Sissejuhatus astrofüüsikasse

1. Sissejuhatus astrofüüsikasse Loeng 7 Tallinna Tehnikaülikool Vladislav-Veniamin Pustõnski 2010 – 2012

2. Valged kääbused, noovad, neutrontähed, mustad augud Valged kääbused Meie oleme näinud eelmises loengus, et tähe massiga kuni 8 Mp evolutsiooni lõppetapil moodustub valge kääbus (edasi WD, ingl. white dwarf) – suure tihedusega objekt, kus gravitatsioonijõud on kompenseeritud kõdunud elektrongaasi rõhuga. Seejuures, kui tähe algmass oli kuni 2 Mp, koosneb WD vesinikust ja heeliumist, massiivsemate tähtede puhul koosneb see peamiselt süsinikust ja hapnikust. Kui tähe mass on väksem kui 11 Mp, on võimalik ONeMg WD formeerumine. Valged kääbused olid avastatud esiaglu vaatluslikult: 19. sajandi lõpus leiti, et kõige heledamal tähel, Siiriusel, on olemas kaaslastäht. Kaaslase olemasolu avastati, uurides Siiriuse nähtavat liikumist: ta liigub mitte sigrjooniliselt, aga lainelisel trajektooril. See viitab Siiriuse orbitaalsele liikumisele ja seega ka massiivse kaaslase olemasolule. Kaaslast nimetati Siirius B, seega Siirius A on palja silmaga nähtav paari komponent. Siiriuse kaaslast vaadeldi visuaalselt teleskoobis, spektri järgi tuvastati selle temperatuuri, mis osutus väga kõrgeks (ca 25 tuhat K). Kuna kaaslase heledus on väga madal, tuli välja, et selle raadius on äärmiselt väike. Kaaslase massi sai hinnatud paari orbitaalliikumisest, ja tuli välja, et selle tihedus on väga suur: ca 106 g/cm3(Päikese tihedus on vaid 1,4 g/cm3). Nii selgus, et selle objekti omadused tugevasti erinevad tavaliste tähtede omadustest. 20. sajandi alguses leiti veel selliseid objekte. Valged kääbused hakkasid täitma HR diagrammil siiamaani tühja ala: kõrge temperatuuriga ja väiese heledusega objektid. Nende olemus jäi ebaselgeks 1920. aastateni: tähtede mudelid olid juba ehitatud, tähtede energiaallikad olid juba üldjoontes selged, aga valgete kääbuste jaoks need mudelid ei sobinud. Kvantmehaanika arendamise tõttu füüsikas ilmus kõdunud gaasi mõiste, ja sai selgeks, et WD aine olekuvõrrandiks ei ole ideaalgaasi võrrand, nagu tavaliste tähtede puhul, vaid kõdunud

3. elektrongaasi olekuvõrrand. Ainult sellega õnnestus selgitada WD ülisuurt tihedust. Varsti sai ilmseks, et WD mass ei saa olla suvaliselt suur: peab eksisteerima piirmass, mille ületamisel saab WD ebastabiilseks ja kollapseerub gravitatsiooni tõttu. Kollapsi tulemusena moodustub kas neutrontäht või must auk (vt. edasi). WD piirmassi leidis Chandrasekhar 1931 a., selle piirmassi nimeks on nüüd Chandrasekhar’i piirmass. Piirmassi väärtus on ca 1,44 Mpheeliumi WD puhul, kui see ei pöörle; pöörleva WD puhul piirmass võib natukene erineda sellest väärtusest. CO WD puhul piirmass on ca 1,2 Mp. Kuigi kõdunud gaasi mudel selgitas WD olemust, see ei selgitanud nende tekkimist. Teooriad, mis viitaksid WD tekkimisele punaste hiiude evolutsiooni tulemusena, olid arendatud 1930-ndatel ja 1940-ndatel aastatel, suurt rolli selles on mänginud tuntud eesti astronoom Ernst Öpik. Kvantmehaanikast on teada, et kõdunud elektrongaasi olekuvõrrand näeb ette järgmist seost tiheduse ja rõhu vahel: , kus P ja  on vastavalt rõhk ja tihedus, K on konstant. Seega täielikult kõdunud gaasi rõhk ei sõltu temperatuurist (ideaalgaasi rõhk sõltub temperatuurist lineaarselt). See seos kehtib siis, kui elektronide kiirused ei ole relativistlikud, ehk valgusekiirusest c palju väiksem. Relativistliku olekuvõrrandi puhul astmenäitaja on 5/3, sõltuvus temperatuurilt endiselt puudub.Võttes seda arvesse, lihtsatest hinnangutest (mida siin meie ei too) saab leida WD raadiuse sõltuvust tema massist. Rehkendused annavad, et mitterelativistlikul juhul , seega WD mass on seda suurem, mida tema mass on väiksem. Siit järeldub, et

