কেভিন গিল / flickr.com

জার্মান জ্যোতির্পদার্থবিদরা মহাকর্ষীয় তরঙ্গ এবং ইলেক্ট্রোম্যাগনেটিক বিকিরণের পরিমাপের ফলাফলের ভিত্তিতে নিউট্রন তারার সর্বাধিক সম্ভাব্য ভরকে স্পষ্ট করেছেন। এটি প্রমাণিত হয়েছে যে একটি অ-ঘূর্ণায়মান নিউট্রন তারার ভর 2.16 সৌর ভরের বেশি হতে পারে না, প্রকাশিত একটি নিবন্ধ অনুসারে অ্যাস্ট্রোফিজিক্যাল জার্নাল লেটারস.

নিউট্রন তারা হল অতি-ঘন কমপ্যাক্ট তারা যা সুপারনোভা বিস্ফোরণের সময় তৈরি হয়। নিউট্রন নক্ষত্রের ব্যাসার্ধ কয়েক দশ কিলোমিটার অতিক্রম করে না এবং তাদের ভর সূর্যের ভরের সাথে তুলনীয় হতে পারে, যা তারকা পদার্থের বিশাল ঘনত্বের দিকে পরিচালিত করে (প্রায় 10 17 কিলোগ্রাম প্রতি ঘনমিটার)। একই সময়ে, একটি নিউট্রন তারার ভর একটি নির্দিষ্ট সীমা অতিক্রম করতে পারে না - বড় ভরের বস্তুগুলি তাদের নিজস্ব মাধ্যাকর্ষণ শক্তির প্রভাবে ব্ল্যাক হোলে ভেঙে পড়ে।

দ্বারা বিভিন্ন অনুমান, সর্বোচ্চ সীমাএকটি নিউট্রন নক্ষত্রের ভর দুই থেকে তিনটি সৌর ভরের মধ্যে থাকে এবং এটি পদার্থের অবস্থার সমীকরণের পাশাপাশি নক্ষত্রের ঘূর্ণনের গতির উপর নির্ভর করে। নক্ষত্রের ঘনত্ব এবং ভরের উপর নির্ভর করে বিজ্ঞানীরা বেশ কিছু পার্থক্য করেন বিভিন্ন ধরনেরতারা, একটি পরিকল্পিত ডায়াগ্রাম চিত্রে দেখানো হয়েছে। প্রথমত, অ-ঘূর্ণায়মান নক্ষত্রের ভর M TOV (সাদা অঞ্চল) এর চেয়ে বেশি হতে পারে না। দ্বিতীয়ত, যখন একটি নক্ষত্রের সাথে ঘোরে ধ্রুব গতি, এর ভর হয় M TOV (হালকা সবুজ এলাকা) থেকে কম বা তার বেশি (উজ্জ্বল সবুজ) হতে পারে, কিন্তু তারপরও আরেকটি সীমা অতিক্রম করা উচিত নয়, M সর্বোচ্চ। অবশেষে, নিউট্রন তারকাপরিবর্তনশীল ঘূর্ণন গতির সাথে তাত্ত্বিকভাবে একটি নির্বিচারে ভর থাকতে পারে (বিভিন্ন উজ্জ্বলতার লাল অঞ্চল)। যাইহোক, আপনার সর্বদা মনে রাখা উচিত যে ঘূর্ণায়মান নক্ষত্রের ঘনত্ব একটি নির্দিষ্ট মানের চেয়ে বেশি হতে পারে না, অন্যথায় নক্ষত্রটি এখনও একটি ব্ল্যাক হোলে ভেঙে পড়বে (ডায়াগ্রামের উল্লম্ব রেখাটি অস্থির সমাধানগুলি থেকে স্থিতিশীল সমাধানগুলিকে পৃথক করে)।

ভর এবং ঘনত্বের উপর ভিত্তি করে বিভিন্ন ধরনের নিউট্রন তারার চিত্র। ক্রসটি বাইনারি সিস্টেমের তারার একত্রীকরণের পরে গঠিত বস্তুর পরামিতিগুলিকে চিহ্নিত করে, বিন্দুযুক্ত রেখাগুলি বস্তুর বিবর্তনের জন্য দুটি বিকল্পের একটি নির্দেশ করে

এল. রেজোল্লা এট আল। / অ্যাস্ট্রোফিজিক্যাল জার্নাল

লুসিয়ানো রেজোল্লার নেতৃত্বে জ্যোতির্পদার্থবিদদের একটি দল একটি অ-ঘূর্ণনশীল নিউট্রন তারকা, এম TOV-এর সর্বাধিক সম্ভাব্য ভরের উপর নতুন, আরও সুনির্দিষ্ট সীমা নির্ধারণ করেছে। তাদের কাজে, বিজ্ঞানীরা পূর্ববর্তী গবেষণা থেকে ডেটা ব্যবহার করেছেন, প্রসেসের জন্য নিবেদিত, যা দুটি একত্রিত নিউট্রন নক্ষত্রের একটি সিস্টেমে ঘটেছে এবং মহাকর্ষীয় (ইভেন্ট GW170817) এবং ইলেক্ট্রোম্যাগনেটিক (GRB 170817A) তরঙ্গের নির্গমন ঘটায়। এই তরঙ্গের যুগপত নিবন্ধন খুব হতে পরিণত গুরুত্বপূর্ণ মুহূর্তবিজ্ঞানের জন্য, আপনি আমাদের এবং উপাদানে এটি সম্পর্কে আরও পড়তে পারেন।

জ্যোতির্পদার্থবিদদের পূর্ববর্তী কাজগুলি থেকে এটি অনুসরণ করা হয়েছে যে নিউট্রন তারার একত্রিত হওয়ার পরে, একটি হাইপারম্যাসিভ নিউট্রন তারা তৈরি হয়েছিল (অর্থাৎ, এর ভর M > M সর্বোচ্চ), যা পরবর্তীতে দুটি সম্ভাব্য পরিস্থিতির একটি অনুসারে এবং অল্প সময়ের পরে বিকশিত হয়েছিল। একটি ব্ল্যাক হোলে পরিণত হয়েছে (ডায়াগ্রামে ড্যাশড লাইন)। নক্ষত্রের বিকিরণের ইলেক্ট্রোম্যাগনেটিক উপাদানের পর্যবেক্ষণ প্রথম দৃশ্যের দিকে নির্দেশ করে, যেখানে তারার ব্যারিওনিক ভর মূলত স্থির থাকে এবং মহাকর্ষীয় তরঙ্গ নির্গমনের কারণে মহাকর্ষীয় ভর তুলনামূলকভাবে ধীরে ধীরে হ্রাস পায়। অন্যদিকে, সিস্টেম থেকে গামা-রশ্মি বিস্ফোরণ প্রায় একই সাথে মহাকর্ষীয় তরঙ্গের সাথে এসেছিল (মাত্র 1.7 সেকেন্ড পরে), যার অর্থ হল একটি ব্ল্যাক হোলে রূপান্তরের বিন্দুটি M ম্যাক্সের কাছাকাছি থাকা উচিত।

অতএব, যদি আপনি একটি হাইপারম্যাসিভ নিউট্রন নক্ষত্রের বিবর্তনের সন্ধান করেন প্রাথমিক অবস্থায়, যার পরামিতিগুলি পূর্ববর্তী কাজগুলিতে ভাল নির্ভুলতার সাথে গণনা করা হয়েছিল, আমরা M max এর মান খুঁজে পেতে পারি যা আমাদের আগ্রহের। M max জানা, M TOV খুঁজে পাওয়া কঠিন নয়, যেহেতু এই দুটি ভর M max ≈ 1.2 M TOV সম্পর্ক দ্বারা সম্পর্কিত। এই নিবন্ধে, জ্যোতির্পদার্থবিদরা তথাকথিত "সর্বজনীন সম্পর্ক" ব্যবহার করে এই ধরনের গণনা সম্পাদন করেছেন, যা বিভিন্ন ভরের নিউট্রন তারার পরামিতিগুলিকে সম্পর্কিত করে এবং তাদের পদার্থের অবস্থার সমীকরণের ধরণের উপর নির্ভর করে না। লেখকরা জোর দেন যে তাদের গণনা শুধুমাত্র সাধারণ অনুমান ব্যবহার করে এবং সংখ্যাসূচক সিমুলেশনের উপর নির্ভর করে না। সর্বাধিক সম্ভাব্য ভরের চূড়ান্ত ফলাফল ছিল 2.01 এবং 2.16 সৌর ভরের মধ্যে। এর জন্য একটি নিম্ন সীমা পূর্বে বাইনারি সিস্টেমে বিশাল পালসারের পর্যবেক্ষণ থেকে প্রাপ্ত হয়েছিল - সহজভাবে বলতে গেলে, সর্বাধিক ভর 2.01 সৌর ভরের কম হতে পারে না, যেহেতু জ্যোতির্বিজ্ঞানীরা আসলে এত বড় ভরের নিউট্রন তারা পর্যবেক্ষণ করেছেন।

