Neutrontäht

Neutrontähtede avastamine

Neutrontähed "avastati" teoreetiliselt tunduvalt varem, kui nende olemasolu vaatluste teel kindlaks tehti. Lev Landau väitis 1931, et on võimalik ka neutronitest koosnev täht, muidugi oli see alles hüpotees, samuti pakuti ka, et see tekib supernoovadest. Tükk aega ei pakkunud neutrontähed inimestele huvi, sest maapealsetele teleskoopidele jäid neutrontähed nähtamatuks ja nende heledus jääb kõvasti alla isegi meie Päikese omale.
Kuid aasta 1967 sai pöördepunktiks neutrontähtede uurimises. Sel aastal avastati väga stabiilse perioodiga pulseeriv kiirgusallikas sagedusel 81,5 MHz. Alguses arvati, et tegemist on maavälise eluvormiga, kuid peagi saadi aru, et tegemist on kiiresti pöörleva neutrontähega, millel on väga tugev magnetväli. Meile näib, et raadiokiirgus, millega meid "pommitatakse" pulseerib, ja sellest ka nimetus raadiopulsar. Selle idee peale tuldi tänu Krabi udule. Paljud kahtlustasid, et Krabi udu on jäänus supernoovast, mille Hiina astronoomid olid ära märkinud 900 aastat varem. Mitmeid aastaid hiljem avastati pulsar täpselt Krabi udukogu keskelt ning see kinnitas nende oletusi.

Neutrontähe teke

Galaktikas on umbes miljon aktiivset neutrontähte ja sellest on järeldatud, et uus neutrontäht peaks tekkima iga 10 aasta tagant. Tänapäeval asub üks tuntumaid neutrontähti Krabi udu keskel. Just see täht oligi tõestuseks, et neutrontähed tekivad supernoovadest, olles jäänuk plahvatusest, mida võis näha tõenäoliselt aastal 1054. Pärast plahvatamist supernoovana jääb kunagisest suurest mitme Päikese massiga tähest järele 1–2 Päikese massiga neutrontäht, mis pöörleb tormiliselt ning millel on tugev magnetväli. Magnetilisus on põhjustatud sellest, kui täht pärast plahvatust kokku vajus, siis eraldusid prootonid ja elektronid, mis tekitasid tähe ümber tugeva magnetvälja. Sellepärast koosneb neutrontäht peamiselt neutronitest. Kui tähe mass oleks veel suurem, kui 3 meie Päikese massi, siis tekiks juba must auk. Neutrontähe diameeter on kuni 20 km, kuid tema tihedus on kolossaalne. Parim võrdlus oleks see, kui suruda kogu inimkond, umbes 7 miljardit, keskmiselt massiga 70 kg inimese kohta, ühte kuupsentimeetrisse, siis saaksime neutrontähe tiheduse.

Neutrontähe elu

Osad neutrontähed esinevad kaksiksüsteemis, kus tal on naabriks tavaline täht. Neutrontäht hakkab tõmbama kaaslaselt mateeriat, mis gravitatsiooni tõttu võib kanduda otse neutrontähe pinnale läbi magnetilise lehtri, mis on neutrontähe magnetpoolustel. Hõõrdumise tõttu aine kuumeneb ja hakkab välja saatma röntgenikiirgust, mida mõjutab jällegi neutrontähe magnetväli, surudes kiired välja peene kiirena poolustelt, neutrontähe pööreldes muutub ka kiire asukoht, mistõttu võib teda nimetada kosmosemajakaks. Neutrontähed, mis väljastavad röntgenikiiri nimetatakse ka röntgenpulsariteks.
Osadel neutrontähtedel on kahendsüsteemis nõrgem magnetväli, mis lubab saabuval ainel jaguneda ühtlaselt pinnale. Lõpuks kui pindmisele kihile koguneb liiga palju ainet, mis pressitakse kokku ja tekib termotuumaplahvatus, mis soojendab gaasi piisavalt, et tekitada röntgenikiiri. Üks purse suurendab tema röntgenikiire toodangut umbes miljon korda. Aja jooksul röntgenikiirgus hajub ja kahendsüsteemis algab sama protsess uuesti, kuni uue aine kogunemiseni ja plahvatuseni.

Neutrontähe surm

Neutrontähe eluiga on umbes kümme miljonit aastat. Surma põhjusi on kaks: tugev magnetväli laguneb või – mõlemalt pooluselt energiat kiirgava neutrontähe pöörlemiskiirus väheneb allpoole kriitilist piiri. Neutrontäht on surnud. Arvatakse, et meie Galaktikas on umbes miljard surnud neutrontähte.
Neutrontähe magnetväli on triljon korda suurem kui Maa magnetväli. Omaette klassi röntgenallika moodustavad väikese massiga röntgentähed. Erinevalt massiivsetest röntgenallikatest on need süsteemid väga vanad ning neutrontähe magnetväli on jõudnud nõrgeneda algsest 10¹² gausist 10 astmes üheksa või kaheksa gausini. Nende röntgenikiirgus ei ole enam pulseeriv. Registreeritav on vaid ühtlane foon, mis tekib optilisest tähest pärit gaasi langemisele neutrontähele. Mõnikord võib, aga röntgenfoon uuesti süttida. Tavaline röntgenfoon on seotud aine ülevooluga optiliselt komponendilt neutrontähele. Aga kui ülevoolav gaas on heelium, siis see surutakse väga tugevasti kokku, ning väikesele massile vaatamata on ümbrise tihedus väga suur. Aine mandudes hakkab rõhku tähes määrama elektrongaasi rõhk. Heeliumi süttimine mandunud aines, viib heeliumi ebastabiilse põlemisele. Tulemuseks on temperatuuri kiire tõus ning suure energia eraldumine lühikese aja vältel, mis põhjustab röntgenikiirguse suure kasvu.

Neutrontähe ehitus

Kõige pealmine kiht koosneb tavalistest aatomituumadest ja samuti elektronidest. Atmosfäär on umbes ühe meetri paksune, sellele järgneb tahke koorik. Tähe gravitatsioonilised jõud piiravad mägede kõrgusi ainult paari sentimeetrini. Sügavamale minnes esineb aina enam aatomituumi, kus on kasvav neutronite arv – sellised tuumad laguneksid Maal kiiresti, kuid neutrontähe surve hoiab neid koos.
Vaid kõige primitiivsemates mudelites koosneb neutrontäht ainult neutronitest. Enam arenenud mudelites sisaldavad neutrontähed neutronite kõrval ka prootonitest, mille elektrilaengut neutraliseerivad elektronid ja müüonid. Juba aastaid tagasi on teadlased näidanud, et neutrontähtede sügavas sisemuses valitsevate erakordsete tiheduste ja rõhkude tingimustes võivad seal tekkida ka eksootilised osakesed, näiteks hüperonid.