ستاره های نوترونی

[Borna66]

سنگینترین وچگالترین ستاره های دنیا که از مواد تبهگن (دژنره )تشکیل شده و فشار تبهگنی مربوط به ذرات نوترونی آنهارا نگه می دارد.ستاره نوترونی آخرین مرحله عمر ستاره هایی است که جرم آنها بعد از سوختن مواد درون هسته از حد چاندراسخار برای کوتوله های سفید شدن بیشتر است ولی از جرم لازم برای غلبه برفشار تبهگنی نوترونی برای تبدیل به سیاهچاله شدن کمتر است.یک سال بعد از کشف نوترون در سال 1932 والتر باده وفریتز زوویکی این نظریه را که طی انفجار ابرنواختری ,ستاره به کره ای از نوترونهای بهم چسبیده تبدیل می شود مطرح کردند وآنرا ستاره نوترونی نامیدند.ابتدا تصور براین بود که این ستاره ها بسیار کم نور بوده وکشف آنها مشکل باشد تا اینکه تا سال 1967 ستاره شناسی به نام Franco Pacini مطرح کرد که اگر این گونه ستاره ها با سرعت زیاد بچرخندودارای میدان مغناطیسی قوی باشند می توانند امواج الکترومغناطیسی تابش کنند.از طرف دیگر ستاره شناسان رادیویی با نامهای آنتونی هویش و ژاکلین بل موفق به دریافت پالسهای رادیویی از چند ستاره که اکنون تصور می شود دارای خواص شدید مغناطیسی وستاره های نوترونی باچرخش بسیار سریع یا همان تپنده ها هستند شدند.

تصور براین است که هر ستاره ای که با جرم در حد ده برابر جرم خورشید در رشته اصلی بسر برده باشد توانایی تبدیل به ستاره نوترونی شدن را دارد.در حالیکه ستاره بعد از چندین مرحله سوخت هسته ای از رشته اصلی دور می شود هسته آن به جسمی غنی از آهن تبدیل می شود.زمانیکه تمام سوخت هسته به انتها رسید هسته باوجود فشار دژنره باقی می ماند ولی بارسوب مواد لایه های بیرونی ستاره به سمت هسته, جرم هسته از حد چاندراسخار بیشتر می شود.فشار درون هسته از فشار تبهگنی الکترون بیشتر می شود هسته به انقباض خود ادامه می دهدودمای آن به 5 میلیارد درجه می رسد .در این دمای فوق العاده, ذرات آهن به ذرات آلفا وتابش پرانرژی گاما تبدیل می شوند.در حالیکه دما بالا تر می رود الکترون ها و پروتونها با هم ترکیب شده ذره نوترون تولید وشارشی از ذرت نوترینو بوجود می آید.زمانی که چگالی به 400000میلیون میلیون کیلوگرم برمتر مکعب رسید فشار تبهگنی نوترون موجب توقف انقباض بیشتر شده و لایه های بیرونی ستاره بشکل انفجار ابرنواختری نوع دوم منفجر می شوند.چیزی که باقی می ماند یک ستاره نوترونی است.اگر جرم آن در حد 2 یا 3برابر جرم خورشید باشد به انقباض ادامه می دهد وبه یک سیاهچاله تبدیل می شود.نوع دیگری از ستاره های نوترونی در زوجهای ستاره نزدیک بهم تولید می شوند.

سطح ستاره نوترونی از آهن تشکیل شده است.در حضور میدان قوی مغناطیسی اتمهای آهن به حالت پلیمری در می آیند.در این وضعیت ضریب هدایت الکتریکی آن درجهت میدان مغناطیسی بسیار عالی ولی در جهت عمود برآن یک عایق خوب می شود.درست زیر سطح آهنی ,ستاره بصورت جامد ولی با ترکیب متغییردر آمده است.هسته های بزرگتر بویژه غنی از نوترون شکل می گیرد که در آن مواد رادیواکتیو برای مثال نیکل 62 به حالت پایدار در می آید.هر چه بدرون ستاره نزدیکتر می شویم چگالی نیز بیشتر می شود وزمانی که چگالی به 400 هزار میلیون برابر آب می رسد هسته دیگر بزرگتر نشده ونوترون شروع به نشت به سمت بیرون می کند.اگر چگالی بیشتر شود هسته در دریایی از نوترون حل می شود.جریان نوترونی ایجاد شده یک ابرجریان است وهیچ گونه مقاومت در مقابل حرکت یا ویسکوزیته ای نخواهد داشت.تا چند کیلومتری سطح : چگالی به چگالی هسته اتمی نزدیک می شود ولی هر چه به هسته نزدیکتر می شویم اطلاعات ما کمتر می شود .نمی دانیم هسته جامد است یا مایع؟شاید ذرات هسته ای دیگری مانند پیون یا هیپرون نیز در آنجا بوجود آمده باشند.احتمال تغییر فاز نیز وجود دارد.جاییکه ذرات کوارک از نوترون جاری شده ویک مایع دیگر تولید کنند.

جرم یک ستاره نوترونی در حد جرم خورشید ولی شعاع آن در حد ده کیلومتر است.چگالی چنین محیطی هزار میلیون میلیون برابر آب است ومیدان گرانشی ایجاد شده نیز بسیار قوی است.وزن یک جسم در کنار ستاره نوترونی 100000میلیون برابر وزن در سطح زمین است.این میدان گرانشی قوی حتی برتابشهای ایجاد شده از ستاره نیز اثر می گذارد وموجب انتقال به قرمز (zدر حد 0.2) میشود.چگالی بسیار بالا به ستاره اجازه می دهد با سرعت های بسیار زیاد در حد صدها دور در ثانیه بچرخند بدون اینکه از هم بپاشد.زمانی که ستاره منقبض می شود بدون اینکه اندازه حرکت تغییر بکند باید انتظار چنین چرخش سریعی هم داشت.اگر ستاره دارای میدان مغناطیسی اولیه باشد این میدان حفظ می شود .ستاره های تپنده ,چشمه های انفجاری اشعه گاما وستاره های نوترونی در بعضی از ستاره های دوتایی تولیدکننده اشعه ایکس دارای میدانی مغناطیسی با شدت حتی یکصد میلیون تسلا(تقریبا"یک میلیون میلیون برابر شدت میدان مغناطیسی زمین)هستند.تصور براین است که در کهکشان راه شیری یکصد میلیون ستاره نوترونی وجود داشته باشد که تنها در موارد خاص برای مثال زمانی که بصورت ستاره تپنده یا عضوی از ستاره های دوتایی باشند کشف آنها راحت تر است. ستاره‌های نوترونی در پايان دهه 1960 با عنوان پالسارهاي راديويي و در دهه 1970 به عنوان ستاره‌هاي اشعه ایکس شناخته می شدند.

منبع :

كد - لینک:
دانشنامه ستاره شناسی (http://www.haftaseman.ir)


:104:
گردآونده:طه-Borna66