পূর্বে, আমরা লিখেছিলাম যে কীভাবে জ্যোতির্পদার্থবিদরা নিউট্রন তারার ভর এবং ব্যাসার্ধ অনুমান করতে কম্পিউটার সিমুলেশন ব্যবহার করেছিলেন, যার একত্রীকরণ GW170817 এবং GRB 170817A ইভেন্টগুলির দিকে পরিচালিত করেছিল।

দিমিত্রি ট্রুনিন

জ্যোতির্পদার্থবিজ্ঞানে, প্রকৃতপক্ষে বিজ্ঞানের অন্য যে কোনও শাখার মতো, সবচেয়ে আকর্ষণীয় হল বিবর্তনীয় সমস্যাগুলি চিরন্তন প্রশ্নগুলির সাথে যুক্ত "কি হয়েছে?" এবং তা হবে?" আমরা ইতিমধ্যে জানি যে আমাদের সূর্যের ভরের প্রায় সমান একটি তারার ভরের কী হবে। এমন একজন তারকা, একটি পর্যায় অতিক্রম করেছেন লাল দানব, হয়ে যাবে শ্বেত বামন. হার্টজস্প্রাং-রাসেল ডায়াগ্রামে শ্বেত বামনগুলি মূল ক্রমটি বন্ধ করে দেয়।

সাদা বামন সৌর ভর তারার বিবর্তনের শেষ। তারা এক ধরনের বিবর্তনীয় মৃত শেষ। ধীর এবং শান্ত বিলুপ্তি হল সূর্যের চেয়ে কম ভর সহ সমস্ত নক্ষত্রের রাস্তার শেষ। আরো বৃহদায়তন তারা সম্পর্কে কি? আমরা দেখেছি যে তাদের জীবন ঝড়ো ঘটনাতে পূর্ণ। কিন্তু একটি স্বাভাবিক প্রশ্ন জাগে: সুপারনোভা বিস্ফোরণের আকারে পরিলক্ষিত ভয়াবহ বিপর্যয়গুলি কীভাবে শেষ হয়?

1054 সালে, একটি অতিথি তারকা আকাশে জ্বলে উঠল। এটি দিনের বেলায়ও আকাশে দৃশ্যমান ছিল এবং কয়েক মাস পরেই বেরিয়ে যায়। আজ আমরা মেসিয়ার নেবুলা ক্যাটালগে M1 মনোনীত একটি উজ্জ্বল অপটিক্যাল অবজেক্ট আকারে এই নাক্ষত্রিক বিপর্যয়ের অবশিষ্টাংশ দেখতে পাচ্ছি। এই বিখ্যাত ক্র্যাব নেবুলা- একটি সুপারনোভা বিস্ফোরণের অবশিষ্টাংশ।

আমাদের শতাব্দীর 40-এর দশকে, আমেরিকান জ্যোতির্বিজ্ঞানী ভি বাডে অধ্যয়ন শুরু করেছিলেন প্রধান অংশনীহারিকা কেন্দ্রে একটি সুপারনোভা বিস্ফোরণ থেকে একটি নাক্ষত্রিক অবশিষ্টাংশ খুঁজে বের করার চেষ্টা করার জন্য "কাঁকড়া"। যাইহোক, 19 শতকে ইংরেজ জ্যোতির্বিদ লর্ড রস এই বস্তুটিকে "কাঁকড়া" নামটি দিয়েছিলেন। Baade একটি তারকাচিহ্ন 17t আকারে একটি তারার অবশিষ্টাংশের জন্য একজন প্রার্থী খুঁজে পেয়েছেন।

কিন্তু জ্যোতির্বিজ্ঞানী দুর্ভাগ্যজনক ছিল; তার কাছে বিস্তারিত অধ্যয়নের জন্য উপযুক্ত সরঞ্জাম ছিল না, এবং তাই তিনি লক্ষ্য করতে পারেননি যে এই তারাটি মিটমিট করছে এবং স্পন্দিত হচ্ছে। যদি এই উজ্জ্বলতা স্পন্দনের সময়কাল 0.033 সেকেন্ড না হয়, তবে, বলুন, কয়েক সেকেন্ড, বাডে নিঃসন্দেহে এটি লক্ষ্য করতেন, এবং তারপরে প্রথম পালসার আবিষ্কারের সম্মান এ. হিউইশ এবং ডি. বেলের অন্তর্গত হত না।

প্রায় দশ বছর আগে বাদে তার টেলিস্কোপ কেন্দ্রে নির্দেশ করেছিলেন ক্র্যাব নেবুলা, তাত্ত্বিক পদার্থবিদরা শ্বেত বামনের ঘনত্ব (106 - 107 g/cm3) অতিক্রম করে ঘনত্বে পদার্থের অবস্থা অধ্যয়ন করতে শুরু করেন। নাক্ষত্রিক বিবর্তনের চূড়ান্ত পর্যায়ের সমস্যার সাথে এই সমস্যাটির প্রতি আগ্রহ দেখা দিয়েছে। এটি আকর্ষণীয় যে এই ধারণাটির সহ-লেখকদের মধ্যে একজন ছিলেন একই বাডে, যিনি একটি সুপারনোভা বিস্ফোরণের সাথে একটি নিউট্রন তারার অস্তিত্বের সত্যটিকে সংযুক্ত করেছিলেন।

যদি পদার্থ সাদা বামনের চেয়ে বেশি ঘনত্বে সংকুচিত হয়, তথাকথিত নিউট্রোনাইজেশন প্রক্রিয়া শুরু হয়। তারার অভ্যন্তরে দানবীয় চাপ ইলেকট্রনকে পারমাণবিক নিউক্লিয়াসে "চালিয়ে" দেয়। ভিতরে স্বাভাবিক অবস্থাএকটি নিউক্লিয়াস যা ইলেকট্রন শোষণ করেছে তা অস্থির হবে কারণ এতে অতিরিক্ত সংখ্যক নিউট্রন রয়েছে। যাইহোক, কমপ্যাক্ট তারকাদের ক্ষেত্রে এটি হয় না। নক্ষত্রের ঘনত্ব বাড়ার সাথে সাথে ক্ষয়প্রাপ্ত গ্যাসের ইলেকট্রনগুলি ধীরে ধীরে নিউক্লিয়াস দ্বারা শোষিত হয় এবং ধীরে ধীরে নক্ষত্রটি একটি দৈত্যে পরিণত হয়। নিউট্রন তারকা- একটি ফোঁটা। ক্ষয়প্রাপ্ত ইলেকট্রন গ্যাস 1014-1015 g/cm3 এর ঘনত্ব সহ একটি অধঃপতিত নিউট্রন গ্যাস দ্বারা প্রতিস্থাপিত হয়। অন্য কথায়, একটি নিউট্রন নক্ষত্রের ঘনত্ব একটি সাদা বামনের চেয়ে কোটি কোটি গুণ বেশি।

দীর্ঘকাল ধরে, তারার এই দানবীয় কনফিগারেশনটি তাত্ত্বিকদের মনের খেলা হিসাবে বিবেচিত হয়েছিল। প্রকৃতির এই অসামান্য ভবিষ্যদ্বাণী নিশ্চিত করতে ত্রিশ বছরেরও বেশি সময় লেগেছে। একই 30-এর দশকে, আরেকটি তৈরি করা হয়েছিল গুরুত্বপূর্ণ আবিষ্কার, যা নাক্ষত্রিক বিবর্তনের সমগ্র তত্ত্বের উপর একটি সিদ্ধান্তমূলক প্রভাব ফেলেছিল। চন্দ্রশেখর এবং এল. ল্যান্ডাউ প্রতিষ্ঠা করেন যে একটি নক্ষত্রের জন্য যে তার পারমাণবিক শক্তির উত্স নিঃশেষ করে দিয়েছে, একটি নির্দিষ্ট সীমিত ভর রয়েছে যখন তারাটি এখনও স্থিতিশীল থাকে। এই ভরে, ক্ষয়প্রাপ্ত গ্যাসের চাপ এখনও মাধ্যাকর্ষণ শক্তিকে প্রতিরোধ করতে সক্ষম। ফলস্বরূপ, ক্ষয়প্রাপ্ত নক্ষত্রের (শ্বেত বামন, নিউট্রন তারা) ভরের একটি সীমাবদ্ধ সীমা (চন্দ্রশেখর সীমা) রয়েছে, যা অতিক্রম করে নক্ষত্রের বিপর্যয়কর সংকোচন, এর পতন ঘটায়।

মনে রাখবেন যে একটি নক্ষত্রের মূল ভর 1.2 M এবং 2.4 M এর মধ্যে হলে, এই ধরনের একটি নক্ষত্রের বিবর্তনের চূড়ান্ত "উপাদান" একটি নিউট্রন তারকা হওয়া উচিত। 1.2 M-এর কম মূল ভরের সাথে, বিবর্তন শেষ পর্যন্ত একটি সাদা বামনের জন্মের দিকে পরিচালিত করবে।

নিউট্রন তারকা কি? আমরা এর ভর জানি, আমরা এটাও জানি যে এটি প্রধানত নিউট্রন নিয়ে গঠিত, যার আকারও জানা যায়। এখান থেকে তারার ব্যাসার্ধ নির্ণয় করা সহজ। দেখা যাচ্ছে... ১০ কিলোমিটারের কাছাকাছি! এই জাতীয় বস্তুর ব্যাসার্ধ নির্ণয় করা আসলেই কঠিন নয়, তবে এটি কল্পনা করা খুব কঠিন যে সূর্যের ভরের কাছাকাছি একটি ভর এমন একটি বস্তুতে স্থাপন করা যেতে পারে যার ব্যাস মস্কোর প্রফসোয়ুজনায়া স্ট্রিটের দৈর্ঘ্যের চেয়ে সামান্য বড়। এটি একটি দৈত্যাকার পারমাণবিক ড্রপ, একটি উপাদানের সুপারনিউক্লিয়াস যা কোনোটির সাথে খাপ খায় না পর্যায়ক্রমিক সিস্টেমএবং একটি অপ্রত্যাশিত, অদ্ভুত গঠন আছে.

