കെവിൻ ഗിൽ / flickr.com

ഗുരുത്വാകർഷണ തരംഗങ്ങളുടെയും വൈദ്യുതകാന്തിക വികിരണത്തിൻ്റെയും അളവുകളുടെ ഫലങ്ങളെ അടിസ്ഥാനമാക്കി ജർമ്മൻ ജ്യോതിശാസ്ത്രജ്ഞർ ഒരു ന്യൂട്രോൺ നക്ഷത്രത്തിൻ്റെ പരമാവധി പിണ്ഡം വ്യക്തമാക്കിയിട്ടുണ്ട്. ഭ്രമണം ചെയ്യാത്ത ന്യൂട്രോൺ നക്ഷത്രത്തിൻ്റെ പിണ്ഡം 2.16 സോളാർ പിണ്ഡത്തിൽ കൂടുതലാകാൻ കഴിയില്ലെന്ന് ഒരു ലേഖനം പ്രസിദ്ധീകരിച്ചു. ആസ്ട്രോഫിസിക്കൽ ജേണൽ ലെറ്ററുകൾ.

ന്യൂട്രോൺ നക്ഷത്രങ്ങൾ സൂപ്പർനോവ സ്ഫോടനങ്ങളിൽ രൂപംകൊള്ളുന്ന അതിസാന്ദ്രമായ ഒതുക്കമുള്ള നക്ഷത്രങ്ങളാണ്. ന്യൂട്രോൺ നക്ഷത്രങ്ങളുടെ ആരം പതിനായിരക്കണക്കിന് കിലോമീറ്ററുകൾ കവിയുന്നില്ല, അവയുടെ പിണ്ഡം സൂര്യൻ്റെ പിണ്ഡവുമായി താരതമ്യപ്പെടുത്താവുന്നതാണ്, ഇത് നക്ഷത്ര ദ്രവ്യത്തിൻ്റെ വലിയ സാന്ദ്രതയിലേക്ക് നയിക്കുന്നു (ഒരു ക്യൂബിക് മീറ്ററിന് ഏകദേശം 10 17 കിലോഗ്രാം). അതേ സമയം, ഒരു ന്യൂട്രോൺ നക്ഷത്രത്തിൻ്റെ പിണ്ഡം ഒരു നിശ്ചിത പരിധി കവിയാൻ പാടില്ല - വലിയ പിണ്ഡമുള്ള വസ്തുക്കൾ സ്വന്തം ഗുരുത്വാകർഷണത്തിൻ്റെ സ്വാധീനത്തിൽ തമോദ്വാരങ്ങളായി വീഴുന്നു.

എഴുതിയത് വിവിധ കണക്കുകൾ, ഉയർന്ന പരിധിഒരു ന്യൂട്രോൺ നക്ഷത്രത്തിൻ്റെ പിണ്ഡം രണ്ട് മുതൽ മൂന്ന് വരെ സൗരപിണ്ഡങ്ങൾ വരെയാണ്, അത് ദ്രവ്യത്തിൻ്റെ അവസ്ഥയുടെ സമവാക്യത്തെയും നക്ഷത്രത്തിൻ്റെ ഭ്രമണ വേഗതയെയും ആശ്രയിച്ചിരിക്കുന്നു. നക്ഷത്രത്തിൻ്റെ സാന്ദ്രതയും പിണ്ഡവും അനുസരിച്ച്, ശാസ്ത്രജ്ഞർ പലതും വേർതിരിച്ചിരിക്കുന്നു വിവിധ തരംനക്ഷത്രങ്ങൾ, ഒരു സ്കീമാറ്റിക് ഡയഗ്രം ചിത്രത്തിൽ കാണിച്ചിരിക്കുന്നു. ഒന്നാമതായി, കറങ്ങാത്ത നക്ഷത്രങ്ങൾക്ക് M TOV (വെളുത്ത പ്രദേശം) നേക്കാൾ വലിയ പിണ്ഡം ഉണ്ടാകരുത്. രണ്ടാമതായി, ഒരു നക്ഷത്രം കറങ്ങുമ്പോൾ സ്ഥിരമായ വേഗത, അതിൻ്റെ പിണ്ഡം ഒന്നുകിൽ M TOV (ഇളം പച്ച പ്രദേശം) അല്ലെങ്കിൽ കൂടുതൽ (തിളക്കമുള്ള പച്ച) ആയിരിക്കാം, എന്നാൽ മറ്റൊരു പരിധി കവിയാൻ പാടില്ല, M max. ഒടുവിൽ, ന്യൂട്രോൺ നക്ഷത്രംഒരു വേരിയബിൾ റൊട്ടേഷൻ വേഗതയിൽ സൈദ്ധാന്തികമായി ഒരു അനിയന്ത്രിതമായ പിണ്ഡം (വ്യത്യസ്ത തെളിച്ചമുള്ള ചുവന്ന പ്രദേശങ്ങൾ) ഉണ്ടായിരിക്കും. എന്നിരുന്നാലും, ഭ്രമണം ചെയ്യുന്ന നക്ഷത്രങ്ങളുടെ സാന്ദ്രത ഒരു നിശ്ചിത മൂല്യത്തേക്കാൾ കൂടുതലാകാൻ കഴിയില്ലെന്ന് നിങ്ങൾ എല്ലായ്പ്പോഴും ഓർക്കണം, അല്ലാത്തപക്ഷം നക്ഷത്രം ഇപ്പോഴും ഒരു തമോദ്വാരത്തിലേക്ക് തകരും (ഡയഗ്രാമിലെ ലംബ രേഖ അസ്ഥിരമായവയിൽ നിന്ന് സ്ഥിരമായ പരിഹാരങ്ങളെ വേർതിരിക്കുന്നു).

