ऐसी वस्तु का पदार्थ परमाणु नाभिक के घनत्व से कई गुना अधिक होता है (जो भारी नाभिक के लिए औसतन 2.8⋅10 17 kg/m³ होता है)। न्यूट्रॉन तारे के आगे गुरुत्वाकर्षण संपीड़न को न्यूट्रॉन की परस्पर क्रिया के कारण उत्पन्न होने वाले परमाणु पदार्थ के दबाव से रोका जाता है।

अनेक न्यूट्रॉन तारे अत्यंत होते हैं उच्च गतिघूर्णन - प्रति सेकंड कई सौ चक्कर तक। न्यूट्रॉन तारे सुपरनोवा विस्फोटों से उत्पन्न होते हैं।

सामान्य जानकारी

विश्वसनीय रूप से मापे गए द्रव्यमान वाले न्यूट्रॉन सितारों में से अधिकांश 1.3 से 1.5 सौर द्रव्यमान की सीमा में आते हैं, जो चन्द्रशेखर सीमा के करीब है। सैद्धांतिक रूप से, 0.1 से लगभग 2.16 सौर द्रव्यमान वाले न्यूट्रॉन तारे स्वीकार्य हैं। ज्ञात सबसे विशाल न्यूट्रॉन तारे हैं वेला 1. 97±0.04 सौर का अनुमान), और PSR J0348+0432 en (2.01±0.04 सौर के द्रव्यमान अनुमान के साथ)। न्यूट्रॉन सितारों में गुरुत्वाकर्षण पतित न्यूट्रॉन गैस के दबाव से संतुलित होता है, न्यूट्रॉन तारे के द्रव्यमान का अधिकतम मूल्य ओपेनहाइमर-वोल्कॉफ़ सीमा द्वारा निर्धारित किया जाता है, जिसका संख्यात्मक मान राज्य के समीकरण (अभी भी खराब ज्ञात) पर निर्भर करता है तारे के मूल में पदार्थ का. ऐसे सैद्धांतिक आधार हैं कि घनत्व में और भी अधिक वृद्धि के साथ, न्यूट्रॉन सितारों का क्वार्क सितारों में पतन संभव है।

2015 तक, 2,500 से अधिक न्यूट्रॉन सितारों की खोज की जा चुकी थी। उनमें से लगभग 90% एकल हैं। कुल मिलाकर, हमारी आकाशगंगा में 10 8 -10 9 न्यूट्रॉन तारे मौजूद हो सकते हैं, यानी प्रति हजार सामान्य तारों में लगभग एक। न्यूट्रॉन सितारों की विशेषता उच्च गति (आमतौर पर सैकड़ों किमी/सेकेंड) होती है। बादल पदार्थ के अभिवृद्धि के परिणामस्वरूप, इस स्थिति में एक न्यूट्रॉन तारा पृथ्वी से ऑप्टिकल सहित विभिन्न वर्णक्रमीय श्रेणियों में दिखाई दे सकता है, जो उत्सर्जित ऊर्जा का लगभग 0.003% (10 परिमाण के अनुरूप) है।

संरचना

एक न्यूट्रॉन तारे में पाँच परतें होती हैं: वायुमंडल, बाहरी परत, आंतरिक परत, बाहरी कोर और आंतरिक कोर।

न्यूट्रॉन तारे का वातावरण प्लाज्मा की एक बहुत पतली परत होती है (गर्म तारों के लिए दसियों सेंटीमीटर से लेकर ठंडे तारों के लिए मिलीमीटर तक), जिसमें न्यूट्रॉन तारे का थर्मल विकिरण बनता है।

बाहरी परत में आयन और इलेक्ट्रॉन होते हैं, इसकी मोटाई कई सौ मीटर तक पहुंचती है। गर्म न्यूट्रॉन तारे की पतली (कुछ मीटर से अधिक नहीं) निकट-सतह परत में गैर-पतित इलेक्ट्रॉन गैस होती है, गहरी परतों में पतित इलेक्ट्रॉन गैस होती है, और बढ़ती गहराई के साथ यह सापेक्षतावादी और अति-सापेक्षवादी हो जाती है।

आंतरिक परत में इलेक्ट्रॉन, मुक्त न्यूट्रॉन और न्यूट्रॉन-समृद्ध परमाणु नाभिक होते हैं। बढ़ती गहराई के साथ, मुक्त न्यूट्रॉन का अनुपात बढ़ता है, और परमाणु नाभिक का अनुपात घटता है। आंतरिक परत की मोटाई कई किलोमीटर तक पहुंच सकती है।

बाहरी कोर में प्रोटॉन और इलेक्ट्रॉनों के एक छोटे मिश्रण (कई प्रतिशत) के साथ न्यूट्रॉन होते हैं। कम द्रव्यमान वाले न्यूट्रॉन सितारों में, बाहरी कोर तारे के केंद्र तक फैल सकता है।

विशाल न्यूट्रॉन सितारों में भी एक आंतरिक कोर होता है। इसकी त्रिज्या कई किलोमीटर तक पहुंच सकती है, नाभिक के केंद्र में घनत्व परमाणु नाभिक के घनत्व से 10-15 गुना अधिक हो सकता है। आंतरिक कोर की संरचना और स्थिति का समीकरण विश्वसनीय रूप से ज्ञात नहीं है: कई परिकल्पनाएं हैं, जिनमें से तीन सबसे संभावित हैं 1) एक क्वार्क कोर, जिसमें न्यूट्रॉन अपने घटक ऊपर और नीचे क्वार्क में अलग हो जाते हैं; 2) अजीब क्वार्क सहित बेरिऑन का एक हाइपरोनिक कोर; और 3) एक काओनिक कोर जिसमें दो-क्वार्क मेसॉन शामिल हैं, जिसमें अजीब (एंटी)क्वार्क भी शामिल हैं। हालाँकि, इनमें से किसी भी परिकल्पना की पुष्टि या खंडन करना फिलहाल असंभव है।