নিউট্রন নক্ষত্রের ব্যাপারটা সুপারফ্লুইড তরলের বৈশিষ্ট্য আছে! এই ঘটনাটি প্রথম নজরে বিশ্বাস করা কঠিন, তবে এটি সত্য। রাক্ষস ঘনত্বে সংকুচিত পদার্থটি কিছুটা তরল হিলিয়ামের সাথে সাদৃশ্যপূর্ণ। উপরন্তু, আমাদের ভুলে যাওয়া উচিত নয় যে একটি নিউট্রন নক্ষত্রের তাপমাত্রা প্রায় এক বিলিয়ন ডিগ্রী, এবং আমরা জানি, অতিতরলতা স্থলজ অবস্থাশুধুমাত্র অতি-নিম্ন তাপমাত্রায় দেখা যায়।

সত্য, তাপমাত্রা নিউট্রন তারার আচরণে একটি বিশেষ ভূমিকা পালন করে না, যেহেতু এর স্থায়িত্ব ক্ষয়প্রাপ্ত নিউট্রন গ্যাসের চাপ দ্বারা নির্ধারিত হয় - তরল। একটি নিউট্রন নক্ষত্রের গঠন অনেক উপায়ে একটি গ্রহের গঠনের অনুরূপ। একটি সুপারকন্ডাক্টিং তরলের আশ্চর্যজনক বৈশিষ্ট্য সহ একটি পদার্থের সমন্বয়ে "ম্যান্টল" ছাড়াও, এই জাতীয় তারার প্রায় এক কিলোমিটার পুরু একটি পাতলা, শক্ত ভূত্বক রয়েছে। ধারণা করা হয় যে ছালের একটি অদ্ভুত স্ফটিক গঠন রয়েছে। অদ্ভুত কারণ, আমাদের পরিচিত স্ফটিকগুলির বিপরীতে, যেখানে স্ফটিকের গঠন কনফিগারেশনের উপর নির্ভর করে ইলেক্ট্রন শেলপরমাণু, একটি নিউট্রন তারার ভূত্বকের মধ্যে, পারমাণবিক নিউক্লিয়াস ইলেকট্রন বর্জিত। অতএব, তারা লোহা, তামা, দস্তার ঘন জালির স্মরণ করিয়ে দেয় এমন একটি জালি তৈরি করে, কিন্তু সেই অনুযায়ী, অপরিমেয় উচ্চ ঘনত্বে। এরপরে আসে ম্যান্টেল, যার বৈশিষ্ট্যগুলি আমরা ইতিমধ্যেই বলেছি। একটি নিউট্রন নক্ষত্রের কেন্দ্রে, ঘনত্ব প্রতি ঘন সেন্টিমিটারে 1015 গ্রাম পর্যন্ত পৌঁছায়। অন্য কথায়, এই জাতীয় তারার এক চা চামচ উপাদানের ওজন বিলিয়ন টন। ধারণা করা হয় যে নিউট্রন নক্ষত্রের কেন্দ্রে ঘটে অব্যাহত শিক্ষাসমস্ত পারমাণবিক পদার্থবিজ্ঞানে পরিচিত, সেইসাথে এখনও বহিরাগত আবিষ্কৃত হয়নি প্রাথমিক কণা.

নিউট্রন তারা বেশ দ্রুত ঠান্ডা হয়। অনুমান দেখায় যে প্রথম দশ থেকে এক লক্ষ বছরে তাপমাত্রা কয়েক বিলিয়ন থেকে কয়েক মিলিয়ন ডিগ্রিতে নেমে আসে। নিউট্রন নক্ষত্রগুলি দ্রুত ঘোরে, এবং এটি বেশ কয়েকটি আকর্ষণীয় ফলাফলের দিকে নিয়ে যায়। যাইহোক, এটি তারার ছোট আকার যা এটিকে দ্রুত ঘূর্ণনের সময় অক্ষত থাকতে দেয়। যদি এর ব্যাস 10 না হয়, তবে, 100 কিলোমিটার, এটি কেবল কেন্দ্রাতিগ শক্তি দ্বারা বিচ্ছিন্ন হয়ে যাবে।

আমরা ইতিমধ্যে পালসার আবিষ্কারের চমকপ্রদ ইতিহাস সম্পর্কে কথা বলেছি। ধারণাটি অবিলম্বে সামনে রাখা হয়েছিল যে পালসারটি একটি দ্রুত ঘূর্ণায়মান নিউট্রন তারকা, যেহেতু সমস্ত পরিচিত নাক্ষত্রিক কনফিগারেশনের মধ্যে, শুধুমাত্র এটি স্থিতিশীল থাকতে পারে, উচ্চ গতিতে ঘোরে। এটি ছিল পালসারের অধ্যয়ন যা অসাধারণ উপসংহারে আসা সম্ভব করেছিল যে নিউট্রন নক্ষত্র, তাত্ত্বিকদের দ্বারা "কলমের ডগায়" আবিষ্কৃত হয়েছে, প্রকৃতপক্ষে প্রকৃতিতে বিদ্যমান এবং তারা সুপারনোভা বিস্ফোরণের ফলে উদ্ভূত হয়। অপটিক্যাল পরিসরে তাদের সনাক্ত করার অসুবিধাগুলি সুস্পষ্ট, যেহেতু তাদের ছোট ব্যাসের কারণে, বেশিরভাগ নিউট্রন তারাকে সর্বাধিক দেখা যায় না। শক্তিশালী টেলিস্কোপ, যদিও, আমরা দেখেছি, এখানে ব্যতিক্রম আছে - একটি পালসার ইন ক্র্যাব নেবুলা.

তাই, জ্যোতির্বিজ্ঞানীরা আবিষ্কার করেছেন নতুন ক্লাসবস্তু - পালসার, দ্রুত ঘূর্ণায়মান নিউট্রন তারা। একটি স্বাভাবিক প্রশ্ন জাগে: একটি নিউট্রন নক্ষত্রের এত দ্রুত ঘূর্ণনের কারণ কী, প্রকৃতপক্ষে, কেন এটি তার অক্ষের চারপাশে প্রচণ্ড গতিতে ঘুরতে হবে?

এই ঘটনার কারণ সহজ। আমরা ভালো করেই জানি যে কীভাবে একজন স্কেটার ঘূর্ণনের গতি বাড়াতে পারে যখন সে তার বাহু তার শরীরের কাছাকাছি চাপ দেয়। এটি করার সময়, তিনি কৌণিক ভরবেগের সংরক্ষণের আইন ব্যবহার করেন। এই আইন কখনও লঙ্ঘন করা হয় না, এবং এটি সঠিকভাবে এই আইন যে, একটি সুপারনোভা বিস্ফোরণের সময়, এর অবশিষ্টাংশ, পালসারের ঘূর্ণন গতি বহুগুণ বেড়ে যায়।

প্রকৃতপক্ষে, একটি তারার পতনের সময়, এর ভর (বিস্ফোরণের পরে যা অবশিষ্ট থাকে) পরিবর্তিত হয় না, তবে ব্যাসার্ধ প্রায় এক লক্ষ গুণ কমে যায়। কিন্তু কৌণিক ভরবেগ, ভর এবং ব্যাসার্ধ দ্বারা নিরক্ষীয় ঘূর্ণন গতির গুণফলের সমান, একই থাকে। ভর পরিবর্তিত হয় না, অতএব, গতি একই লক্ষ গুণ বৃদ্ধি করা আবশ্যক।

এর একটি সহজ উদাহরণ তাকান. আমাদের সূর্য তার নিজের অক্ষের চারদিকে বেশ ধীরে ঘোরে। এই ঘূর্ণনের সময়কাল প্রায় 25 দিন। সুতরাং, যদি সূর্য হঠাৎ একটি নিউট্রন তারকা হয়ে যায়, তবে এর ঘূর্ণন সময় এক সেকেন্ডের দশ হাজার ভাগে কমে যাবে।