വിവിധ തരം ന്യൂട്രോൺ നക്ഷത്രങ്ങളുടെ പിണ്ഡവും സാന്ദ്രതയും അടിസ്ഥാനമാക്കിയുള്ള ഡയഗ്രം. ബൈനറി സിസ്റ്റത്തിൻ്റെ നക്ഷത്രങ്ങളുടെ ലയനത്തിനുശേഷം രൂപംകൊണ്ട വസ്തുവിൻ്റെ പാരാമീറ്ററുകളെ ക്രോസ് അടയാളപ്പെടുത്തുന്നു, ഡോട്ട് ഇട്ട വരികൾ വസ്തുവിൻ്റെ പരിണാമത്തിനുള്ള രണ്ട് ഓപ്ഷനുകളിലൊന്ന് സൂചിപ്പിക്കുന്നു.

L. Rezzolla et al. / ദി ആസ്ട്രോഫിസിക്കൽ ജേണൽ

ലൂസിയാനോ റെസോളയുടെ നേതൃത്വത്തിലുള്ള ജ്യോതിശാസ്ത്രജ്ഞരുടെ ഒരു സംഘം, കറങ്ങാത്ത ന്യൂട്രോൺ നക്ഷത്രമായ M TOV-ൻ്റെ പരമാവധി പിണ്ഡത്തിൽ പുതിയതും കൂടുതൽ കൃത്യവുമായ പരിധികൾ നിശ്ചയിച്ചിട്ടുണ്ട്. അവരുടെ പ്രവർത്തനത്തിൽ, ശാസ്ത്രജ്ഞർ മുൻ പഠനങ്ങളിൽ നിന്നുള്ള ഡാറ്റ ഉപയോഗിച്ചു, പ്രക്രിയകൾക്കായി സമർപ്പിച്ചിരിക്കുന്നു, ഇത് രണ്ട് ന്യൂട്രോൺ നക്ഷത്രങ്ങൾ കൂടിച്ചേരുന്ന ഒരു സംവിധാനത്തിൽ സംഭവിക്കുകയും ഗുരുത്വാകർഷണ (ഇവൻ്റ് GW170817), വൈദ്യുതകാന്തിക (GRB 170817A) തരംഗങ്ങളുടെ ഉദ്വമനത്തിലേക്ക് നയിക്കുകയും ചെയ്തു. ഈ തരംഗങ്ങളുടെ ഒരേസമയം രജിസ്ട്രേഷൻ വളരെ മികച്ചതായി മാറി പ്രധാനപ്പെട്ട സംഭവംശാസ്ത്രത്തെ സംബന്ധിച്ചിടത്തോളം, ഞങ്ങളുടേതിലും മെറ്റീരിയലിലും നിങ്ങൾക്ക് ഇതിനെക്കുറിച്ച് കൂടുതൽ വായിക്കാൻ കഴിയും.