मुक्त न्यूट्रॉन, में सामान्य स्थितियाँ, परमाणु नाभिक का हिस्सा नहीं होने के कारण, आमतौर पर इसका जीवनकाल लगभग 880 सेकंड होता है, लेकिन गुरुत्वाकर्षण प्रभावन्यूट्रॉन तारा न्यूट्रॉन को क्षय नहीं होने देता, यही कारण है कि न्यूट्रॉन तारे ब्रह्मांड में सबसे स्थिर वस्तुओं में से हैं। [ ]

न्यूट्रॉन तारों का ठंडा होना

न्यूट्रॉन तारे के जन्म के समय (सुपरनोवा विस्फोट के परिणामस्वरूप), इसका तापमान बहुत अधिक होता है - लगभग 10 11 K (अर्थात, सूर्य के केंद्र के तापमान से 4 ऑर्डर अधिक परिमाण), लेकिन न्यूट्रिनो के ठंडा होने के कारण यह बहुत तेजी से गिरता है। कुछ ही मिनटों में, तापमान 10 11 से 10 9 K तक गिर जाता है, एक महीने में - 10 8 K तक। फिर न्यूट्रिनो की चमक तेजी से कम हो जाती है (यह तापमान पर बहुत निर्भर करता है), और फोटॉन के कारण शीतलन बहुत धीरे-धीरे होता है सतह से (थर्मल) विकिरण। ज्ञात न्यूट्रॉन सितारों की सतह का तापमान जिसके लिए इसे मापना संभव हो गया है, 10 5 -10 6 K के क्रम पर है (हालांकि कोर स्पष्ट रूप से बहुत अधिक गर्म है)।

खोज का इतिहास

न्यूट्रॉन तारे ब्रह्मांडीय वस्तुओं के कुछ वर्गों में से एक हैं जिनकी पर्यवेक्षकों द्वारा खोज से पहले सैद्धांतिक रूप से भविष्यवाणी की गई थी।

फरवरी 1932 की शुरुआत में चैडविक द्वारा की गई न्यूट्रॉन की खोज से भी पहले बढ़े हुए घनत्व वाले तारों के अस्तित्व का विचार पहली बार प्रसिद्ध सोवियत वैज्ञानिक लेव लैंडौ ने व्यक्त किया था। इस प्रकार, फरवरी 1931 में लिखे गए और अज्ञात कारणों से देर से 29 फरवरी, 1932 को प्रकाशित (एक वर्ष से अधिक समय बाद) अपने लेख "सितारों के सिद्धांत पर" में, उन्होंने लिखा: "हम उम्मीद करते हैं कि यह सब [कानूनों का उल्लंघन] क्वांटम यांत्रिकी को तब प्रकट होना चाहिए जब पदार्थ का घनत्व इतना अधिक हो जाए कि परमाणु नाभिक निकट संपर्क में आ जाएं, जिससे एक विशाल नाभिक बन जाए।

"प्रोपेलर"

कणों को बाहर निकालने के लिए घूर्णन गति अब पर्याप्त नहीं है, इसलिए ऐसा तारा रेडियो पल्सर नहीं हो सकता। हालाँकि, रोटेशन की गति अभी भी अधिक है, और कैप्चर की गई है चुंबकीय क्षेत्रन्यूट्रॉन तारे के आसपास का पदार्थ गिर नहीं सकता, अर्थात पदार्थ का संचय नहीं होता। इस प्रकार के न्यूट्रॉन सितारों में वस्तुतः कोई अवलोकन योग्य अभिव्यक्तियाँ नहीं होती हैं और इनका अध्ययन बहुत कम किया जाता है।

एक्रेक्टर (एक्स-रे पल्सर)

घूर्णन गति इतनी कम हो जाती है कि अब कुछ भी पदार्थ को ऐसे न्यूट्रॉन तारे पर गिरने से नहीं रोकता है। गिरते हुए, पदार्थ, जो पहले से ही प्लाज्मा अवस्था में है, चुंबकीय क्षेत्र रेखाओं के साथ चलता है और इसके ध्रुवों के क्षेत्र में न्यूट्रॉन तारे के शरीर की ठोस सतह से टकराता है, जो लाखों डिग्री तक गर्म होता है। किसी पदार्थ को इस प्रकार गर्म किया जाता है उच्च तापमान, एक्स-रे रेंज में चमकता है। जिस क्षेत्र में न्यूट्रॉन तारे के पिंड की सतह से गिरते पदार्थ की टक्कर होती है वह बहुत छोटा है - केवल लगभग 100 मीटर। तारे के घूमने के कारण, यह गर्म स्थान समय-समय पर दृश्य से गायब हो जाता है, इसलिए एक्स-रे विकिरण का नियमित स्पंदन देखा जाता है। ऐसी वस्तुओं को एक्स-रे पल्सर कहा जाता है।

जियोरोटेटर

ऐसे न्यूट्रॉन तारों की घूर्णन गति कम होती है और अभिवृद्धि को नहीं रोकती है। लेकिन मैग्नेटोस्फीयर का आकार ऐसा है कि प्लाज्मा को गुरुत्वाकर्षण द्वारा पकड़ने से पहले चुंबकीय क्षेत्र द्वारा रोक दिया जाता है। एक समान तंत्र पृथ्वी के मैग्नेटोस्फीयर में संचालित होता है, यही कारण है कि इस प्रकार के न्यूट्रॉन तारे को इसका नाम मिला।

टिप्पणियाँ

1. दिमित्री ट्रुनिन। खगोलभौतिकीविदों ने न्यूट्रॉन तारों के अधिकतम द्रव्यमान को स्पष्ट किया है (अपरिभाषित) . nplus1.ru. 18 जनवरी 2018 को लिया गया.
2. एच. क्वेंट्रेल एट अल.वेला एक्स-1 में न्यूट्रॉन तारे का द्रव्यमान और जीपी वेल // खगोल विज्ञान और खगोल भौतिकी में ज्वारीय रूप से प्रेरित गैर-रेडियल दोलन। - अप्रैल 2003। - संख्या 401। - पृ. 313-323. - arXiv:astro-ph/0301243.
3. पी. बी. डेमोरेस्ट, टी. पेन्नुची, एस. एम. रैनसम, एम. एस. ई. रॉबर्ट्स और जे. डब्ल्यू. टी. हेसल्स।शापिरो विलंब (अंग्रेजी) // प्रकृति का उपयोग करके मापा गया एक दो-सौर-द्रव्यमान न्यूट्रॉन तारा। - 2010. - वॉल्यूम। 467. - पी. 1081-1083.

