filmie” zrobionym przez spektometr NASA Rossi X-ray Timing Explorer.

Gwiazda neutronowa jest gęstą pozostałością jądra gwiazdy, która wybuchła. Pozostałości te są co najmniej osiem razy masywniejsze niż Słońce. W gwieździe neutronowej prawie całą masę Słońca zawiera się w kuli o średnicy około 16 kilometrów.

Powierzchnia gwiazdy neutronowej na chwilę przed wybuchem.

Często gwiazdy neutronowe występują w układach podwójnych. Gaz z pobliskiego sąsiada może opadać na gwiazdę neutronową, przyciągany przez jej silne pole grawitacyjne. Gaz opada po spirali w środku, której znajduje się gwiazda neutronowa, podobnie jak woda spływa w rynsztoku. Podczas opadania gaz tworzy coś, co naukowcy nazywają dyskiem akrecyjnym.

Artystyczna obraz gwiazdy neutronowej i jej towarzysza. Materia z niebieskiej gwiazdy opada po dysku akrecyjnym na gwiazdę neutronową.

Jest to pierwszy raz, gdy możemy oglądać wewnętrzne regiony dysku akrecyjnego, w tym przypadku kilka kilometrów od powierzchni gwiazdy, zmieniające się w czasie rzeczywistym. Znany dyski akrecyjne wokół wielu obiektów we Wszechświecie, począwszy od formujących się gwiazd do olbrzymich czarnych dziur w odległych kwazarach. Detale takie jak sposób poruszania się dysku były do tej pory znane tylko dzięki promieniowaniu podczerwonemu” – powiedział dr David Ballantyne z CITA na University of Toronto.

Obraz jest artystyczną koncepcją gwiazdy neutronowej i krążącego wokół niej dysku akrecyjnego.

W zwykłych warunkach dysk akrecyjny nie jest widoczny nawet w największych teleskopach. Eksplozja przydarzyła się gwieździe neutronowej 4U 1820-30, odległej od Ziemi o 25 000 lat świetlnych. Podczas tego zdarzenia w ciągu trzech godzin zostało wypromieniowane więcej energii niż Słońce wysyła w ciągu 100 lat. Region ten został oświetlony na długim dystansie, dzięki temu naukowcy mogli zaobserwować detale takie jak zniekształcanie dysku akrecyjnego przez eksplozję i powolne przywracanie jego pierwotnego kształtu po około 1 000 sekundach.

Gdy materia opadająca na gwiazdę nautronową osiągnie odpowienid poziom, to następuje wybuch promieniowania X. Na zdjęciu fala uderzeniowa rozchodzi się i zniekształca dysk akrecyjny,

Takie eksplozje są wynikiem akrecji. Gdy materia z gwiazdy towarzysza zderza się z gwiazdą neutronową to pokrywa jej powierzchnię warstwą od 10 do 100 metrów złożoną głownie z helu. Fuzja helu w węgiel i inne ciężkie pierwiastki wytwarza niezwykłą ilość energii uwalnianą w silnych błyskach promieniowania X, które są bardziej energetyczne niż te w świetle widzialnym. Niektóre błyski mogą wybuchać kilka razy na dzień i trwają po 10 sekund.

Animacja przedstawia wybuch gwiazdy neutronowej. Do wybuchu takiego dochodzi gdy materia opadająca z gwiazdy towarzysza odkłada się na pwierzchni gwiazdy. Z materii tej podczas reakcji termojądrowych postaję hel i poźniej croaz cięższe pierwistaki. Do wybuchu dochodzi gdy warstwach tego materiału przekroczy granice krytyczną.

Ballantyne i jego współpracownik dr Tod Strohmayer z NASA’s Goddard Space Flight Center w Greenbelt obserwowali “superrozbłysk“, który jest o wiele bardziej rzadki niż zwykłe helowe rozbłyski i jest prawie 1000 krotnie bardziej energetyczny. Naukowcy twierdzą, że superrozbłyski są spowodowane przez nuklearny popiół złożony z węgla powstałego z fuzji helu. Według obecnych danych zajmuje kilka lat zanim zgromadzi się wystarczająca ilość popiołu węglowego i zanim pokryje odpowiedni obszar, aby wybuchnąć.

Kilka sekund po wybuchu. Widać zniekształcony dysk akrecyjny. Energia wypromieniowana podczas wybuchu wynosi prawie tyle co Słońce wypromieniowuje w ciągu 100 lat. W tle widoczny towarzysz gwiazdy neutronowej.

Superrozbłysk jest jasny i długi. Wybuch zaczyna się od lekkiego wzrostu promieniowania z powierzchni gwiazdy neutronowej do najbardziej wewnętrznej części dysku. Promieniowanie X z rozbłysku oświetla atomy żelaza znajdujące się w dysku akrecyjnym i wywołuje proces nazywany fluorescencją. Rossi Explorer zaobserwował charakterystyczne znaki w spektrum fluorescencyjnego żelaza. Dostarcza to danych na temat temperatury żelaza, jego prędkości i miejsca w dysku, w którym się znajduje.”Rossi Explorer może dobrze zmierzyć spektrum fluorescencjynych atomów żelaza, co kilka sekund. Zbierając wszystkie te informacje, możemy uzyskać obraz zdeformowanego dysku akrecyjnego przez termonuklearny podmuch. To jest najlepszy widok, jaki mamy nadzieje dostać, ponieważ rozdzielczość, gdybyśmy oglądali zdjęcia, zamiast spektrum jest miliard razy większa niż oferuje w tej chwili Kosmiczny Teleskop Hubble’a” – powiedział Strohmayer.

Wybuch gwiazdy neutronowej i rozchodząca się fala uderzeniowa.

Rozbłyski gwiazd neutronowych mogą posłużyć za laboratorium, w którym można badać dyski akrecyjne. Dyski występują wszędzie we Wszechświecie, wokół gwiezdnych czarnych dziur jak również bardzo dalekich kwazarów. Gwiezdne czarne dziury z dyskiem akrecyjnym nie produkują rozbłysków promieniowania X.

Autor

Wojciech Lizakowski

Komentarze

  1. ©Rasz    

    http://www.astronet.pl/redir.cgi?g&4816 ? — Czytam: „Animacja przedstawia zmieniającą się powierzchnię gwiazdy neutronowej na kilka sekund przed wybuchem” – więc klikam na obrazek (pierwszy w tekście: http://www.astronet.pl/redir.cgi?g&4816 ) mający odsyłać do owej animacji, po czym w oknie przeglądarki pojawia się jakaś kaszanka. Klikam po raz drugi, 3, 5, 9–ty, to samo. Patrzę na wskaźnik transferu – stoi. Znaczy: ściąganie zakończone. Ale zamiast jakiegokolwiek obrazka mam tylko ekran pełen śmieci!
    __ O co tu chodzi, droga Redakcjo? Czyżby znowu te cholerne, zielone ludziki?!! Wszędzie się teraz szwendają…

Komentarze są zablokowane.