ജ്യോതിശാസ്ത്രജ്ഞരുടെ മുൻകാല കൃതികളിൽ നിന്ന്, ന്യൂട്രോൺ നക്ഷത്രങ്ങളുടെ ലയനത്തിനുശേഷം, ഒരു ഹൈപ്പർമാസിവ് ന്യൂട്രോൺ നക്ഷത്രം രൂപപ്പെട്ടു (അതായത്, അതിൻ്റെ പിണ്ഡം M > M max), ഇത് പിന്നീട് സാധ്യമായ രണ്ട് സാഹചര്യങ്ങളിലൊന്ന് അനുസരിച്ച് വികസിച്ചു. സമയം ഒരു തമോദ്വാരമായി മാറി (രേഖാചിത്രത്തിലെ വരകൾ). നക്ഷത്രത്തിൻ്റെ വികിരണത്തിൻ്റെ വൈദ്യുതകാന്തിക ഘടകത്തിൻ്റെ നിരീക്ഷണം ആദ്യത്തെ സാഹചര്യത്തിലേക്ക് വിരൽ ചൂണ്ടുന്നു, അതിൽ നക്ഷത്രത്തിൻ്റെ ബാരിയോണിക് പിണ്ഡം സ്ഥിരമായി തുടരുകയും ഗുരുത്വാകർഷണ തരംഗങ്ങളുടെ ഉദ്വമനം മൂലം ഗുരുത്വാകർഷണ പിണ്ഡം താരതമ്യേന സാവധാനത്തിൽ കുറയുകയും ചെയ്യുന്നു. മറുവശത്ത്, സിസ്റ്റത്തിൽ നിന്നുള്ള ഗാമാ-റേ പൊട്ടിത്തെറി ഗുരുത്വാകർഷണ തരംഗങ്ങളോടൊപ്പം ഏതാണ്ട് ഒരേസമയം എത്തി (1.7 സെക്കൻഡുകൾക്ക് ശേഷം), അതായത് തമോദ്വാരമായി മാറുന്ന പോയിൻ്റ് M max-ന് അടുത്തായിരിക്കണം.

അതിനാൽ, ഹൈപ്പർമാസിവ് ന്യൂട്രോൺ നക്ഷത്രത്തിൻ്റെ പരിണാമം നിങ്ങൾ കണ്ടെത്തുകയാണെങ്കിൽ പ്രാരംഭ അവസ്ഥ, മുൻ കൃതികളിൽ നല്ല കൃത്യതയോടെ കണക്കുകൂട്ടിയ പാരാമീറ്ററുകൾ, നമുക്ക് താൽപ്പര്യമുള്ള M max ൻ്റെ മൂല്യം കണ്ടെത്താനാകും. M max അറിയുന്നത്, M TOV കണ്ടെത്തുന്നത് ബുദ്ധിമുട്ടുള്ള കാര്യമല്ല, കാരണം ഈ രണ്ട് പിണ്ഡങ്ങളും M max ≈ 1.2 M TOV എന്ന ബന്ധത്താൽ ബന്ധപ്പെട്ടിരിക്കുന്നു. ഈ ലേഖനത്തിൽ, ജ്യോതിശാസ്ത്രജ്ഞർ "സാർവത്രിക ബന്ധങ്ങൾ" എന്ന് വിളിക്കപ്പെടുന്നവ ഉപയോഗിച്ച് അത്തരം കണക്കുകൂട്ടലുകൾ നടത്തി, അത് വ്യത്യസ്ത പിണ്ഡമുള്ള ന്യൂട്രോൺ നക്ഷത്രങ്ങളുടെ പാരാമീറ്ററുകളുമായി ബന്ധപ്പെട്ടിരിക്കുന്നു, മാത്രമല്ല അവയുടെ ദ്രവ്യത്തിൻ്റെ അവസ്ഥയുടെ സമവാക്യത്തെ ആശ്രയിക്കുന്നില്ല. അവരുടെ കണക്കുകൂട്ടലുകൾ ലളിതമായ അനുമാനങ്ങൾ മാത്രമേ ഉപയോഗിക്കുന്നുള്ളൂവെന്നും സംഖ്യാ അനുകരണങ്ങളെ ആശ്രയിക്കുന്നില്ലെന്നും രചയിതാക്കൾ ഊന്നിപ്പറയുന്നു. സാധ്യമായ പരമാവധി പിണ്ഡത്തിൻ്റെ അന്തിമഫലം 2.01 നും 2.16 സോളാർ പിണ്ഡത്തിനും ഇടയിലാണ്. ബൈനറി സിസ്റ്റങ്ങളിലെ കൂറ്റൻ പൾസാറുകളുടെ നിരീക്ഷണങ്ങളിൽ നിന്ന് ഇതിന് കുറഞ്ഞ പരിധി മുമ്പ് ലഭിച്ചിരുന്നു - ലളിതമായി പറഞ്ഞാൽ, പരമാവധി പിണ്ഡം 2.01 സൗര പിണ്ഡത്തിൽ കുറവായിരിക്കരുത്, കാരണം ജ്യോതിശാസ്ത്രജ്ഞർ യഥാർത്ഥത്തിൽ ഇത്രയും വലിയ പിണ്ഡമുള്ള ന്യൂട്രോൺ നക്ഷത്രങ്ങളെ നിരീക്ഷിച്ചിട്ടുണ്ട്.