সংরক্ষণ আইনের দ্বিতীয় গুরুত্বপূর্ণ পরিণতি হল নিউট্রন নক্ষত্রগুলিকে খুব জোরালোভাবে চুম্বকীয় হতে হবে। প্রকৃতপক্ষে, কোনো প্রাকৃতিক প্রক্রিয়ায় আমরা কেবল চৌম্বক ক্ষেত্রকে ধ্বংস করতে পারি না (যদি এটি ইতিমধ্যেই থাকে)। চৌম্বক ক্ষেত্রের রেখাগুলি চিরকালই নাক্ষত্রিক পদার্থের সাথে যুক্ত থাকে, যার চমৎকার বৈদ্যুতিক পরিবাহিতা রয়েছে। তারার পৃষ্ঠে চৌম্বকীয় প্রবাহের মাত্রা তীব্রতার মাত্রার গুণফলের সমান চৌম্বক ক্ষেত্রতারার ব্যাসার্ধ প্রতি বর্গ. এই মান কঠোরভাবে ধ্রুবক. এ কারণেই, যখন একটি নক্ষত্র সংকুচিত হয়, তখন চৌম্বক ক্ষেত্রটি খুব শক্তিশালীভাবে বৃদ্ধি পায়। আসুন আমরা এই ঘটনাটি কিছু বিশদে বিবেচনা করি, কারণ এই ঘটনাটিই পালসারের অনেক আশ্চর্যজনক বৈশিষ্ট্য নির্ধারণ করে।

চৌম্বক ক্ষেত্রের শক্তি আমাদের পৃথিবীর পৃষ্ঠে পরিমাপ করা যেতে পারে। আমরা প্রায় এক গাউসের একটি ছোট মান পাব। একটি ভাল পদার্থবিদ্যার পরীক্ষাগারে এক মিলিয়ন গাউসের চৌম্বক ক্ষেত্র পাওয়া যায়। সাদা বামনের পৃষ্ঠে, চৌম্বক ক্ষেত্রের শক্তি একশ মিলিয়ন গাউসে পৌঁছে। কাছাকাছি ক্ষেত্রটি আরও শক্তিশালী - দশ বিলিয়ন গাউস পর্যন্ত। কিন্তু একটি নিউট্রন নক্ষত্রের পৃষ্ঠে, প্রকৃতি একটি পরম রেকর্ডে পৌঁছেছে। এখানে মাঠের শক্তি শত শত হাজার বিলিয়ন গাউস হতে পারে। এই ধরনের ক্ষেত্র ধারণকারী একটি লিটার জার মধ্যে শূন্যতা প্রায় এক হাজার টন ওজন হবে।

এই ধরনের শক্তিশালী চৌম্বক ক্ষেত্র পার্শ্ববর্তী বস্তুর সাথে নিউট্রন তারার মিথস্ক্রিয়া প্রকৃতিকে প্রভাবিত করতে পারে না (অবশ্যই, মহাকর্ষীয় ক্ষেত্রের সংমিশ্রণে)। সর্বোপরি, কেন পালসারগুলির প্রচুর কার্যকলাপ রয়েছে, কেন তারা রেডিও তরঙ্গ নির্গত করে সে সম্পর্কে আমরা এখনও কথা বলিনি। এবং শুধু রেডিও তরঙ্গ নয়। আজ, জ্যোতির্পদার্থবিদরা এক্স-রে পালসার সম্পর্কে ভালভাবে জানেন যা শুধুমাত্র বাইনারি সিস্টেমে দেখা যায়, অস্বাভাবিক বৈশিষ্ট্য সহ গামা-রশ্মির উত্স, তথাকথিত এক্স-রে বার্স্টার।

পদার্থের সাথে নিউট্রন তারার মিথস্ক্রিয়া করার বিভিন্ন প্রক্রিয়া কল্পনা করতে, আসুন নিউট্রন তারার সাথে নিউট্রন তারার মিথস্ক্রিয়া পদ্ধতিতে ধীর পরিবর্তনের সাধারণ তত্ত্বের দিকে ফিরে যাই। পরিবেশ. আসুন সংক্ষেপে এই ধরনের বিবর্তনের প্রধান পর্যায়গুলো বিবেচনা করি। নিউট্রন তারা - সুপারনোভা বিস্ফোরণের অবশিষ্টাংশ - প্রাথমিকভাবে 10 -2 - 10 -3 সেকেন্ড সময়কালের সাথে খুব দ্রুত ঘোরে। এই ধরনের দ্রুত ঘূর্ণনের সাথে, তারাটি রেডিও তরঙ্গ, ইলেক্ট্রোম্যাগনেটিক বিকিরণ এবং কণা নির্গত করে।

অন্যতম আশ্চর্যজনক বৈশিষ্ট্যপালসার হল তাদের বিকিরণের দানবীয় শক্তি, নক্ষত্রের অভ্যন্তর থেকে বিকিরণের শক্তির চেয়ে কোটি কোটি গুণ বেশি। উদাহরণস্বরূপ, "ক্র্যাব" এ পালসারের রেডিও নির্গমন শক্তি 1031 erg/sec এ পৌঁছেছে, অপটিক্সে এটি 1034 erg/sec, যা সূর্যের নির্গমন শক্তির চেয়ে অনেক বেশি। এই পালসার এক্স-রে এবং গামা-রে রেঞ্জে আরও বেশি নির্গত করে।

এই প্রাকৃতিক শক্তি জেনারেটর কিভাবে কাজ করে? সমস্ত রেডিও পালসারের একটি সাধারণ বৈশিষ্ট্য রয়েছে, যা তাদের ক্রিয়াকলাপের প্রক্রিয়াটি উন্মোচন করার চাবিকাঠি হিসাবে কাজ করে। এই বৈশিষ্ট্যটি এই সত্যের মধ্যে রয়েছে যে নাড়ি নির্গমনের সময়কাল স্থির থাকে না, এটি ধীরে ধীরে বৃদ্ধি পায়। এটি লক্ষণীয় যে ঘূর্ণমান নিউট্রন তারার এই বৈশিষ্ট্যটি প্রথমে তাত্ত্বিকদের দ্বারা ভবিষ্যদ্বাণী করা হয়েছিল এবং তারপর খুব দ্রুত পরীক্ষামূলকভাবে নিশ্চিত করা হয়েছিল। এইভাবে, 1969 সালে এটি পাওয়া গেছে যে "কাঁকড়া" এ পালসার ডাল নির্গমনের সময়কাল প্রতিদিন এক সেকেন্ডের 36 বিলিয়ন ভাগ বৃদ্ধি পাচ্ছে।

আমরা এখন কথা বলব না কিভাবে এই ধরনের স্বল্প সময়ের পরিমাপ করা হয়। আমাদের জন্য যা গুরুত্বপূর্ণ তা হ'ল ডালের মধ্যে সময়কাল বাড়ানোর সত্যতা, যা উপায় দ্বারা, পালসারের বয়স অনুমান করা সম্ভব করে তোলে। কিন্তু তবুও, কেন একটি পালসার রেডিও নির্গমনের ডাল নির্গত করে? কোন সম্পূর্ণ তত্ত্বের কাঠামোর মধ্যে এই ঘটনাটি সম্পূর্ণরূপে ব্যাখ্যা করা হয়নি। তবে ঘটনার একটি গুণগত ছবি তা সত্ত্বেও আঁকা যায়।

ব্যাপারটা হল নিউট্রন তারার ঘূর্ণন অক্ষ তার চৌম্বক অক্ষের সাথে মিলে না। ইলেক্ট্রোডায়নামিক্স থেকে এটি সুপরিচিত যে যদি একটি চুম্বককে এমন একটি অক্ষের চারপাশে একটি শূন্যে ঘোরানো হয় যা চৌম্বকটির সাথে মিলে না, তবে চুম্বকের ঘূর্ণনের ফ্রিকোয়েন্সিতে ঠিক ইলেক্ট্রোম্যাগনেটিক বিকিরণ উৎপন্ন হবে। একই সময়ে, চুম্বকের ঘূর্ণন গতি কমে যাবে। এটি সাধারণ বিবেচনা থেকে বোধগম্য, যেহেতু ব্রেকিং না ঘটলে, আমাদের কাছে কেবল একটি চিরস্থায়ী গতির মেশিন থাকবে।

এইভাবে, আমাদের ট্রান্সমিটার তারার ঘূর্ণন থেকে রেডিও স্পন্দনের শক্তি আঁকে এবং এর চৌম্বক ক্ষেত্রটি একটি মেশিনের ড্রাইভিং বেল্টের মতো। আসল প্রক্রিয়াটি অনেক বেশি জটিল, যেহেতু ভ্যাকুয়ামে ঘূর্ণায়মান একটি চুম্বক শুধুমাত্র আংশিকভাবে একটি পালসারের অ্যানালগ। সর্বোপরি, একটি নিউট্রন তারকা শূন্যে ঘোরে না; এটি একটি শক্তিশালী চুম্বকমণ্ডল, একটি প্লাজমা মেঘ দ্বারা বেষ্টিত থাকে এবং এটি ভাল গাইড, আমরা আঁকা সহজ এবং বরং পরিকল্পিত চিত্রের সাথে নিজস্ব সমন্বয় করে। আশেপাশের চৌম্বকক্ষেত্রের সাথে পালসারের চৌম্বক ক্ষেত্রের মিথস্ক্রিয়ার ফলস্বরূপ, নির্দেশিত বিকিরণের সরু রশ্মি তৈরি হয়, যা একটি অনুকূল "নক্ষত্রের অবস্থান" সহ ছায়াপথের বিভিন্ন অংশে, বিশেষ করে পৃথিবীতে লক্ষ্য করা যায়। .