4. massiivsemad WD on kompaktsemad, kui vähemassiivsemad. Mida suurem on WD mass, seda suurem on sisemine tihedus, sisemine rõhk, ja elektronide kiirused lähenevad valguse kiirusele. Viimasel juhul raadiuse sõltuvus massist saab nõrgemaks. Relativistlikul piirjuhul (mis ei ole saavutatav, kuna elektronide kiirused alati jäävad valgusekiirusest väiksem) massi sõltuvus raadiusest kaob, ja WD raadius läheneb piirradiuseni. Samal ajal mass läheneb ebastabiilsuse piirini, ja hetkel, kui elektronide kiirus peab jõudma valgusekiiruseni, WD kaotab stabiilsuse. Joonis illustreerib, kuidas on seotud WD mass ja raadius, võrdlemiseks on joonistatud Maa samas skaalas. Kuigi peale moodustamist WS on väga kuum, tal ei ole enam energiaallikaid, samal ajal ta kiirgab energiat (suure täpsusega absoluutse musta keha spektriga), ja seega suhteliselt kiiresti jahtub. Kuna WD tihedus on väga suur, tema aine omadused on lähedamad metallide omadustele kui gaaside omadustele: soojusjuhtivus ja soojusjuhtivus on väga suured tänu kõdunud elektrongaasile. Seetõttu WD keskosa on peaaegu isotermiline: kõik soojusgradiendid kiiresti kaovad. Kui WD temperatuur langeb, tema spektraalklass muutub: ta saab kollaseks, oranžikaks ja lõpuks peaaegu mustaks. Samal ajal tuleb meeles pidada, et WD-l Pildi allikas: http://umanitoba.ca/faculties/science/astronomy/jwest/projects/adam/White%20Dwarfs%20and%20Neutron%20Stars.htm

5. on ka struktuur olemas: nagu tavalistel tähtedel, tema tihedus on kõige suurem keskel ja kõige madalam pinnal. Selle erinevusega on tingitud ka teiste omaduste sõltuvus raadiuselt. Üldjoontes võib öelda, et WD-l on kõdunud tuum ja ülemine peenike kiht, kus toimub aine üleminek kõdunud olekust mittekõdunud olekusse. Selle peal on atmosfäär, mille paksus on ka äärmiselt väike seoses WD väga suure pinnagravitatsiooniga. Samal ajal atmosääri tihedus on väga suur (kuni 103 g/cm3), energia ülekanne selles toimub enamasti konvektsiooniga (eriti vähemassivsetes WDs). WD sisemist struktuuri illustreerib järgmine joonis. Kõige massivsemad WD-d võivad olla kihilise struktuuriga: CO keskosa, heeliumist tuum ja vesinikust ülimised kihid. Noovad Kui täht, mille evolutsiooni viimastel etapil on sündinud WD, oli üksiktäht, siis suure tõenäosusega WD-ga edasi ei juhtu midagi. Ainus asi, mis saaks tema saatusele mõjutada, on juhuslik kokkupõrge teise massiivse objektiga, aga selle tõenäosus on üsna väike. Olukord on teistsugune siis, kui WD on kaksiktähe (või mitmiktähe) komponent. Siis teatud tingimustel on võimalik, et teise komponendi evolutsiooni tulemusena komponentidevaheline kaugus Pildi allikas: http://cronodon.com/SpaceTech/WhiteDwarf.html

6. saab nii väikeseks (kui see ei olnud esiagselt piisavalt väike, mis on ka võimalik), et osa teise komponendi ainest hakkab sattuma WD-le. Tavaliselt see juhtub siis, kui teine komponend oma evolutsiooni jooksul saab punaseks hiiuks, ja selle raadius kasvab nii suureks, et ületab nn Roche’ kriitilise pinna raadiuse. Roche’ kriitiline pind on (esimeses lähenduses) sfääriline pind ümber tähte, mille sees aine on gravitatsiooniliselt seotud selle tähega. Kui tähe raadius ületab Roche’i pinna raadiuse, ainele mõjutav tähe gravitatsiooniline jõud saab väiksemaks, kui teise komponendi (milleks saab olla WD) gravitatsioonilise jõu ja tsentrifugaaljõu summa. Seega aine hakkab Roche’i pinnast üle voolama (tavaliselt Lagrange L1 punkti ümbruses, mis asub tähtede vahel). Osa sellest ainest võib lahkuda süsteemist üldse, osa aga moodustab nn akretsiooniketast ümber teise komponenti. Keeruliste hüdrodünaamiliste protsesside käigus aine akretsioonikettas kaotab oma impulsimomenti ja langeb (akretseerub) teisele komponendile. Massi kaotava tähte nimetatakse doonoriks, akretseeruva akkretoriks. Akretsiooniprotsessis tähtsat rolli tihti mängivad magnetväljad: magneetilise interaktsiooni tõttu aine võib liikuda koos magnetvälja joontega, siis akkretsioon toimub akretseeruva tähe magnetpoolustel, kust magnetjooned väljuvad või kuhu sisenevad. Mitte alati akkretsioon toimub pidevalt:

7. doonor võib reageerida massikaole kokkutõmbumisega, tema raadius saab Roche’i pinna raadiuse väiksemaks ja massi ülekanne lakkab. (Samal ajal, üldjuhul Roche’i pinna raadius ise kahaneb massi kaoga doonori poolt, mis soodustab edasist massidadu). Aga teatud tingimustel massikao protsess võib kesta piisavalt aega selleks, et akretseeritud mass oleks arvestatav. Akkretseeritav aine WD pinnal kokkupressimise tõttu kuumeneb nii kõrgete temperatuurideni, et saavad võimalikuks termotuuma reaktsioonid (peamiselt vesinikuga, kuna akkretseeritav aine on doonoki ülemised kestad, mis koosnevad vesinikust). Teatud akretseerimise parameetrite puhul on võimalik järkjärguline reaktsioon, kus akkretseerimise ja põlemise tempod on võrdsed. Samal ajal selliseks stsenaariumiks vajaliud parameetrite vahemikud on väga kitsad, seega see stsenaarium on vähetõenäoline. Tavaliselt vesinik akumuleerub WD peal, ja reaktsioon algab spontaanselt siis, kui akumuleeritud aine hulk on juba suur. Kui termotuuma reaktsioon algab, eraldub energia, mis kuumendab vesinikku üha rohkem, seega reaktsiooni intensiivsus kasvab. Peajada tähe tingumustel energiaeraldumise kasv viiks temperatuuri kasvule, mis omakorda viiks rõhu kasvule, mille tõttu täht paisuks ja temperatuur langeks, tagastades hüdrostaatilist tasakaalu. WD tingimustel rõhk on määratud kõdunud gaasi rõhuga, see aga peaaegu ei sõltu temperatuurist. Seega temperatuuri kasvuga rõhu kasv ei kaasne, ja temperatuur kasvab edasi. Tulemusena toimub väga kiire termotuumareaktsioonide intensiivsuse kasv, ja akumuleeritud vesinik põleb väga lühikese aja jooksul. Kuna temperatuurid sel põlemisel on väga kõrged, peamiseks reaktsiooniks on CNO tsükkel, aga omapärasustega (realiseeruvad harud, mis peajada tähtedes mängivad vaid väikset rolli). Seega akumuleeritud vesiniku põlemine toimub plahvatuslikult, objekti

8. pinnatemperatuur kiiresti tõuseb, vesinik ja termotuumareaktsioonide produkte pursetakse laiali maailmaruumi. Objekti ümber moodustub kiiresti paisuv kest. Seda nähtust nimetatakse novaks (ladina keeles see tähendab „uus“): nähtamatu objeks, milliseks on akkretseeritav WD, saab mõneks ajaks väga heledaks. Noovade absoluutsed tähesuurused võivad ületada -10m, ehk kuni miljoni Päikese heledusi (tavaline väärtus minu tuhat Päikese heledusi). Aga heleduse langus on ka kiire: lajali pursatud kesta raadius kasvab, selle tihedus ja temperatuur kahanevad. Kiirte noovade (NA tüüp) 100 päevaga saavad ca 15 korda nõrgemaks, aeglastlele noovadele (NB tüüp) selleks on vaja üle 150 päeva. Paisudes, kest moodustab objekti ümber planetaarset udukogu, mida meie näeme tänu sellele, et ta on valgustatud tsentraalse objekti poolt (tegelikult see ei ole lihtsalt valguse peegeldamine, vaid ümbertöötlemine ja ümberkiirgamine). Noova-sarnaseid nähtuseid mõnikord demonstreerivad ka teised objektid, nt. Wolf-Rayet (WR) tähed, mis on väga massiivsed tähed mis kiiresti kaotavad massi tähetuule kaudu, tugev tähetuul on seotud nende ülisuure heledusega ja kiirguse rõhuga. Nende tähtede ülimised kestad ei ole piisavalt stabiilsed, on võimalikud väljapursed, mille tulemusena tuntav mass (Päikese massiga võrreldatav) pursetakse tähest välja ja moodustab planetaarset udukogu. See udukogu jääb heledaks pikaks ajaks (kümneid aastaid), heleduse langus on väga aeglane, kuna tsentraalne ülihele täht suudab valgustada udukogu pikaajaliselt. Kuigi noova on väga energeetiline sündmus, selle energeetika on liiga väike selleks, et kuidagi „kahjustada“ objekti, kus nähtus toimus. Näiteks väljapursatud mass on vaid ca 0,01 % Mp. Seega objekt jääb alles, ja protsessid, mis viisid noova plahvatusele, võivad korduda: WD pinnale jälle akkumuleerub vesinik kaaslastähest, ja teatud piiri saavutades, see plahvatab uuesti. Seega praeguste teooriate järgi, suur osa noovadest