परिचय

अपने पूरे इतिहास में, मानवता ने ब्रह्मांड को समझने की कोशिश करना बंद नहीं किया है। ब्रह्मांड अस्तित्व में मौजूद हर चीज की समग्रता है, इन कणों के बीच अंतरिक्ष के सभी भौतिक कण। आधुनिक विचारों के अनुसार ब्रह्माण्ड की आयु लगभग 14 अरब वर्ष है।

ब्रह्मांड के दृश्य भाग का आकार लगभग 14 अरब प्रकाश वर्ष है (एक प्रकाश वर्ष वह दूरी है जो प्रकाश एक वर्ष में निर्वात में तय करता है)। कुछ वैज्ञानिकों का अनुमान है कि ब्रह्माण्ड का विस्तार 90 अरब प्रकाश वर्ष है। इतनी बड़ी दूरियों को संचालित करना सुविधाजनक बनाने के लिए पारसेक नामक मान का उपयोग किया जाता है। पारसेक वह दूरी है जहां से पृथ्वी की कक्षा की औसत त्रिज्या, दृष्टि रेखा के लंबवत, एक आर्कसेकंड के कोण पर दिखाई देती है। 1 पारसेक = 3.2616 प्रकाश वर्ष.

ब्रह्मांड में बड़ी संख्या में अलग-अलग वस्तुएं हैं, जिनके नाम से कई लोग परिचित हैं, जैसे ग्रह और उपग्रह, तारे, ब्लैक होल आदि। तारे अपनी चमक, आकार, तापमान और अन्य मापदंडों में बहुत विविध हैं। सितारों में सफेद बौने जैसी वस्तुएं शामिल हैं, न्यूट्रॉन तारे, दिग्गज और सुपरजायंट, क्वासर और पल्सर। आकाशगंगाओं के केंद्र विशेष रुचि के हैं। आधुनिक विचारों के अनुसार ब्लैक होल आकाशगंगा के केंद्र में स्थित वस्तु की भूमिका के लिए उपयुक्त है। ब्लैक होल तारों के विकास के उत्पाद हैं, जो अपने गुणों में अद्वितीय हैं। ब्लैक होल के अस्तित्व की प्रायोगिक विश्वसनीयता सापेक्षता के सामान्य सिद्धांत की वैधता पर निर्भर करती है।

आकाशगंगाओं के अलावा, ब्रह्मांड नीहारिकाओं (धूल, गैस और प्लाज्मा से बने अंतरतारकीय बादल), ब्रह्मांडीय माइक्रोवेव पृष्ठभूमि विकिरण जो पूरे ब्रह्मांड में व्याप्त है, और अन्य अल्प-अध्ययनित वस्तुओं से भरा है।

न्यूट्रॉन तारे

न्यूट्रॉन तारा एक खगोलीय वस्तु है, जो तारों के विकास के अंतिम उत्पादों में से एक है, जिसमें मुख्य रूप से भारी परमाणु नाभिक और इलेक्ट्रॉनों के रूप में पदार्थ की अपेक्षाकृत पतली (? 1 किमी) परत से ढका हुआ न्यूट्रॉन कोर होता है। न्यूट्रॉन तारों का द्रव्यमान सूर्य के द्रव्यमान के बराबर है, लेकिन सामान्य त्रिज्या केवल 10-20 किलोमीटर है। इसलिए, ऐसे तारे के पदार्थ का औसत घनत्व परमाणु नाभिक के घनत्व से कई गुना अधिक होता है (जो भारी नाभिक के लिए औसतन 2.8 * 1017 किग्रा/मीटर है?)। न्यूट्रॉन तारे के आगे गुरुत्वाकर्षण संपीड़न को न्यूट्रॉन की परस्पर क्रिया के कारण उत्पन्न होने वाले परमाणु पदार्थ के दबाव से रोका जाता है।

कई न्यूट्रॉन सितारों की घूर्णन दर अत्यधिक उच्च होती है, प्रति सेकंड हजारों चक्कर तक। ऐसा माना जाता है कि न्यूट्रॉन तारे विस्फोट के दौरान पैदा होते हैं। सुपरनोवा.

न्यूट्रॉन सितारों में गुरुत्वाकर्षण बल पतित न्यूट्रॉन गैस के दबाव से संतुलित होते हैं, न्यूट्रॉन तारे के द्रव्यमान का अधिकतम मूल्य ओपेनहाइमर-वोल्कॉफ़ सीमा द्वारा निर्धारित किया जाता है, जिसका संख्यात्मक मान (अभी भी खराब ज्ञात) समीकरण पर निर्भर करता है तारे के मूल में पदार्थ की स्थिति का. ऐसे सैद्धांतिक आधार हैं कि घनत्व में और भी अधिक वृद्धि के साथ, न्यूट्रॉन सितारों का क्वार्क में अध:पतन संभव है।