জীবনের শুরুতে একটি রেডিও পালসারের দ্রুত ঘূর্ণন শুধুমাত্র রেডিও নির্গমন ঘটায় না। শক্তির একটি উল্লেখযোগ্য অংশ আপেক্ষিক কণা দ্বারা বাহিত হয়। পালসারের ঘূর্ণন গতি কমে গেলে বিকিরণ চাপ কমে যায়। পূর্বে, বিকিরণ পালসার থেকে প্লাজমাকে দূরে ঠেলে দিয়েছিল। এখন আশেপাশের বস্তু নক্ষত্রের উপর পড়তে শুরু করে এবং এর বিকিরণ নিভিয়ে দেয়। এই প্রক্রিয়াটি বিশেষভাবে কার্যকর হতে পারে যদি পালসার একটি বাইনারি সিস্টেমের অংশ হয়। এই ধরনের সিস্টেমে, বিশেষ করে যদি এটি যথেষ্ট কাছাকাছি হয়, পালসার "স্বাভাবিক" সহচরের বিষয়টি নিজের দিকে টেনে নেয়।

যদি পালসারটি তরুণ এবং শক্তিতে পূর্ণ হয়, তবে এর রেডিও নির্গমন এখনও পর্যবেক্ষকের কাছে "ভেঙ্গে যেতে" সক্ষম। কিন্তু পুরানো পালসার আর বৃদ্ধির সাথে লড়াই করতে সক্ষম হয় না, এবং এটি তারকাটিকে "নির্বাপিত" করে। পালসারের ঘূর্ণন ধীর হওয়ার সাথে সাথে অন্যান্য উল্লেখযোগ্য প্রক্রিয়াগুলি উপস্থিত হতে শুরু করে। যেহেতু নিউট্রন নক্ষত্রের মহাকর্ষীয় ক্ষেত্র অত্যন্ত শক্তিশালী, তাই পদার্থের বৃদ্ধি এক্স-রে আকারে উল্লেখযোগ্য পরিমাণে শক্তি প্রকাশ করে। যদি একটি বাইনারি সিস্টেমে স্বাভাবিক সঙ্গী পালসারে লক্ষণীয় পরিমাণে পদার্থের অবদান রাখে, প্রতি বছর প্রায় 10 -5 - 10 -6 M, নিউট্রন তারকাটিকে রেডিও পালসার হিসাবে নয়, একটি এক্স-রে পালসার হিসাবে পরিলক্ষিত হবে।

কিন্তু যে সব হয় না। কিছু ক্ষেত্রে, যখন একটি নিউট্রন নক্ষত্রের চুম্বকমণ্ডল তার পৃষ্ঠের কাছাকাছি থাকে, তখন পদার্থ সেখানে জমা হতে শুরু করে, তারার এক ধরণের শেল তৈরি করে। এই শেলটিতে, থার্মোনিউক্লিয়ার প্রতিক্রিয়া হওয়ার জন্য অনুকূল পরিস্থিতি তৈরি করা যেতে পারে এবং তারপরে আমরা আকাশে একটি এক্স-রে বার্স্টার দেখতে পাব (থেকে ইংরেজি শব্দবিস্ফোরণ - "ফ্ল্যাশ")।

প্রকৃতপক্ষে, এই প্রক্রিয়াটি আমাদের কাছে অপ্রত্যাশিত দেখা উচিত নয়; আমরা ইতিমধ্যে সাদা বামনদের সম্পর্কে এটি সম্পর্কে কথা বলেছি। যাইহোক, একটি শ্বেত বামন এবং একটি নিউট্রন নক্ষত্রের পৃষ্ঠের অবস্থা খুবই ভিন্ন, এবং সেইজন্য এক্স-রে বিস্ফোরণগুলি স্পষ্টভাবে নিউট্রন তারার সাথে যুক্ত। থার্মো পারমাণবিক বিস্ফোরণএক্স-রে ফ্লেয়ার এবং সম্ভবত, গামা-রে বিস্ফোরণ আকারে আমাদের দ্বারা পর্যবেক্ষণ করা হয়। প্রকৃতপক্ষে, কিছু গামা-রশ্মি বিস্ফোরণ নিউট্রন তারার পৃষ্ঠে থার্মোনিউক্লিয়ার বিস্ফোরণের কারণে হতে পারে বলে মনে হতে পারে।

তবে এক্স-রে পালসারে ফিরে আসা যাক। তাদের বিকিরণের প্রক্রিয়া, স্বাভাবিকভাবেই, bursters থেকে সম্পূর্ণ ভিন্ন। পারমাণবিক শক্তির উত্স এখানে আর কোন ভূমিকা পালন করে না। নিউট্রন তারার গতিশক্তিও পর্যবেক্ষণমূলক তথ্যের সাথে মিলিত হতে পারে না।

এক্স-রে উৎস সেন্টোরাস এক্স-১-এর উদাহরণ হিসেবে ধরা যাক। এর শক্তি 10 erg/sec. অতএব, এই শক্তির রিজার্ভ শুধুমাত্র এক বছরের জন্য যথেষ্ট হতে পারে। উপরন্তু, এটা বেশ স্পষ্ট যে এই ক্ষেত্রে নক্ষত্রের ঘূর্ণন সময় বৃদ্ধি করতে হবে। যাইহোক, অনেক এক্স-রে পালসারের ক্ষেত্রে, রেডিও পালসারের বিপরীতে, সময়ের সাথে সাথে ডালের মধ্যে সময়কাল কমে যায়। এর মানে হল যে এখানে সমস্যাটি ঘূর্ণনের গতিশক্তি নয়। এক্স-রে পালসার কিভাবে কাজ করে?

আমরা মনে করি যে তারা নিজেদেরকে দ্বৈত ব্যবস্থায় প্রকাশ করে। সেখানেই অ্যাক্রিশন প্রক্রিয়া বিশেষভাবে কার্যকর। যে গতিতে পদার্থ একটি নিউট্রন তারার উপর পড়ে তা আলোর গতির এক তৃতীয়াংশে পৌঁছাতে পারে (সেকেন্ডে 100 হাজার কিলোমিটার)। তাহলে এক গ্রাম পদার্থ 1020 erg শক্তি নির্গত করবে। এবং 1037 erg/sec শক্তির মুক্তি নিশ্চিত করতে, নিউট্রন তারার উপর পদার্থের প্রবাহ প্রতি সেকেন্ডে 1017 গ্রাম হওয়া প্রয়োজন। এটি, সাধারণভাবে, খুব বেশি নয়, প্রতি বছর পৃথিবীর ভরের প্রায় এক হাজার ভাগ।

উপাদান সরবরাহকারী একটি অপটিক্যাল সহচর হতে পারে. গ্যাসের একটি প্রবাহ ক্রমাগত তার পৃষ্ঠের অংশ থেকে নিউট্রন নক্ষত্রের দিকে প্রবাহিত হবে। এটি নিউট্রন তারার চারপাশে গঠিত অ্যাক্রিশন ডিস্কে শক্তি এবং পদার্থ উভয়ই সরবরাহ করবে।

যেহেতু একটি নিউট্রন নক্ষত্রের একটি বিশাল চৌম্বক ক্ষেত্র রয়েছে, তাই গ্যাস মেরুগুলির দিকে চৌম্বক ক্ষেত্রের রেখা বরাবর "প্রবাহিত" হবে। এটি সেখানে, মাত্র এক কিলোমিটার আকারের অপেক্ষাকৃত ছোট "দাগ"-এ, শক্তিশালী এক্স-রে বিকিরণ তৈরির বিশাল-স্কেল প্রক্রিয়াগুলি ঘটে। এক্স-রে আপেক্ষিক এবং সাধারণ ইলেকট্রন দ্বারা নির্গত হয় পালসারের চৌম্বক ক্ষেত্রে। এটির উপর পড়া গ্যাসটি এর ঘূর্ণনকে "খাওয়া"ও করতে পারে। এই কারণেই এটি এক্স-রে পালসারগুলিতে অবিকল যে ঘূর্ণন সময়ের হ্রাস অনেক ক্ষেত্রে পরিলক্ষিত হয়।

এক্স-রে উত্স অন্তর্ভুক্ত দ্বৈত সিস্টেম, মহাকাশের সবচেয়ে উল্লেখযোগ্য ঘটনাগুলির মধ্যে একটি। তাদের মধ্যে কয়েকটি রয়েছে, সম্ভবত আমাদের গ্যালাক্সিতে একশর বেশি নয়, তবে তাদের তাত্পর্য শুধুমাত্র দৃষ্টিকোণ থেকে নয়, বিশেষত টাইপ I বোঝার জন্য বিশাল। বাইনারি সিস্টেমগুলি নক্ষত্র থেকে নক্ষত্রে প্রবাহিত হওয়ার জন্য পদার্থের জন্য সবচেয়ে প্রাকৃতিক এবং কার্যকর উপায় সরবরাহ করে এবং এটি এখানে (নক্ষত্রের ভরের তুলনামূলকভাবে দ্রুত পরিবর্তনের কারণে) আমরা সম্মুখীন হতে পারি। বিভিন্ন বিকল্প"ত্বরিত" বিবর্তন।

আরেকটি আকর্ষণীয় বিবেচনা। আমরা জানি একটি একক নক্ষত্রের ভর অনুমান করা কতটা কঠিন, প্রায় অসম্ভব। কিন্তু যেহেতু নিউট্রন তারাগুলি বাইনারি সিস্টেমের অংশ, তাই এটি দেখা যেতে পারে যে শীঘ্রই বা পরে এটি একটি নিউট্রন তারার সর্বাধিক ভর নির্ণয় করা সম্ভব হবে (এবং এটি অত্যন্ত গুরুত্বপূর্ণ!) এবং সেইসাথে এর উত্স সম্পর্কে সরাসরি তথ্য প্রাপ্ত করা সম্ভব হবে। .

