Neutrontäht

Neutrontäht on peamiselt neutronitest koosnev täht, Päikesest umbes 8–30 korda suurema massiga tähtede arengu lõppstaadium.

Tüüpilise neutrontähe raadius on vaid 10–15 km, kuid tema mass on võrdne 1–2 Päikese massiga. Neutrontähe tihedus on väga suur: suurusjärgus 100–1000 miljonit tonni kuupsentimeetri kohta. See vastab aatomituuma ja puhta neutronaine tihedusele.

Neutrontähel on tekkimise ajal väga kõrge temperatuur. Seejärel jahtub ta kiiresti. Tavaliselt on tema temperatuur lähedane Päikese tuuma temperatuurile.

Et neutrontähel on väga väike pindala, kiirgab ta vähe valgust, mistõttu neutrontähti on isegi parimate teleskoopidega väga raske avastada.

Neutrontähe gravitatsioon on nii suur, et ta painutab valguskiiri tugevasti kõrvale (gravitatsioonilääts).

Paokiirus on kuni 150 000 km/s.

Neutrontähed tekivad suure massiga tähtedest. Kui suure massiga täht jõuab tuumkütuse lõppedes oma eluea lõpule, lakkavad temas termotuumareaktsioonid. Temperatuuri langedes langeb ka rõhk ja seetõttu hakkab gravitatsioon tähe tuumas järjest enam võimust võtma. Tulemuseks on tähe tuuma kokkukukkumine ja väliskihtide plahvatuslik eemalepaiskumine kollabeerumisel vabaneva energia arvelt.

Seoses aine määratu tihenemisega täheaine neutroniseerub ja kaovad konkreetsed keemilised elemendid. Tulemuseks on ühtlane neutronite mass.

Neutrontäheks saavad muutuda tähed, mille mass jääb vahemikku umbes 5–10 Päikese massi.

Suuremad tähed muutuvad mustadeks aukudeks ja väiksemad valgeteks kääbusteks või kvarktähtedeks.

Mõnikord nimetatakse neutrontähti ka pulsariteks, sest nad pöörlevad väga kiiresti ja saadavad oma ülitugeva magnetvälja (Maa magnetväljast ligi triljon korda suurem) tõttu välja korrapäraseid raadioimpulsse. Impulsi edasikandjateks on vabad elektronid, mis magnetvälja kiirendava toime tõttu neutrontähe pinnalt lahkuvad. Et elektronid lahkuvad peamiselt magnetpoolustelt, siis on väljuvad impulsid kosmosesse suunatud kitsa kiirtekimbuna. Miljonite aastate jooksul pulsarite pöörlemine aeglustub ja magnetväli nõrgeneb, ning lõpuks lakkab. Järele jääb nn tavaline neutrontäht, mis aga võib reaktiveeruda, kui ta millegi arvelt massi juurde saab.

 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. 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 
pisi|318x318px|Neutrontähe ehitus
Pealmine kiht koosneb tavalistest aatomituumadest ja samuti elektronidest. Atmosfäär on umbes ühe meetri paksune, sellele järgneb tahke koorik. Tähe gravitatsioonilised jõud piiravad mägede kõrgusi vähem kui millimeetrini. 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 prootoneid, 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.

Vaata ka
Ülitihe täht
Barüontäht
Pulsar

 Välislingid 
 "Neutrontähe pind on erakordselt sile" ERR Novaator, 31. mai 2021

Kategooria:Tähetüübid