न्यूट्रॉन सितारों की सतह पर चुंबकीय क्षेत्र 1012-1013 जी (गॉस चुंबकीय प्रेरण की माप की एक इकाई है) के मूल्य तक पहुंचता है, और यह न्यूट्रॉन सितारों के मैग्नेटोस्फेयर में होने वाली प्रक्रियाएं हैं जो पल्सर के रेडियो उत्सर्जन के लिए जिम्मेदार हैं। 1990 के दशक से, कुछ न्यूट्रॉन सितारों की पहचान मैग्नेटर्स के रूप में की गई है - 1014 गॉस या उच्चतर क्रम के चुंबकीय क्षेत्र वाले तारे। ऐसे क्षेत्र (4.414 1013 जी के "महत्वपूर्ण" मान से अधिक, जिस पर चुंबकीय क्षेत्र के साथ एक इलेक्ट्रॉन की बातचीत की ऊर्जा उसकी बाकी ऊर्जा से अधिक हो जाती है) विशिष्ट सापेक्षतावादी प्रभावों, भौतिक वैक्यूम के ध्रुवीकरण आदि के बाद से गुणात्मक रूप से नई भौतिकी का परिचय देते हैं। महत्वपूर्ण हो जाओ.

न्यूट्रॉन सितारों का वर्गीकरण

आस-पास के पदार्थ के साथ न्यूट्रॉन सितारों की बातचीत और, परिणामस्वरूप, उनकी अवलोकन संबंधी अभिव्यक्तियाँ, रोटेशन की अवधि और चुंबकीय क्षेत्र की भयावहता को दर्शाने वाले दो मुख्य पैरामीटर हैं। समय के साथ, तारा अपनी घूर्णी ऊर्जा खर्च करता है, और उसकी घूर्णन अवधि बढ़ जाती है। चुंबकीय क्षेत्र भी कमजोर हो जाता है। इस कारण से, एक न्यूट्रॉन तारा अपने जीवन के दौरान अपना प्रकार बदल सकता है।

इजेक्टर (रेडियो पल्सर) - मजबूत चुंबकीय क्षेत्र और छोटी घूर्णन अवधि। में सबसे सरल मॉडलमैग्नेटोस्फीयर, चुंबकीय क्षेत्र ठोस रूप से घूमता है, अर्थात उसी के साथ कोणीय वेग, जो न्यूट्रॉन स्टार के समान ही है। एक निश्चित त्रिज्या पर, क्षेत्र के घूर्णन की रैखिक गति प्रकाश की गति के करीब पहुंच जाती है। इस त्रिज्या को प्रकाश बेलन की त्रिज्या कहा जाता है। इस त्रिज्या से परे, एक साधारण द्विध्रुवीय क्षेत्र मौजूद नहीं हो सकता है, इसलिए क्षेत्र की ताकत रेखाएं इस बिंदु पर टूट जाती हैं। चुंबकीय क्षेत्र रेखाओं के साथ चलने वाले आवेशित कण ऐसी चट्टानों के माध्यम से न्यूट्रॉन तारे को छोड़ सकते हैं और अनंत तक उड़ सकते हैं। इस प्रकार का एक न्यूट्रॉन तारा रेडियो रेंज में उत्सर्जित होने वाले सापेक्ष आवेशित कणों को बाहर निकालता (उगलता) है। एक पर्यवेक्षक के लिए, इजेक्टर रेडियो पल्सर की तरह दिखते हैं।

प्रोपेलर - घूर्णन गति अब कणों को बाहर निकालने के लिए पर्याप्त नहीं है, इसलिए ऐसा तारा रेडियो पल्सर नहीं हो सकता है। हालाँकि, यह अभी भी बड़ा है, और चुंबकीय क्षेत्र द्वारा पकड़े गए न्यूट्रॉन तारे के आसपास का पदार्थ गिर नहीं सकता है, अर्थात पदार्थ का संचय नहीं होता है। इस प्रकार के न्यूट्रॉन सितारों में वस्तुतः कोई अवलोकन योग्य अभिव्यक्तियाँ नहीं होती हैं और इनका अध्ययन बहुत कम किया जाता है।

एक्रेटर (एक्स-रे पल्सर) - घूर्णन गति इस हद तक कम हो गई है कि अब कुछ भी पदार्थ को ऐसे न्यूट्रॉन तारे पर गिरने से नहीं रोकता है। गिरते हुए, प्लाज्मा चुंबकीय क्षेत्र रेखाओं के साथ चलता है और न्यूट्रॉन तारे के ध्रुवों के क्षेत्र में एक ठोस सतह से टकराता है, जो लाखों डिग्री तक गर्म होता है। इतने उच्च तापमान पर गर्म किया गया पदार्थ एक्स-रे रेंज में चमकता है। वह क्षेत्र जिसमें गिरता हुआ पदार्थ तारे की सतह से टकराता है वह बहुत छोटा है - केवल लगभग 100 मीटर। तारे के घूमने के कारण, यह गर्म स्थान समय-समय पर दृश्य से गायब हो जाता है, जिसे पर्यवेक्षक स्पंदन के रूप में देखता है। ऐसी वस्तुओं को एक्स-रे पल्सर कहा जाता है।

जियोरोटेटर - ऐसे न्यूट्रॉन तारों की घूर्णन गति कम होती है और अभिवृद्धि को नहीं रोकती है। लेकिन मैग्नेटोस्फीयर का आकार ऐसा है कि प्लाज्मा को गुरुत्वाकर्षण द्वारा पकड़ने से पहले चुंबकीय क्षेत्र द्वारा रोक दिया जाता है। एक समान तंत्र पृथ्वी के मैग्नेटोस्फीयर में काम करता है, यही कारण है कि इस प्रकार को इसका नाम मिला।

मॉस्को, 28 अगस्त - आरआईए नोवोस्ती।वैज्ञानिकों ने सूर्य से दोगुने द्रव्यमान वाले एक रिकॉर्ड-भारी न्यूट्रॉन तारे की खोज की है, जिससे उन्हें कई सिद्धांतों पर पुनर्विचार करने के लिए मजबूर होना पड़ा है, विशेष रूप से इस सिद्धांत पर कि न्यूट्रॉन सितारों के अति-घने पदार्थ के अंदर "मुक्त" क्वार्क हो सकते हैं, के अनुसार जर्नल नेचर में गुरुवार को प्रकाशित एक पेपर।