ভূমিকা

তার ইতিহাস জুড়ে, মানবতা মহাবিশ্বকে বোঝার চেষ্টা বন্ধ করেনি। মহাবিশ্ব হল সমস্ত কিছুর সামগ্রিকতা যা বিদ্যমান, এই কণাগুলির মধ্যে স্থানের সমস্ত বস্তুগত কণা। আধুনিক ধারণা অনুসারে, মহাবিশ্বের বয়স প্রায় 14 বিলিয়ন বছর।

মহাবিশ্বের দৃশ্যমান অংশের আকার আনুমানিক 14 বিলিয়ন আলোকবর্ষ (এক আলোকবর্ষ হল সেই দূরত্ব যা আলো এক বছরে শূন্যে ভ্রমণ করে)। কিছু বিজ্ঞানী অনুমান করেছেন মহাবিশ্বের ব্যাপ্তি 90 বিলিয়ন আলোকবর্ষ। এত বিশাল দূরত্ব পরিচালনা করা সুবিধাজনক করার জন্য, Parsec নামক একটি মান ব্যবহার করা হয়। পার্সেক হল সেই দূরত্ব যেখান থেকে পৃথিবীর কক্ষপথের গড় ব্যাসার্ধ, দৃষ্টিরেখার লম্ব, এক আর্কসেকেন্ড কোণে দৃশ্যমান। 1 পার্সেক = 3.2616 আলোকবর্ষ।

মহাবিশ্বে প্রচুর পরিমাণে বিভিন্ন বস্তু রয়েছে, যার নাম অনেকের কাছে পরিচিত, যেমন গ্রহ এবং উপগ্রহ, তারা, ব্ল্যাক হোল ইত্যাদি। তারা তাদের উজ্জ্বলতা, আকার, তাপমাত্রা এবং অন্যান্য পরামিতিগুলিতে খুব বৈচিত্র্যময়। তারার মধ্যে রয়েছে সাদা বামন, নিউট্রন তারা, দৈত্য এবং সুপারজায়েন্ট, কোয়াসার এবং পালসারের মতো বস্তু। ছায়াপথের কেন্দ্রগুলি বিশেষ আগ্রহের বিষয়। আধুনিক ধারণা অনুসারে, একটি ব্ল্যাক হোল গ্যালাক্সির কেন্দ্রে অবস্থিত বস্তুর ভূমিকার জন্য উপযুক্ত। ব্ল্যাক হোল নক্ষত্রের বিবর্তনের পণ্য, তাদের বৈশিষ্ট্যে অনন্য। ব্ল্যাক হোলের অস্তিত্বের পরীক্ষামূলক নির্ভরযোগ্যতা আপেক্ষিকতার সাধারণ তত্ত্বের বৈধতার উপর নির্ভর করে।

ছায়াপথ ছাড়াও, মহাবিশ্ব নীহারিকা (ধূলিকণা, গ্যাস এবং প্লাজমা সমন্বিত আন্তঃনাক্ষত্রিক মেঘ), মহাজাগতিক মাইক্রোওয়েভ পটভূমি বিকিরণ যা সমগ্র মহাবিশ্বকে বিস্তৃত করে এবং অন্যান্য অল্প-অধ্যয়ন করা বস্তু দ্বারা ভরা।

নিউট্রন তারা

একটি নিউট্রন তারকা হল একটি জ্যোতির্বিদ্যা বিষয়ক বস্তু, যা নক্ষত্রের বিবর্তনের চূড়ান্ত পণ্যগুলির মধ্যে একটি, প্রধানত একটি নিউট্রন কোর নিয়ে গঠিত যা ভারী পারমাণবিক নিউক্লিয়াস এবং ইলেকট্রনের আকারে একটি অপেক্ষাকৃত পাতলা (? 1 কিমি) পদার্থের ভূত্বক দ্বারা আবৃত। নিউট্রন তারার ভর সূর্যের ভরের সাথে তুলনীয়, তবে সাধারণ ব্যাসার্ধ মাত্র 10-20 কিলোমিটার। অতএব, এই জাতীয় নক্ষত্রের পদার্থের গড় ঘনত্ব পারমাণবিক নিউক্লিয়াসের ঘনত্বের চেয়ে কয়েকগুণ বেশি (যা ভারী নিউক্লিয়াসের জন্য গড়ে 2.8 * 1017 kg/m?)। নিউট্রন তারার আরও মহাকর্ষীয় সংকোচন নিউট্রনের মিথস্ক্রিয়া দ্বারা উদ্ভূত পারমাণবিক পদার্থের চাপ দ্বারা প্রতিরোধ করা হয়।

অনেক নিউট্রন তারকা আছে অত্যন্ত উচ্চ গতিঘূর্ণন, প্রতি সেকেন্ডে এক হাজার আবর্তন পর্যন্ত। এটা বিশ্বাস করা হয় যে সুপারনোভা বিস্ফোরণের সময় নিউট্রন তারার জন্ম হয়।

মধ্যে মহাকর্ষীয় বল নিউট্রন তারাক্ষয়প্রাপ্ত নিউট্রন গ্যাসের চাপ দ্বারা ভারসাম্যপূর্ণ, একটি নিউট্রন তারার ভরের সর্বোচ্চ মান ওপেনহাইমার-ভোলকভ সীমা দ্বারা সেট করা হয়, যার সংখ্যাসূচক মানটি পদার্থের অবস্থার (এখনও কম পরিচিত) সমীকরণের উপর নির্ভর করে তারার মূল এমন তাত্ত্বিক প্রাঙ্গণ রয়েছে যে ঘনত্বের আরও বেশি বৃদ্ধির সাথে, কোয়ার্কগুলিতে নিউট্রন তারাগুলির অবক্ষয় সম্ভব।

নিউট্রন নক্ষত্রের পৃষ্ঠের চৌম্বক ক্ষেত্র 1012-1013 জি (গৌস হল চৌম্বকীয় আবেশ পরিমাপের একক) এর মান পর্যন্ত পৌঁছে এবং এটি নিউট্রন তারার চৌম্বকক্ষেত্রের প্রক্রিয়া যা পালসারের রেডিও নির্গমনের জন্য দায়ী। 1990 এর দশক থেকে, কিছু নিউট্রন নক্ষত্রকে চুম্বক হিসাবে চিহ্নিত করা হয়েছে - 1014 গাউস বা তার বেশি ক্রমের চৌম্বকীয় ক্ষেত্রযুক্ত তারা। এই ধরনের ক্ষেত্রগুলি (4.414 1013 G-এর "সমালোচনামূলক" মান অতিক্রম করে, যেখানে একটি চৌম্বক ক্ষেত্রের সাথে একটি ইলেক্ট্রনের মিথস্ক্রিয়া শক্তি তার অবশিষ্ট শক্তিকে ছাড়িয়ে যায়) গুণগতভাবে নতুন পদার্থবিজ্ঞানের পরিচয় দেয়, যেহেতু নির্দিষ্ট আপেক্ষিক প্রভাব, শারীরিক শূন্যতার মেরুকরণ ইত্যাদি। তাৎপর্যপূর্ণ হয়ে ওঠে।

নিউট্রন তারার শ্রেণীবিভাগ

দুটি প্রধান পরামিতি যা চারপাশের বস্তুর সাথে নিউট্রন তারার মিথস্ক্রিয়াকে চিহ্নিত করে এবং ফলস্বরূপ, তাদের পর্যবেক্ষণমূলক প্রকাশগুলি হল ঘূর্ণন সময়কাল এবং চৌম্বক ক্ষেত্রের মাত্রা। সময়ের সাথে সাথে, তারাটি তার ঘূর্ণন শক্তি ব্যয় করে এবং এর ঘূর্ণন সময় বৃদ্ধি পায়। চৌম্বক ক্ষেত্রও দুর্বল হয়ে পড়ে। এই কারণে, একটি নিউট্রন তারকা তার জীবনকালে তার ধরন পরিবর্তন করতে পারে।