9. peab olema kordusnoovadeks: nähtus võib perioodiliselt korduma. On objeke, kus noova nähtus vaadeldi rohkem kui üks kord: need on nn. rekurrentsed novad, NR ehk RN. Neid objekte ei ole eriti palju, aga see on ilmselt seotud sellega, et vaatlusperiood ei ole väga pikk (mitukümmend aastat, vanemate noovade kohta ei ole andmeid). Võib oodata, et piisavalt pika ajavahemiku jooksul ka teised teadaolevad noovad plahvatavad uuesti. Seda seisukohta toetab ka leitud seos noova perioodilisuse ja intensiivsuse vahel: lühiperioodilised noovad on väiksema intensiivsusega, kui pikaperioodilised. Võib teha järeldus, et lühiperioodilised noovad plahvatavad enne, kui jõuavad akkretseeruda palju vesinikku. Pikaperioodilised noovad siis peavad olema võimsamaks, kuna akkretseeritud vesiniku hulk nendel on suurem. Perioodide pikkus võib olla kümneid tuhandeid aastaid. Aasta jooksul meie galaktikas plahvatab mitukümmend noovasid, aga meie näeme vaid ca 10 noovasid aastas. Kääbusnoovad on noovadega sarnased nähtused, kuna nad tekkivad ka aine akkretsiooni tõttu WD-le. Aga nende plahvatusmehanism on teine: hüdrodünaamilised ebastabiilsused akkretsiooni kettas viivad perioodilisele akkretsioonitempo suurenemisele. Selle tõttu WD pinnale perioodiliselt langevad suured massid ainet, ja selles protsessis perioodiliselt eraldub gravitatsiooniline energia. Seega kääbusnoovade energiaallikaks ei ole termotuuma reaktsioonid vaid gravitatsiooni energia eraldumine. Seega nende protsesside energeetika on pälju väiksem, plahvatusel heledus kasvab ca 100 korda ja mitu päevaga tuleb tagasi esiagsele väärtusele. Kõik sellised protsessid on perioodiliselt, ehk korduvad perioodidega mitu päevadest mitu aastateni. Vastavalt protsesside mitmekülgsusele akretsiooniketades, on võimalikud erinevad kääbusnoovadega sarnased nähtused (nt. heleduse perioodilised „hüpped“. Kääbusnoovad kuuluvad kataklüüsmiliste kaksiktähtede klassi – objektide hulka, mille aktiivsus (sh heledusmuutlikkus) on seotud hilisema spektraalse tähe aine akkretseerimisega kompaktsele kõdunud objektile lähiskaksiksüsteemis.

10. Ia. tüüpi supernoovad Kui akkretori rollis on WD, mille mass on lähedane Chandrasekhari piirmassile, siis sellise WD tulevik ei ole ohutu. Siiamaani, kui tema mass on piirmassist väiksem, akkretseeritav aine jääb tema pinnale, pressitakse kokku WD gravitatsiooniga ja saab kõdunuks. Kui WD ei saa sellest ainest lahti (nt. noova plahvatustega), aine akumuleerub, ja mingil hetkel Chandrasekhari piirmass võib saada ületatuks. Valge kääbus sel juhul kaotab stabiilsuse, kõdunud elektronide gaas ei suuda enam gravitatsiooni vastupidada, ja WD võib kollapseeruda. Protsessid, mis juhtuvad siis, kui WD jõuab kollapsi piirile, viivad ülivõimsale plahvatusele, mille nimi on Ia. tüüpi supernoova. Sarnane olukord võib tekkida, kui süsteem koosneb kahest WD-st, mis tiirlevad ümber üksteist lühiperioodilisel orbiidil. Süsteem kaotab energiat ja impulsimomenti gravitatsioonilainete kiirgamise tõttu. Mingil momendil orbitaalraadius saab väiksem, kui valgete kääbuste raadiuste summa, ja moodustatud objekti mass ületab Chandrasekhar’i piiri. Siis on ka võimalik objekti gravitatsiooniline kollaps. Vastavalt praegustele Ia. supernoova mudelitele, massi akretseerimisel tavaliselt WD ei jõua Chandrasekhar’i piirini. Kui WD mass saab ca 99 % piirmassist, temperatuur keskel saab piisavalt kõrgeks, et hakkaks süsiniku põlemine hapnikuks. Kuna aine on kõdunud, kiir alustanud termotuuma reaktsioonide tõttu alganud temperatuuri kasvuga ei kaasne rõhu kasv, seega WD ei paisu ja temperatuuri kasv jätkub. Selle tõttu süsiniku põlemine kiireneb, hakkab ka hapniku põlemine. Need protsessid toimuvad ajaskaalas mitu sekundit, tulemusena eraldub suurusjärguliselt 1044 J energiat. See energia on WD gravitatsioonilises energiast suurem, ja objekt lendab laiali võimsa plahvatuse tulemusena.