न्यूट्रॉन तारा सुपरनोवा विस्फोट के बाद छोड़े गए तारे की "लाश" है। इसका आकार एक छोटे शहर के आकार से अधिक नहीं है, लेकिन पदार्थ का घनत्व परमाणु नाभिक के घनत्व से 10-15 गुना अधिक है - न्यूट्रॉन स्टार के पदार्थ का एक "चुटकी" 500 मिलियन टन से अधिक वजन का होता है।

गुरुत्वाकर्षण इलेक्ट्रॉनों को प्रोटॉन में "दबाता" है, उन्हें न्यूट्रॉन में बदल देता है, यही कारण है कि न्यूट्रॉन सितारों को उनका नाम मिलता है। कुछ समय पहले तक, वैज्ञानिकों का मानना ​​था कि एक न्यूट्रॉन तारे का द्रव्यमान दो सौर द्रव्यमानों से अधिक नहीं हो सकता है, अन्यथा गुरुत्वाकर्षण तारे को एक ब्लैक होल में "ढह" देगा। न्यूट्रॉन सितारों की आंतरिक स्थिति काफी हद तक एक रहस्य है। उदाहरण के लिए, "मुक्त" क्वार्क आदि की उपस्थिति प्राथमिक कण, न्यूट्रॉन तारे के मध्य क्षेत्रों में के-मेसन और हाइपरॉन की तरह।

अध्ययन के लेखक, राष्ट्रीय रेडियो वेधशाला से पॉल डेमोरेस्ट के नेतृत्व में अमेरिकी वैज्ञानिकों के एक समूह ने पृथ्वी से तीन हजार प्रकाश वर्ष दूर दोहरे तारे J1614-2230 का अध्ययन किया, जिनमें से एक घटक न्यूट्रॉन तारा और दूसरा एक सफेद बौना है। .

इस मामले में, एक न्यूट्रॉन तारा एक पल्सर है, अर्थात, तारे के घूमने के परिणामस्वरूप रेडियो उत्सर्जन के संकीर्ण निर्देशित प्रवाह का उत्सर्जन करने वाला तारा, अलग-अलग समय अंतराल पर रेडियो दूरबीनों का उपयोग करके पृथ्वी की सतह से विकिरण प्रवाह का पता लगाया जा सकता है;

सफ़ेद बौना और न्यूट्रॉन तारा एक दूसरे के सापेक्ष घूमते हैं। हालाँकि, न्यूट्रॉन तारे के केंद्र से रेडियो सिग्नल के पारित होने की गति सफेद बौने के गुरुत्वाकर्षण से प्रभावित होती है; यह इसे "धीमा" कर देता है। वैज्ञानिक, पृथ्वी पर रेडियो संकेतों के आगमन के समय को मापकर, सिग्नल विलंब के लिए "जिम्मेदार" वस्तु के द्रव्यमान का सटीक निर्धारण कर सकते हैं।

"हम इस प्रणाली के साथ बहुत भाग्यशाली हैं। तेजी से घूमने वाला पल्सर हमें एक ऐसी कक्षा से आने वाला संकेत देता है जो पूरी तरह से स्थित है। इसके अलावा, हमारा सफेद बौना इस प्रकार के सितारों के लिए काफी बड़ा है। यह अनूठा संयोजन हमें इसका पूरा लाभ उठाने की अनुमति देता है शापिरो प्रभाव (सिग्नल का गुरुत्वाकर्षण विलंब) और माप को सरल बनाता है, ”पेपर के लेखकों में से एक, स्कॉट रैनसम कहते हैं।

बाइनरी सिस्टम J1614-2230 इस तरह से स्थित है कि इसे लगभग "एज-ऑन" यानी कक्षीय तल में देखा जा सकता है। इससे इसके घटक तारों के द्रव्यमान को सटीक रूप से मापना आसान हो जाता है।

परिणामस्वरूप, पल्सर का द्रव्यमान 1.97 सौर द्रव्यमान के बराबर हो गया, जो न्यूट्रॉन सितारों के लिए एक रिकॉर्ड बन गया।

"ये द्रव्यमान माप हमें बताते हैं कि यदि न्यूट्रॉन तारे के मूल में क्वार्क हैं, तो वे "मुक्त" नहीं हो सकते हैं, लेकिन संभवतः उन्हें "सामान्य" तारों की तुलना में एक-दूसरे के साथ अधिक मजबूत तरीके से बातचीत करनी होगी। परमाणु नाभिक", इस मुद्दे पर काम कर रहे खगोल भौतिकीविदों के समूह के नेता, एरिजोना स्टेट यूनिवर्सिटी के फेरयाल ओज़ेल बताते हैं।

रैनसम कहते हैं, "यह मेरे लिए आश्चर्यजनक है कि न्यूट्रॉन तारे के द्रव्यमान जैसी सरल चीज़ भौतिकी और खगोल विज्ञान के विभिन्न क्षेत्रों में बहुत कुछ बता सकती है।"

स्टर्नबर्ग स्टेट एस्ट्रोनॉमिकल इंस्टीट्यूट के खगोलभौतिकीविद् सर्गेई पोपोव का कहना है कि न्यूट्रॉन सितारों का अध्ययन प्रदान कर सकता है महत्वपूर्ण जानकारीपदार्थ की संरचना के बारे में.