ইজেক্টর (রেডিও পালসার) - শক্তিশালী চৌম্বক ক্ষেত্র এবং সংক্ষিপ্ত ঘূর্ণন সময়কাল। ভিতরে সবচেয়ে সহজ মডেলম্যাগনেটোস্ফিয়ার, চৌম্বকীয় ক্ষেত্র শক্তভাবে ঘোরে, অর্থাৎ একই সাথে কৌণিক বেগ, যা নিউট্রন তারার মতোই। একটি নির্দিষ্ট ব্যাসার্ধে, ক্ষেত্রের ঘূর্ণনের রৈখিক গতি আলোর গতির কাছে আসে। এই ব্যাসার্ধকে আলোক সিলিন্ডারের ব্যাসার্ধ বলে। এই ব্যাসার্ধের বাইরে, একটি সাধারণ ডাইপোল ক্ষেত্র থাকতে পারে না, তাই এই বিন্দুতে ক্ষেত্রের শক্তি লাইনগুলি ভেঙে যায়। চৌম্বকীয় ক্ষেত্রের রেখা বরাবর চলমান চার্জযুক্ত কণা নিউট্রন তারকাকে এই ধরনের ক্লিফের মধ্য দিয়ে ছেড়ে অসীমতার দিকে উড়ে যেতে পারে। এই ধরণের একটি নিউট্রন তারকা আপেক্ষিক চার্জযুক্ত কণাগুলিকে নির্গত করে (স্পেউ আউট করে) যা রেডিও পরিসরে নির্গত হয়। একজন পর্যবেক্ষকের কাছে, ইজেক্টরগুলি রেডিও পালসারের মতো দেখায়।

প্রপেলার - ঘূর্ণন গতি আর কণার নির্গমনের জন্য যথেষ্ট নয়, তাই এই জাতীয় তারা একটি রেডিও পালসার হতে পারে না। যাইহোক, এটি এখনও বড়, এবং চৌম্বক ক্ষেত্র দ্বারা বন্দী নিউট্রন তারকাকে ঘিরে থাকা বস্তুটি পড়তে পারে না, অর্থাৎ পদার্থের বৃদ্ধি ঘটে না। এই ধরণের নিউট্রন তারাগুলির কার্যত কোন পর্যবেক্ষণযোগ্য প্রকাশ নেই এবং খারাপভাবে অধ্যয়ন করা হয়।

অ্যাক্রিটর (এক্স-রে পালসার) - ঘূর্ণন গতি এতটাই কমে গেছে যে এখন কিছুই এই ধরনের নিউট্রন তারার উপর পদার্থকে পড়তে বাধা দেয় না। রক্তরস, পতনশীল, চৌম্বক ক্ষেত্রের রেখা বরাবর চলে যায় এবং নিউট্রন তারার মেরু অঞ্চলে একটি কঠিন পৃষ্ঠে আঘাত করে, মিলিয়ন মিলিয়ন ডিগ্রি পর্যন্ত উত্তপ্ত হয়। যেমন একটি পদার্থ উত্তপ্ত একটি উচ্চ তাপমাত্রা, এক্স-রে পরিসরে জ্বলজ্বল করে। যে অঞ্চলে পতনশীল বস্তুটি নক্ষত্রের পৃষ্ঠের সাথে সংঘর্ষ হয় তা খুবই ছোট - মাত্র 100 মিটার। তারার ঘূর্ণনের কারণে, এই গরম স্থানটি পর্যায়ক্রমে দৃশ্য থেকে অদৃশ্য হয়ে যায়, যা পর্যবেক্ষক স্পন্দন হিসাবে উপলব্ধি করে। এই ধরনের বস্তুকে বলা হয় এক্স-রে পালসার।

জিওরোটেটর - এই জাতীয় নিউট্রন নক্ষত্রের ঘূর্ণন গতি কম এবং বৃদ্ধি রোধ করে না। কিন্তু ম্যাগনেটোস্ফিয়ারের আকার এমন যে মহাকর্ষ দ্বারা বন্দী হওয়ার আগেই চৌম্বক ক্ষেত্র দ্বারা প্লাজমা বন্ধ হয়ে যায়। পৃথিবীর ম্যাগনেটোস্ফিয়ারে একটি অনুরূপ প্রক্রিয়া কাজ করে, তাই এই ধরণের নামটি পেয়েছে।

নিউট্রন তারকা
নিউট্রন তারকা

নিউট্রন তারকা - সুপারনোভা বিস্ফোরণের ফলে গঠিত একটি অতি-ঘন তারকা। নিউট্রন নক্ষত্রের বিষয়টি প্রধানত নিউট্রন নিয়ে গঠিত।
একটি নিউট্রন তারার পারমাণবিক ঘনত্ব (10 14 -10 15 গ্রাম/সেমি 3) এবং একটি সাধারণ ব্যাসার্ধ 10-20 কিমি। নিউট্রন তারার আরও মহাকর্ষীয় সংকোচন নিউট্রনের মিথস্ক্রিয়া দ্বারা উদ্ভূত পারমাণবিক পদার্থের চাপ দ্বারা প্রতিরোধ করা হয়। ক্ষয়প্রাপ্ত উল্লেখযোগ্যভাবে ঘন নিউট্রন গ্যাসের এই চাপটি মহাকর্ষীয় পতন থেকে 3M পর্যন্ত ভর রাখতে সক্ষম। সুতরাং, একটি নিউট্রন তারার ভর (1.4-3)M এর মধ্যে পরিবর্তিত হয়।

ভাত। 1. ভর 1.5M এবং ব্যাসার্ধ R = 16 কিমি সহ একটি নিউট্রন তারার ক্রস-সেকশন। ঘনত্ব ρ তারার বিভিন্ন অংশে g/cm 3 এ নির্দেশিত হয়।

একটি সুপারনোভা পতনের সময় উত্পাদিত নিউট্রিনো দ্রুত নিউট্রন তারকাকে শীতল করে। প্রায় 100 সেকেন্ড সময়ের মধ্যে এর তাপমাত্রা 10 11 থেকে 10 9 কে-তে নেমে আসবে বলে অনুমান করা হয়। তখন শীতল হওয়ার হার কমে যায়। যাইহোক, এটি একটি মহাজাগতিক স্কেলে উচ্চ। তাপমাত্রা 10 9 থেকে 10 8 K থেকে 100 বছরে এবং 10 6 K এক মিলিয়ন বছরে ঘটে।
প্রায় 1200টি পরিচিত বস্তু আছে যেগুলোকে নিউট্রন স্টার হিসেবে শ্রেণীবদ্ধ করা হয়েছে। তাদের মধ্যে প্রায় 1000 আমাদের ছায়াপথের মধ্যে অবস্থিত। 1.5M ভর এবং 16 কিমি ব্যাসার্ধ সহ একটি নিউট্রন তারার গঠন চিত্রে দেখানো হয়েছে। 1: আমি - ঘন প্যাক করা পরমাণুর পাতলা বাইরের স্তর। অঞ্চল II হল পারমাণবিক নিউক্লিয়াস এবং ডিজেনারেট ইলেকট্রনের একটি স্ফটিক জালি। অঞ্চল III হল নিউট্রন সহ সুপারস্যাচুরেটেড পারমাণবিক নিউক্লিয়ার একটি কঠিন স্তর। IV - তরল কোর, প্রধানত অবক্ষয়িত নিউট্রন নিয়ে গঠিত। অঞ্চল V নিউট্রন তারার হ্যাড্রোনিক কোর গঠন করে। নিউক্লিয়ন ছাড়াও, এতে পাইয়ন এবং হাইপারন থাকতে পারে। নিউট্রন নক্ষত্রের এই অংশে, নিউট্রন তরল একটি কঠিন স্ফটিক অবস্থায় রূপান্তর, একটি পাইন ঘনীভূত চেহারা এবং কোয়ার্ক-গ্লুওন এবং হাইপারন প্লাজমা গঠন সম্ভব। একটি নিউট্রন তারার গঠনের কিছু বিশদ বিবরণ বর্তমানে স্পষ্ট করা হচ্ছে।
নিউট্রন তারা সনাক্ত করুন অপটিক্যাল পদ্ধতিতার ছোট আকার এবং কম আলোকিত কারণে কঠিন। 1967 সালে, ই. হিউইশ এবং জে. বেল (কেমব্রিজ বিশ্ববিদ্যালয়) পর্যায়ক্রমিক রেডিও নির্গমনের মহাজাগতিক উত্স আবিষ্কার করেন - পালসার। পালসার রেডিও পালসের পুনরাবৃত্তির সময়কাল কঠোরভাবে ধ্রুবক এবং বেশিরভাগ পালসারের জন্য 10 -2 থেকে কয়েক সেকেন্ডের মধ্যে থাকে। পালসারগুলো নিউট্রন নক্ষত্রের আবর্তন। শুধুমাত্র নিউট্রন নক্ষত্রের বৈশিষ্ট্য সহ কম্প্যাক্ট বস্তুগুলি এই ধরনের ঘূর্ণন গতিতে ধসে না গিয়ে তাদের আকৃতি বজায় রাখতে পারে। একটি সুপারনোভার পতনের সময় কৌণিক ভরবেগ এবং চৌম্বক ক্ষেত্রের সংরক্ষণ এবং একটি নিউট্রন তারকা গঠনের ফলে 10 10 –10 14 G এর খুব শক্তিশালী চৌম্বক ক্ষেত্রের সাথে দ্রুত ঘূর্ণায়মান পালসারের জন্ম হয়। চৌম্বক ক্ষেত্রটি নিউট্রন নক্ষত্রের সাথে ঘোরে, তবে, এই ক্ষেত্রের অক্ষটি তারার ঘূর্ণনের অক্ষের সাথে মিলে না। এই ঘূর্ণনের সাথে, তারা থেকে রেডিও নির্গমন একটি বাতিঘর রশ্মির মতো পৃথিবী জুড়ে ছড়িয়ে পড়ে। প্রতিবার বিমটি পৃথিবী অতিক্রম করে এবং পৃথিবীতে একজন পর্যবেক্ষককে আঘাত করে, রেডিও টেলিস্কোপ রেডিও নির্গমনের একটি সংক্ষিপ্ত স্পন্দন সনাক্ত করে। এর পুনরাবৃত্তির ফ্রিকোয়েন্সি নিউট্রন তারার ঘূর্ণন সময়ের সাথে মিলে যায়। একটি নিউট্রন তারকা থেকে বিকিরণ ঘটে যখন তারার পৃষ্ঠ থেকে চার্জযুক্ত কণা (ইলেকট্রন) চৌম্বক ক্ষেত্র রেখা বরাবর বাইরের দিকে সরে যায়, ইলেক্ট্রোম্যাগনেটিক তরঙ্গ নির্গত করে। এটি একটি পালসার থেকে রেডিও নির্গমনের প্রক্রিয়া, প্রথম প্রস্তাবিত