11. Kuni Ia. Supernoovana plahvatava objektide massid on peaaegu samasugused (nad on määratud universaalse Chandrasekhar’i kriteeriumiga), siis nende supernoovade võimsused on väga lähedased (vastavad absoluutsele tähesuurusele ca -19,3). Sel põhjusel neid saab kasutada nn standartsete küünlatena – need on teatud heledusega objektid, mille abil saab määrata kaugused Universumis. (Kui objekti tegelik heledus on teada, siis selle nähtava heleduse alusel saab leida kaugus selleni, ja seega ka kaugus nt galaktikani, kus objekt asub). Aga kuna nende objektide hulgas on ka need, mis tekkisid kahe WD kokkupõrkes (seega nende kogumass on piirmassist suurem), siis neid tuleb eristada supernoovadest, mis tekkisid massi akretseerimisel WD-le. WD-de kokkupõrkumisprotsess on tegelikult keeruline nähtus, kuna üks WD-dest süsteemis võib olla purustatud gravitatsiooniliste jõududega siis, kui kaugus WD-de vahel saab väikseks. Seega moodustub akkretsiooniketas ümber teise WD-t, ja aine akkretsiooniketast hakkab kukkuma ellu jäänud WD-le. Nendes sündmustes suurt rolli mängivad keerulised hüdrodünaamilised protsessid. Praegu veel lahendamatuks probleemiks jääb hinnang, kui palju supernoovasid Ia tekkivad massi akretseerimisel ja kui palju WD-de kokkupõrkel, seega kauguse hinnangute täpsus supernoovade Ia abil on veel ebaselge. Määramatust suureneb ka selle tõttu, et erinevate stsenaariumite roll võib muutuda Universiumi vanusega. Spektri poolest erinevad supernoovad Ia supernoovadest II sellega, et nendes puuduvad vesiniku jooned. Ajalooliselt eraldi alamklassidesse eraldati Ib ja Ic supernoovasid (kuna nendes ka puuduvad vesiniku jooned; Ic supernoovade spektrites ka heeliumi jooned), aga nende tekemehanism on sarnane supernoovade II omaga. Ib ja Ic supernoovad tekivad ülimassiivsete tähtede tuumade kollapsil. Oma evolutsiooni käigus enne tuuma kollapsi need tähed kaotavad oma vesiniku (Ib) või koos vesinikuga ka heeliumi (Ic) kestad, seega nende spektrites vastavad jooned puuduvad. Ajalooliselt supernoovasid klassifitseeriti spektraalsete eripärasuste järgi, mitte tekemehanismi järgi, seega supernoovad Ib, Ic ja II sattusid ühte klassi.

12. Kuna supernoovad Ia tekkivad mitte ainult noortest tähtedest (nagu supernoovad II), vaid ka vanades kaksiksüsteemides, siis neid vaadeldatakse mitte ainult tähtede moodustamispiirkondades (nagu spiraalsete galaktikate harud), vaid ka vanades tähesüsteemides, nt elliptilistes galaktikates. Nende jaoks on iseloomulikud valguskõverad, mis kasvavad kiiremini ja kahanevad kiiremini, kui supernoovade II valguskõverad. Maksimumi juures spektris on näha WD väliskihtide jooni, ehk O ja raskemad elemendid kuni Ca. Hiljem, kui paisuv udukogu saab läbipaistvaks, spektris domineerivad rauamaksimumi elemendid (ehk need, mille seoseenergia on kõige suurem). Nende hulgas on 56Ni ja 56Co isotoobid, mille radioaktiivne lagunemine sünnitab kõrge energiaga footoneid, ja 56Fe, mis on nende lagunemise lõppelement. Pildi allikas: http://zebu.uoregon.edu/2004/a321/lightcurves.gif

13. Neutrontähed ja pulsarid Piisavalt massiivse (ca 8 – 20 Mp) tähe evolutsioonil tema tuum kollapseerub nii, et tsentrisse jääb kõdunud neutronidest koosnev objekt, välised kihid lendavad laiali supernoova plahvatuse tulemusena. Selles objektis gravitatsioonijõud on tasakaalustatud tugeva interaktsioonidega neutroonide vahel. Selle objekti nimi on neutrontäht. Neutrontähe ülemine massipiir ei ole täpselt teada (kuna teadmised tugevast interaktsioonist on veel ebapiisavad), aga see peab eksisteerima. Ilmselt see on lähedane 3 päikese massile. Massiivsemad neutrontähed ei ole võimalikud ja peavad kollapseeruma mustaks auguks gravitatsiooni mõjul. (On hüpoteese, et on võimalikud veel maasiivsemad objektid, mis peavad koosnema kvarkidest – osakestest, millest koosnevad neutronid ja prootonid; aga selliste objektide olemasolu on siiamaani vaid hüpotees, kuna kvarkaine omadused on veel ebaselged.) Neutrontähtede alumine massipiir ei ole teada, aga objektid, mille mass oleks päikese massist palju väiksem, on harvad. Tüüpilise neutrontähe mass on 1,5 Mp ja raadius on ca 10 km. Nende tihedus keskel on ca 1018 kg/m3, mis on aatomituudade tihedusest paar-kolm korda suurem. Pinnatihedus on mitu suurusjärku väiksem, 109 kg/m3. Neutrontähtedel on palju eripärasusi, mis on seotud nende koostisega ja tekkimisega. Seoses impusi momendi jäävusega, neutrontähed omavad väga suuri pöörlemiskiirusi, kuna nad tekivad suure raadiusega tähe kokkutõmbumisel. Nt Päikese pöörlemisperiood on ca 25 päeva (2,2106 s). Pöörlemiskiirus on pöördvõrdeline raadiusega ruudus, seega periood on võrdeline raadiusega ruudus. Kui Päikese raadius kahaneks kuni 10 kilomeetrini, ehk 70 000 korda, siis tema pöörlemisperiood kahaneks ca 5109 korda, ehk ca 0,4 millisekundini. See on lähedane vast sündinud neutrontähtede