“पृथ्वी की प्रयोगशालाओं में परमाणु घनत्व से कहीं अधिक घनत्व पर पदार्थ का अध्ययन करना असंभव है और यह समझने के लिए बहुत महत्वपूर्ण है कि दुनिया कैसे काम करती है सघन पदार्थन्यूट्रॉन सितारों की गहराई में मौजूद है। इस पदार्थ के गुणों को निर्धारित करने के लिए यह पता लगाना बहुत महत्वपूर्ण है कि क्या है अधिकतम वजनपोपोव ने आरआईए नोवोस्ती को बताया, "एक न्यूट्रॉन सितारा ब्लैक होल में बदल सकता है और नहीं भी।"

सूर्य से 1.5-3 गुना अधिक द्रव्यमान वाले तारे अपने जीवन के अंत में सफेद बौने चरण में अपने संकुचन को रोकने में सक्षम नहीं होंगे। शक्तिशाली ताकतेंगुरुत्वाकर्षण उन्हें ऐसे घनत्व में संपीड़ित करेगा जिस पर पदार्थ का "निष्क्रियीकरण" होगा: प्रोटॉन के साथ इलेक्ट्रॉनों की बातचीत इस तथ्य को जन्म देगी कि तारे का लगभग पूरा द्रव्यमान न्यूट्रॉन में समाहित हो जाएगा। बनाया न्यूट्रॉन तारा. सुपरनोवा के रूप में विस्फोट के बाद सबसे विशाल तारे न्यूट्रॉन तारे बन सकते हैं।

न्यूट्रॉन तारे की अवधारणा

न्यूट्रॉन सितारों की अवधारणा नई नहीं है: उनके अस्तित्व की संभावना के बारे में पहला सुझाव 1934 में कैलिफोर्निया के प्रतिभाशाली खगोलविदों फ्रिट्ज़ ज़्विकी और वाल्टर बार्डे ने दिया था। (कुछ पहले 1932 में, न्यूट्रॉन सितारों के अस्तित्व की संभावना की भविष्यवाणी प्रसिद्ध सोवियत वैज्ञानिक एल.डी. लैंडौ ने की थी।) 30 के दशक के अंत में, यह अन्य अमेरिकी वैज्ञानिकों ओपेनहाइमर और वोल्कोव के शोध का विषय बन गया। इस समस्या में इन भौतिकविदों की रुचि एक विशाल संकुचन तारे के विकास के अंतिम चरण को निर्धारित करने की इच्छा के कारण हुई थी। चूँकि सुपरनोवा की भूमिका और महत्व की खोज लगभग उसी समय की गई थी, इसलिए यह सुझाव दिया गया कि न्यूट्रॉन तारा एक सुपरनोवा विस्फोट का अवशेष हो सकता है। दुर्भाग्य से, द्वितीय विश्व युद्ध के फैलने के साथ, वैज्ञानिकों का ध्यान सैन्य जरूरतों की ओर गया और इन नई और अत्यधिक रहस्यमय वस्तुओं का विस्तृत अध्ययन निलंबित कर दिया गया। फिर, 50 के दशक में, न्यूट्रॉन सितारों का अध्ययन विशुद्ध रूप से सैद्धांतिक रूप से फिर से शुरू किया गया ताकि यह स्थापित किया जा सके कि क्या वे जन्म की समस्या से संबंधित थे। रासायनिक तत्वतारों के मध्य क्षेत्र में.
यह एकमात्र खगोलभौतिकीय वस्तु है जिसके अस्तित्व और गुणों की भविष्यवाणी उनकी खोज से बहुत पहले की गई थी।

60 के दशक की शुरुआत में, एक्स-रे विकिरण के ब्रह्मांडीय स्रोतों की खोज उन लोगों के लिए बहुत उत्साहजनक थी जो न्यूट्रॉन सितारों को मानते थे। संभावित स्रोतआकाशीय एक्स-रे विकिरण. 1967 के अंत तक ढूंढा था नई कक्षाआकाशीय पिंड - पल्सर, जिसने वैज्ञानिकों को भ्रम में डाल दिया। ये खोज सबसे बड़ी थी महत्वपूर्ण घटनान्यूट्रॉन सितारों के अध्ययन में, इसने फिर से ब्रह्मांडीय एक्स-रे विकिरण की उत्पत्ति का प्रश्न उठाया। न्यूट्रॉन सितारों के बारे में बोलते हुए, यह ध्यान में रखा जाना चाहिए कि उनकी भौतिक विशेषताएं सैद्धांतिक रूप से स्थापित हैं और बहुत काल्पनिक हैं, क्योंकि भौतिक स्थितियाँइन निकायों में विद्यमान, प्रयोगशाला प्रयोगों में पुन: प्रस्तुत नहीं किया जा सकता है।

न्यूट्रॉन सितारों के गुण

गुरुत्वाकर्षण बलों का न्यूट्रॉन सितारों के गुणों पर निर्णायक प्रभाव पड़ता है। द्वारा विभिन्न अनुमानन्यूट्रॉन तारों का व्यास 10-200 किमी होता है। और यह मात्रा, ब्रह्मांडीय अवधारणाओं द्वारा महत्वहीन, इतनी मात्रा में पदार्थ से "भरी" है कि इसकी मात्रा हो सकती है आकाशीय पिंड, सूर्य के समान, लगभग 1.5 मिलियन किमी के व्यास के साथ, और पृथ्वी से लगभग एक तिहाई मिलियन गुना भारी द्रव्यमान! पदार्थ की इस सांद्रता का एक प्राकृतिक परिणाम न्यूट्रॉन तारे का अविश्वसनीय रूप से उच्च घनत्व है। दरअसल, यह इतना सघन हो जाता है कि ठोस भी हो सकता है। न्यूट्रॉन तारे का गुरुत्वाकर्षण इतना अधिक होता है कि वहां एक व्यक्ति का वजन लगभग दस लाख टन होगा। गणना से पता चलता है कि न्यूट्रॉन तारे अत्यधिक चुंबकीय होते हैं। अनुमान है कि न्यूट्रॉन तारे का चुंबकीय क्षेत्र 1 मिलियन तक पहुँच सकता है। मिलियन गॉस, जबकि पृथ्वी पर यह 1 गॉस है। न्यूट्रॉन तारा त्रिज्यालगभग 15 किमी माना गया है, और द्रव्यमान लगभग 0.6 - 0.7 सौर द्रव्यमान है। बाहरी परतयह एक मैग्नेटोस्फीयर है जिसमें दुर्लभ इलेक्ट्रॉन और परमाणु प्लाज्मा होते हैं, जो तारे के शक्तिशाली चुंबकीय क्षेत्र द्वारा प्रवेश किया जाता है। यहीं से रेडियो सिग्नलों की उत्पत्ति होती है, जो हैं बानगीपल्सर. अल्ट्राफास्ट चार्ज कण, चुंबकीय क्षेत्र रेखाओं के साथ सर्पिल में घूमते हुए, विभिन्न प्रकार के विकिरण को जन्म देते हैं। कुछ मामलों में, विकिरण विद्युत चुम्बकीय स्पेक्ट्रम की रेडियो रेंज में होता है, अन्य में - उच्च आवृत्तियों पर विकिरण।