মস্কো, ২৮ আগস্ট - আরআইএ নভোস্তি।বিজ্ঞানীরা সূর্যের দ্বিগুণ ভরের একটি রেকর্ড-ভারী নিউট্রন নক্ষত্র আবিষ্কার করেছেন, যা তাদের বেশ কয়েকটি তত্ত্ব পুনর্বিবেচনা করতে বাধ্য করেছে, বিশেষ করে এই তত্ত্ব যে নিউট্রন তারার অতি-ঘন পদার্থের ভিতরে "মুক্ত" কোয়ার্ক থাকতে পারে। বৃহস্পতিবার নেচার জার্নালে প্রকাশিত একটি গবেষণাপত্র।

একটি নিউট্রন তারকা একটি সুপারনোভা বিস্ফোরণের পরে ফেলে আসা একটি তারার "মৃতদেহ"। এর আকার একটি ছোট শহরের আকারের চেয়ে বেশি নয়, তবে পদার্থের ঘনত্ব একটি পারমাণবিক নিউক্লিয়াসের ঘনত্বের চেয়ে 10-15 গুণ বেশি - একটি নিউট্রন তারার বস্তুর একটি "চিমটি" 500 মিলিয়ন টনেরও বেশি ওজনের।

মাধ্যাকর্ষণ ইলেক্ট্রনকে "প্রেসে" প্রোটনে পরিণত করে, তাদের নিউট্রনে পরিণত করে, এই কারণেই নিউট্রন তারা তাদের নাম পায়। সম্প্রতি অবধি, বিজ্ঞানীরা বিশ্বাস করতেন যে একটি নিউট্রন তারার ভর দুটি সৌর ভরের বেশি হতে পারে না, কারণ অন্যথায় মাধ্যাকর্ষণ তারকাটিকে একটি ব্ল্যাক হোলে "ধ্বসে" ফেলবে। নিউট্রন নক্ষত্রের অভ্যন্তরের অবস্থা মূলত একটি রহস্য। উদাহরণস্বরূপ, নিউট্রন নক্ষত্রের কেন্দ্রীয় অঞ্চলে "মুক্ত" কোয়ার্ক এবং কে-মেসন এবং হাইপারনের মতো প্রাথমিক কণার উপস্থিতি নিয়ে আলোচনা করা হয়েছে।

গবেষণার লেখক, ন্যাশনাল রেডিও অবজারভেটরি থেকে পল ডেমোরেস্টের নেতৃত্বে আমেরিকান বিজ্ঞানীদের একটি দল, পৃথিবী থেকে তিন হাজার আলোকবর্ষ দূরে ডাবল স্টার J1614-2230 অধ্যয়ন করেছেন, যার একটি উপাদান একটি নিউট্রন তারা এবং অন্যটি একটি সাদা বামন। .

এই ক্ষেত্রে, একটি নিউট্রন তারকা হল একটি পালসার, অর্থাৎ, একটি নক্ষত্র যা রেডিও নির্গমনের সংকীর্ণ নির্দেশিত প্রবাহ নির্গত করে; তারার ঘূর্ণনের ফলে, রেডিও টেলিস্কোপ ব্যবহার করে পৃথিবীর পৃষ্ঠ থেকে বিকিরণের প্রবাহ সনাক্ত করা যায়। বিভিন্ন সময়ের ব্যবধানে।

সাদা বামন এবং নিউট্রন তারা একে অপরের সাপেক্ষে ঘোরে। যাইহোক, একটি নিউট্রন নক্ষত্রের কেন্দ্র থেকে একটি রেডিও সংকেতের উত্তরণের গতি সাদা বামনের মাধ্যাকর্ষণ দ্বারা প্রভাবিত হয়; এটি এটিকে "ধীরিয়ে দেয়"। বিজ্ঞানীরা, পৃথিবীতে রেডিও সিগন্যালের আগমনের সময় পরিমাপ করে, সিগন্যাল বিলম্বের জন্য "দায়িত্বপূর্ণ" বস্তুর ভর সঠিকভাবে নির্ধারণ করতে পারেন।

"আমরা এই সিস্টেমের সাথে খুব ভাগ্যবান। দ্রুত ঘূর্ণায়মান পালসার আমাদেরকে একটি কক্ষপথ থেকে আসা একটি সংকেত দেয় যা পুরোপুরি অবস্থান করে। তাছাড়া, আমাদের সাদা বামন এই ধরনের নক্ষত্রের জন্য বেশ বড়। এই অনন্য সমন্বয় আমাদের সম্পূর্ণ সুবিধা নিতে দেয় শাপিরো প্রভাব (সংকেতের মহাকর্ষীয় বিলম্ব) এবং পরিমাপকে সরল করে,” কাগজটির একজন লেখক বলেছেন, স্কট র্যানসম।

বাইনারি সিস্টেম J1614-2230 এমনভাবে অবস্থিত যে এটি প্রায় এজ-অন, অর্থাৎ অরবিটাল সমতলে লক্ষ্য করা যায়। এটি এর উপাদান নক্ষত্রের ভর নির্ভুলভাবে পরিমাপ করা সহজ করে তোলে।

ফলস্বরূপ, পালসারের ভর 1.97 সৌর ভরের সমান হয়ে উঠেছে, যা নিউট্রন তারার জন্য একটি রেকর্ড হয়ে উঠেছে।

"এই ভর পরিমাপগুলি আমাদের বলে যে নিউট্রন নক্ষত্রের মূল অংশে যদি একেবারেই কোয়ার্ক থাকে তবে তারা "মুক্ত" হতে পারে না, তবে সম্ভবত "সাধারণ"গুলির তুলনায় একে অপরের সাথে খুব শক্তিশালী যোগাযোগ করতে হবে। পারমাণবিক নিউক্লিয়াস", অ্যারিজোনা স্টেট ইউনিভার্সিটি থেকে ফেরাল ওজেল এই বিষয়ে কাজ করা জ্যোতির্পদার্থবিদদের গ্রুপের নেতা ব্যাখ্যা করেছেন।

"এটা আমার কাছে আশ্চর্যজনক যে একটি নিউট্রন তারার ভরের মতো সহজ কিছু পদার্থবিদ্যা এবং জ্যোতির্বিদ্যার বিভিন্ন ক্ষেত্রে এত কিছু বলতে পারে," র্যানসম বলেছেন।

স্টার্নবার্গ স্টেট অ্যাস্ট্রোনমিক্যাল ইনস্টিটিউটের জ্যোতির্পদার্থবিজ্ঞানী সের্গেই পপভ নোট করেছেন যে নিউট্রন তারার গবেষণা প্রদান করতে পারে গুরুত্বপূর্ণ তথ্যপদার্থের গঠন সম্পর্কে।

"পৃথিবী পরীক্ষাগারগুলিতে পারমাণবিক ঘনত্বের চেয়ে অনেক বেশি ঘনত্বে পদার্থ অধ্যয়ন করা অসম্ভব। এবং পৃথিবী কীভাবে কাজ করে তা বোঝার জন্য এটি খুবই গুরুত্বপূর্ণ। সৌভাগ্যক্রমে, এটি ঘন পদার্থনিউট্রন তারার গভীরতায় বিদ্যমান। এই পদার্থের বৈশিষ্ট্য নির্ধারণের জন্য, একটি ব্ল্যাক হোলে পরিণত না হয়ে একটি নিউট্রন তারার সর্বোচ্চ কত ভর থাকতে পারে তা খুঁজে বের করা খুবই গুরুত্বপূর্ণ,” পপভ RIA নভোস্তিকে বলেন।