14. pöörlemisperioodidele (minimaalne teadud pöörlemisperiood on ca 1,5 ms, kuigi see objekt ei ole vast sündinud). Aja kulgemisel pöörlemisperiood võib kasvada, kuna objektil on väga tugev magnetväli, ja selle pöörlemisel neutrontäht kaotab energiat elektromagnetvälja kiirgamisel. Vanad objektid pöörlevad perioodidega mitu sekundit või mitukümmend sekundit. Üldiselt pöörlemiskiirus kahaneb aeglaselt, kasvule 1 sekundi võrra võivad vastata sadu miljoneid aastat. Aga mõnikord juhtuvad hetkelised pöörlemiskiiruse kasvu sündmused. Arvatakse, et need on seotud ülimiste kihtide strukuuri väikeste hetkeliste muudatustega, mida nimetati tähevärinateks: gravitatsioonijõu tõttu toimub mingi struktuuri ümberehitus, täht saab natukene kompaktsemaks, inertsimoment kahaneb, seega kahaneb ka periood. Tähe kokkutõmbumisel ja neutrontähe sündimisel kasvab ka selle magnetvälja tugevus, kuna magnetvälja „pressitakse kokku“ koos ainega. Tulemuseks on väga kõrge magnetvälja tugevus neutrontähe pinnal, (1012 – 1013) Gs; Maa magnetvälja tugevus on ca 1 Gs. On olemas veel tugevama magnetväljaga (kuni 1015 Gs) neutrontähed, nn magnetarid. Sellised magnetväljad viivad ekstremaalselt tugeva röntgen- ja pehme gammakiirguse ilmumisele. Selleks kuulub palju magnetvälja energiat, seega objekti eluiga magnetari olekus on lühike, mitu tuhat aastat. Tugeva magnetväljaga kiiresti pöörlev objekt kiirgab raadiodiapasoonis, kiirgus on suunatud ja on kontsentreeritud väikeses ruuminurgas magnetpooluste suunas. Kui magneetiliste pooluste telg ei ühti pöörlemisteljega, siis objekti pöörlemisel läbib „joonistavad“ kiirgamisalad koonuseid ruumis, ja kui Päikese Süsteem sattub sellisse koonusesse, detekteeritakse Maal raadiokiirguse hetkeline sähvatus. Selline objekt nimetatakse (raadio)pulsariks, kuna tema on väga lüheajaliste perioodiliste raadiopulside allikaks. Esimene pulsari avastus oli tehtud 1967 a. lõpus. Nähtuse

15. energeetika tundus äärmiselt suur: kuna ei olnud veel teada, et need on suunatud energiaallikad, siis ruumilise ühtluse energiaeraldumise eelduses tundus nähtuse energia olevat mitu suurusjärku kõrgem, kui ta tegelikult on. Selle ja väga täpse perioodilisuse tõttu esialgu aimati isegi signaali kunsliku olemuse, mille tõttu selle allikat nimetati LGM (light green men, ingl. „väikesed rohelised mehed“). Neutrontähe hüpotees oli esitatud 1968. a., seega pulsarid said samaaegselt ka neutrontähtede eksisteerimise vaatluslikuks tõendiks. Tavalised pulsarid kiirgavad radiodiapasoonis. Magnetarid (mis ka esinevad pulsariteks) kiirgavad gamma ja röntgensähvatusi, need on gamma- ja röntgenpulsarid. Kui neutrontäht on ümbritsetud akkretsiooniketaga, siis aine akkretseerimine sellest kettast neutrontähele viib gravitatsioonienergia vabastamisele ja röntgensähvatuste tekkimisele (osa röntgenpulsaritest). Samal ajal, aine akkretseerimine võib jälle kiirendada juba aeglustunud neutrontähe pöörlemist (objekt saab ainest lisapöörlemismomenti), seega pulsar võib „taassündida“. Neutrontäht koosneb mitte ainult neutronist. Selle tegelik struktuur jääb siiamaani mõnedes detailides hüpoteetiliseks, aga on selge, et objekti väline kest (mille tihedus on kõige väiksem) peab koosnema aatomite ioonidest ja elektronidest. See on väline koor, mille paksus on mitusada meetrit. Sisemine koor, paksusega paar kilomeetrit, koosneb juba Pildi allikas: http://hyperphysics.phy-astr.gsu.edu/hbase/astro/imgast/pulsar.gif