न्यूट्रॉन तारा घनत्व

मैग्नेटोस्फीयर के लगभग तुरंत नीचे, पदार्थ का घनत्व 1 t/cm3 तक पहुंच जाता है, जो लोहे के घनत्व से 100,000 गुना अधिक है। बाहरी परत के बाद अगली परत में धातु के गुण होते हैं। "सुपरहार्ड" पदार्थ की यह परत क्रिस्टलीय रूप में होती है। क्रिस्टल में 26 - 39 और 58 - 133 परमाणु द्रव्यमान वाले परमाणुओं के नाभिक होते हैं। ये क्रिस्टल बेहद छोटे होते हैं: 1 सेमी की दूरी तय करने के लिए, लगभग 10 अरब क्रिस्टल को एक पंक्ति में पंक्तिबद्ध करने की आवश्यकता होती है। इस परत का घनत्व बाहरी परत की तुलना में 1 मिलियन गुना अधिक है, या अन्यथा, लोहे के घनत्व से 400 अरब गुना अधिक है।
तारे के केंद्र की ओर आगे बढ़ते हुए, हम तीसरी परत को पार करते हैं। इसमें कैडमियम जैसे भारी नाभिक का क्षेत्र शामिल है, लेकिन यह न्यूट्रॉन और इलेक्ट्रॉनों से भी समृद्ध है। तीसरी परत का घनत्व पिछली परत से 1,000 गुना अधिक है। न्यूट्रॉन तारे में गहराई से प्रवेश करते हुए, हम चौथी परत तक पहुँचते हैं, और घनत्व थोड़ा बढ़ जाता है - लगभग पाँच गुना। हालाँकि, ऐसे घनत्व पर, नाभिक अब अपनी भौतिक अखंडता को बनाए नहीं रख सकते हैं: वे न्यूट्रॉन, प्रोटॉन और इलेक्ट्रॉनों में विघटित हो जाते हैं। अधिकांश पदार्थ न्यूट्रॉन के रूप में होते हैं। प्रत्येक इलेक्ट्रॉन और प्रोटॉन के लिए 8 न्यूट्रॉन होते हैं। संक्षेप में, इस परत को इलेक्ट्रॉनों और प्रोटॉन से "दूषित" न्यूट्रॉन तरल माना जा सकता है। इस परत के नीचे न्यूट्रॉन तारे का केंद्र है। यहां घनत्व ऊपरी परत की तुलना में लगभग 1.5 गुना अधिक है। और फिर भी, घनत्व में इतनी छोटी वृद्धि भी इस तथ्य की ओर ले जाती है कि कोर में कण किसी भी अन्य परत की तुलना में बहुत तेजी से चलते हैं। कम संख्या में प्रोटॉन और इलेक्ट्रॉनों के साथ मिश्रित न्यूट्रॉन की गति की गतिज ऊर्जा इतनी अधिक होती है कि कणों की बेलोचदार टक्कर लगातार होती रहती है। टकराव प्रक्रियाओं में, परमाणु भौतिकी में ज्ञात सभी कण और अनुनाद पैदा होते हैं, जिनमें से एक हजार से अधिक होते हैं। पूरी संभावना है कि बड़ी संख्या में ऐसे कण हैं जिनके बारे में अभी तक हमें जानकारी नहीं है।

न्यूट्रॉन तारे का तापमान

न्यूट्रॉन तारों का तापमान अपेक्षाकृत अधिक होता है। यह अपेक्षित है कि वे कैसे उत्पन्न होते हैं। किसी तारे के अस्तित्व के पहले 10 - 100 हजार वर्षों के दौरान, कोर का तापमान कई सौ मिलियन डिग्री तक कम हो जाता है। फिर एक नया चरण शुरू होता है जब विद्युत चुम्बकीय विकिरण के उत्सर्जन के कारण तारे के कोर का तापमान धीरे-धीरे कम हो जाता है।

सुपरनोवा कोरमा-ए का अवशेष, जिसके केंद्र में एक न्यूट्रॉन तारा है

न्यूट्रॉन तारे विशाल तारों के अवशेष हैं जो समय और स्थान में अपने विकास पथ के अंत तक पहुँच चुके हैं।

ये दिलचस्प वस्तुएं एक समय के विशाल दानवों से पैदा हुई हैं जो हमारे सूर्य से चार से आठ गुना बड़े हैं। ऐसा सुपरनोवा विस्फोट में होता है.