16. Pildi allikas: http://wwwastro.msfc.nasa.gov/research/open1998/ns/ns03_Structure.jpg

17. osaliselt neutroniseeritud ainest: aatomite tuumadest, eraldi neutronist ja ka elektronidest. Objekti keskosa koosneb enamasti kõdunud neutronidest, mille omadused on lähedad vedeliku omadustele (nn Fermi vedelik). Samas peab siin olema ka kõdunud elektrongaas ja protoongaas (kuni mitu % osakeste koguarvust). Massivsete neutrontähtede tsentris võib olla ka quarkidest koosnev tuum (quarkide ja gluoonide plasma), mille raadius võib olla mitu kilomeetrit. Objekti peal võib eksisteerida ka väga peenike ioniseeritut gaasist atmosfäär, protsessid selles peavad olema määratud objekti magnetväljaga. Temperatuur neutrontähe sees selle sündimise hetkel võib olla ettekujutamatult suur, (1011– 1012) K, aga neutriinode kiirgamine viib selle langemisele kuni ca 106 K ajaskaalas mitu aastat. Sel temperatuuril objekt peab kiirgama röntgenis, aga selle väga väikese raadiuse tõttu neutrontähe koguheledus on nii väike, et seda ei saaks vaadelda, kui ei toimuks ülalnimetatud pulsari aktiivsus või kui ei ole interaktsiooni ümbritseva ainega (nt. akkretsiooni ketaga või udukoguga, mis on jäänud peale supernoova plahvatust). Kui pulsari aktiivsus lõpeb seoses magnetenergia kahanemisega ja kui akkretsiooniketta pole, siis neutrontäht saab nähtamatuks. Sel põhjusel pole võimalik hinnata nende objektide arvu vaatluslikult, seda saab määrata vaid evolutsioonimudelitest: leida, kui tihti peavad neutrontähed moodustuma.

18. Mustad augud Must auk on objekt, mille gravitatsioon on nii tugev, et sellest ei saa välja mitte mingi objekt, k.a. footon. Igal mustal augul on nn sündmuste horisont – ettekujutatav pind, mida ei saa ületada. Sündmuste horisondi sees on nn singulaarsus. Lihtsaimal juhul, kui must auk ei pöörle, selle sündmuste horisont on sfääriline, ja selle raadiuse nimeks on Schwartzschield’i raadius. Arvutame välja mittepöörleva massiga M musta augu Schwartzschield’i raadiuse. Lähtume sellest, et massiga M sfäärilise objekti 2. kosmiline kiirus (paokiirus) on , kus G on universaalne gravitatsiooniline konstant (G 6,671011 Nm2/kg2), M ja R on vastavalt objekti raadius ja mass. Selleks, et valgus ei saaks objektilt lahkuda, paokiirus peab olema valgusekiirusest c suurem. Seega sündmuste horizondi pinnal peab olema , kust . Kuigi see valem on saadud kasutades klassikalist mehaanikat, sama valem jääb kehtivaks ka juhul, kui raadiuse arvutamiseks kasutatakse üldrelatiivsusteooriat. Kui teha arvutus Päikese massi p jaoks, siis saab leida, et Rp 3 km. Seega Schwartzschield’i raadiused on väga väikesed isegi siis, kui objektide massid on võrreldatavad tähtede massidega. Maa jaoks Schwartzschield’i raadius on väiksem kui 1 cm. Pöörleva keha jaoks sündmuste horisont on ellipsoid, ja Schwartzschield’i raadius annab ettekujutus selle ellipsoidi suurusest. Kuna mustade aukude eksisteerimine on relativistlik nähtus (mis on seotud sellega, et reaalsete objektide kiirused ei saa ületada valguse kiirust), siis nende objektide puhul relativistlikute efektide arvestamine on vältimatu. Ka neutrontähtede puhul (mille

19. raadiused on ca 3 korda suuremad, kui nendele vastavade Schwartzschield’i raadiused) gravitatsiooniväljad on nii tugevad, et relativistlikute efektide arvestamine on vajalik. Mustad augud tekivad massivsete tähtede gravitatsioonilisel kollapsil, kui isegi tugev vastasmõju ei suuda kollapsi peatada. Tähe tuuma kokkutõmbumine siis jätkub, kuni tema pinna raadius saab sündmuste horisondi raadiusest väiksem. Siis moodustub must auk. Kuna välisvaatleja ei näe midagi, mis toimub sündmuste horisondi all, siis kokkutõmbumisprotsess paistab temale lõpmatuks: tähetuuma pind läheneb sündmuste horisondile asümptootiliselt, aga selleni kunagi ei jõua. Sama toimub tema vaatepunktist ka iga kehaga, mis kukkub musta auku: ta lõpmatult läheneb sündmuste horisondini. Peale tähtede kollapsil moodustatuid mustaid auke, eksisteerivad ka ülimassiivsed mustad augud, nt spiraalsete galaktikate keskel (ka meie galaktika Linnutee keskel). Nende massid võivad olla miljoneid või isegi miljardeid Päikese massi. Nad on moodustunud ilmselt siis, kui kunagi moodustunud „tavaline“ must auk akretseerus endale gaasi ja isegi tähte, mille tihedus spiraalsetes galaktikates kasvab tsentrisse. Kui must auk akretseerib massi, tema mass kasvab akretseeritud massi võrra, seega tema gravitatsiooniväli saab tugevamaks, ja akretseerimisprotsess kiireneb. Ei ole raske veenduda et, kuna musta augu sündmuste horisondi raadius kasvab võrdeliselt tema massiga, siis musta augu tihedus (tiheduse all mõistetakse mass jagatud sündmuse horisondi ruumalaga)   M/R3 M/M3 1/M2massiga kahaneb. Seega, kuigi tähtede massidega mustade aukude tihedus on äärmiselt suur, ülemassiivsete mustade augude tihedused ei ole üldsegi suured. Nt massiga 108Mp musta augu tihedus on umbes võrdne veetihedusega. Mõnede teoorijate järgi eeldatakse ka üliväikeste (elementaarosakestega sarnaste) mustade aukude eksisteerimine, aga neid ei olnud

20. siiamaani avastatud. Tuleb mainida, et piisavalt suurel kaugusel sündmuste horisondilt must auk oma omadustest vähe erineb tavalistest mitterelativistlikest objektist: see on lihtsalt massiivne objekt, mis osutub gravitatsioonilist jõudu vastavalt tema massiga. Kuna musta aukku sattunud aine karakteristikuid ei ole tunda väljaspool horisonti, siis mustal aukul on vaid piiratud arv omadusi, need on: mass, impuls, pöörlemisimpuls ja elektrilaeng. See fakt on formuleeritud väitega „mustal augul ei ole juukseid“, ehk tal puuduvad ehituse detailid: kõik taandub ülalmainitud makroskoopilistele omadustele. Kui võtta arvesse kvantefekte, siis tuleb järeldada, et must auk ikka peab kiirgama valguskvante: see on nn Hawking kiirgus. Kiirguse põhjus on vaakuum kvantfluktuatsioonid: vaakumis pidevalt sündivad ja üksteisega annihileeruvad virtuaalosakeste paarid osake-antiosake, aga sündmuse horisondi juures teatud tõenäosusega on võimalik energia üleminek mustalt augult virtuaalosakele, mille tõttu ta saab reaalseks, tema paar aga kukkub musta aukku. Sel viisil sündmuse horisondi juures genereeritakse osakeste voog, nemad viivad kaasa osa augu energiast: must auk aeglaselt „aurustub“. Massiivsete mustade aukude puhul selle protsessi roll on tühine (nad tegelikult haaravad rohkem energiat mikrolaine taustkiirgusega, kui kiirgavad Hawking’i kiirgusega), üliväikesed mustad augud aga peavad aurustuma kiiresti. Kui Universumi tekkimisel on ilmunud vähemassiivsed mustad augud, nende aurustamisprotsess võib lõppeda meie ajastul. Aurustamine peab lõppema musta augu plahvatusega. Siiamaani selliseid plahvatusi ei ole vaadeldud. Kuigi must auk ise ei kiirga (va Hawking’i kiirugst), tema osutub gravitatsioonilist mõju ümbritsevatele objektidele ja kiirgustele, seega seda on võimalik detekteerida. Kui must auk asub kaksiksüsteemis (ehk on moodustunud ühest kaksiktähesüsteemi komponentidest), siis on võimalik akkretsiooninähtuste algus siis, kui tema kaaslane

21. ületab oma Roche’i piiri. Sel juhul ümber musta auku ilmub akkretsiooniketas, mida saab vaadelda optiliselt, ja aine, mis langeb musta auku, kiirgab röntgenis, kuna selles protsessis eraldub tema gravitatsiooniline energia. Sellised objektid vaadeldatakse röntgenkiirguse allikatena. Üks tuntuimast sedalaadi objektidest on Cyg X-1 Luige tähtkujus. Tihti on raske vahet teha, kas akkretseeriv objekt on neutrontäht või must auk, erinevus seisneb selles, et musta augu puhul akkretsiooni ketta sisemine raadius on väiksem. Veel üks nähtus, mille abil saab mustaid auke identifitseerida – gravitatsiooniline lääts: musta augu gravitatsioonilises väljas valguskvantide teed saavad kõverateks, ja musta augu taga oleva objekti kuju moonutub. Ülimassiivseid auke galaktikate keskel identifitseeritakse kõrvalolevate tähtede kiiruste mõõtmisega: kompaktse massivse objekti naabruses tähtede orbitaalkiirused on suured, orbitaalraadiused aga väiksed. Pildi allikas: http://hyperphysics.phy-astr.gsu.edu/hbase/astro/imgast/cygx1.gif