इस तरह के विस्फोट के बाद, बाहरी परतें अंतरिक्ष में फेंक दी जाती हैं, कोर बनी रहती है, लेकिन यह परमाणु संलयन का समर्थन करने में सक्षम नहीं होती है। ऊपर की परतों से बाहरी दबाव के बिना, यह भयावह रूप से ढह जाता है और सिकुड़ जाता है।

अपने छोटे व्यास - लगभग 20 किमी के बावजूद, न्यूट्रॉन तारे हमारे सूर्य की तुलना में 1.5 गुना अधिक द्रव्यमान का दावा कर सकते हैं। इस प्रकार, वे अविश्वसनीय रूप से घने हैं।

पृथ्वी पर तारे के एक छोटे चम्मच पदार्थ का वजन लगभग सौ मिलियन टन होगा। इसमें, प्रोटॉन और इलेक्ट्रॉन मिलकर न्यूट्रॉन बनाते हैं - एक प्रक्रिया जिसे न्यूट्रॉनाइजेशन कहा जाता है।

मिश्रण

उनकी संरचना अज्ञात है; यह माना जाता है कि उनमें सुपरफ्लुइड न्यूट्रॉन तरल शामिल हो सकता है। उनका गुरुत्वाकर्षण खिंचाव अत्यंत तीव्र है, जो पृथ्वी या सूर्य से भी कहीं अधिक है। यह गुरुत्वाकर्षण बल विशेष रूप से प्रभावशाली है क्योंकि इसका आकार छोटा है।
वे सभी एक अक्ष के चारों ओर घूमते हैं। संपीड़न के दौरान, घूर्णन की कोणीय गति बनी रहती है, और आकार में कमी के कारण, घूर्णन गति बढ़ जाती है।

प्रचंड घूर्णन गति के कारण, बाहरी सतह, जो एक ठोस "क्रस्ट" है, समय-समय पर दरारें और "स्टारक्वेक" आते हैं, जो घूर्णन गति को धीमा कर देते हैं और "अतिरिक्त" ऊर्जा को अंतरिक्ष में फेंक देते हैं।

कोर में मौजूद चौंका देने वाला दबाव बड़े धमाके के समय मौजूद दबाव के समान हो सकता है, लेकिन दुर्भाग्य से उन्हें पृथ्वी पर अनुकरण नहीं किया जा सकता है। इसलिए, ये वस्तुएं आदर्श प्राकृतिक प्रयोगशालाएं हैं जहां हम पृथ्वी पर अनुपलब्ध ऊर्जा का निरीक्षण कर सकते हैं।

रेडियो पल्सर

रेडियो अल्सर की खोज 1967 के अंत में स्नातक छात्र जॉक्लिन बेल बर्नेल ने रेडियो स्रोतों के रूप में की थी जो एक स्थिर आवृत्ति पर स्पंदित होते हैं।
तारे द्वारा उत्सर्जित विकिरण विकिरण के स्पंदित स्रोत या पल्सर के रूप में दिखाई देता है।

न्यूट्रॉन तारे के घूर्णन का योजनाबद्ध प्रतिनिधित्व

रेडियो पल्सर (या बस पल्सर) घूमते हुए न्यूट्रॉन तारे हैं जिनके कण जेट लगभग प्रकाश की गति से चलते हैं, जैसे एक घूमते हुए प्रकाशस्तंभ किरण।

कई मिलियन वर्षों तक लगातार घूमने के बाद, पल्सर अपनी ऊर्जा खो देते हैं और सामान्य न्यूट्रॉन तारे बन जाते हैं। आज केवल लगभग 1,000 पल्सर ही ज्ञात हैं, हालाँकि आकाशगंगा में इनकी संख्या सैकड़ों में हो सकती है।

क्रैब नेबुला में रेडियो पल्सर

कुछ न्यूट्रॉन तारे एक्स-रे उत्सर्जित करते हैं। प्रसिद्ध क्रैब नेबुला अच्छा उदाहरणसुपरनोवा विस्फोट के दौरान बनी ऐसी वस्तु। यह सुपरनोवा विस्फोट 1054 ई. में देखा गया था।

पल्सर से हवा, चंद्रा टेलीस्कोप वीडियो

7 अगस्त 2000 से 17 अप्रैल 2001 तक 547एनएम फिल्टर (हरी बत्ती) के माध्यम से हबल स्पेस टेलीस्कोप द्वारा क्रैब नेबुला में एक रेडियो पल्सर की तस्वीर ली गई।

चुम्बक

न्यूट्रॉन सितारों का चुंबकीय क्षेत्र पृथ्वी पर उत्पन्न सबसे मजबूत चुंबकीय क्षेत्र से लाखों गुना अधिक मजबूत होता है। इन्हें चुम्बक के नाम से भी जाना जाता है।

न्यूट्रॉन सितारों के आसपास के ग्रह

आज हम जानते हैं कि चार के पास ग्रह हैं। जब यह द्विआधारी प्रणाली में होता है, तो इसके द्रव्यमान को मापना संभव होता है। इन रेडियो या एक्स-रे बायनेरिज़ में, न्यूट्रॉन सितारों का मापा द्रव्यमान सूर्य के द्रव्यमान का लगभग 1.4 गुना था।

दोहरी प्रणाली

कुछ एक्स-रे बायनेरिज़ में एक बिल्कुल अलग प्रकार का पल्सर देखा जाता है। इन मामलों में, एक न्यूट्रॉन तारा और एक साधारण तारा बनता है दोहरी प्रणाली. एक मजबूत गुरुत्वाकर्षण क्षेत्र एक साधारण तारे से सामग्री खींचता है। अभिवृद्धि प्रक्रिया के दौरान इस पर गिरने वाला पदार्थ इतना गर्म हो जाता है कि इससे एक्स-रे उत्पन्न होती है। स्पंदित एक्स-रे तब दिखाई देते हैं जब घूमते पल्सर पर गर्म स्थान पृथ्वी से दृष्टि की रेखा से गुजरते हैं।

अज्ञात वस्तु वाले बाइनरी सिस्टम के लिए, यह जानकारी यह पहचानने में मदद करती है कि क्या यह न्यूट्रॉन तारा है, या, उदाहरण के लिए, एक ब्लैक होल, क्योंकि ब्लैक होल बहुत अधिक विशाल होते हैं।