ന്യൂട്രോൺ നക്ഷത്രങ്ങളുടെ പിണ്ഡവും ആരവും കണക്കാക്കാൻ ജ്യോതിശാസ്ത്രജ്ഞർ കമ്പ്യൂട്ടർ സിമുലേഷനുകൾ എങ്ങനെ ഉപയോഗിച്ചു എന്നതിനെക്കുറിച്ച് ഞങ്ങൾ മുമ്പ് എഴുതിയിരുന്നു, ഇവയുടെ ലയനം GW170817, GRB 170817A എന്നീ സംഭവങ്ങളിലേക്ക് നയിച്ചു.

ദിമിത്രി ട്രൂനിൻ

ജ്യോതിശാസ്ത്രത്തിൽ, ശാസ്ത്രത്തിൻ്റെ മറ്റേതൊരു ശാഖയിലെയും പോലെ, ഏറ്റവും രസകരമായത് "എന്താണ് സംഭവിച്ചത്?" എന്ന ശാശ്വത ചോദ്യങ്ങളുമായി ബന്ധപ്പെട്ട പരിണാമ പ്രശ്നങ്ങളാണ്. കൂടാതെ "എന്ത് സംഭവിക്കും?" നമ്മുടെ സൂര്യൻ്റെ പിണ്ഡത്തിന് ഏകദേശം തുല്യമായ ഒരു നക്ഷത്ര പിണ്ഡത്തിന് എന്ത് സംഭവിക്കുമെന്ന് നമുക്ക് ഇതിനകം അറിയാം. അത്തരമൊരു താരം, ഒരു ഘട്ടത്തിലൂടെ കടന്നുപോയി ചുവന്ന ഭീമൻ, ആയിത്തീരും വെളുത്ത കുള്ളൻ. ഹെർട്സ്പ്രംഗ്-റസ്സൽ ഡയഗ്രാമിലെ വെളുത്ത കുള്ളന്മാർ പ്രധാന ശ്രേണിയിൽ നിന്ന് അകലെയാണ്.

സൗരപിണ്ഡമുള്ള നക്ഷത്രങ്ങളുടെ പരിണാമത്തിൻ്റെ അവസാനമാണ് വെളുത്ത കുള്ളന്മാർ. അവ ഒരുതരം പരിണാമപരമായ അവസാനമാണ്. സൂര്യനേക്കാൾ പിണ്ഡം കുറവുള്ള എല്ലാ നക്ഷത്രങ്ങളുടെയും പാതയുടെ അവസാനമാണ് സാവധാനവും ശാന്തവുമായ വംശനാശം. കൂടുതൽ ഭീമൻ നക്ഷത്രങ്ങളുടെ കാര്യമോ? അവരുടെ ജീവിതം പ്രക്ഷുബ്ധമായ സംഭവങ്ങളാൽ നിറഞ്ഞതായി ഞങ്ങൾ കണ്ടു. എന്നാൽ സ്വാഭാവികമായ ഒരു ചോദ്യം ഉയർന്നുവരുന്നു: സൂപ്പർനോവ സ്ഫോടനങ്ങളുടെ രൂപത്തിൽ നിരീക്ഷിക്കപ്പെടുന്ന ഭീകരമായ ദുരന്തങ്ങൾ എങ്ങനെ അവസാനിക്കും?

1054-ൽ ഒരു അതിഥി നക്ഷത്രം ആകാശത്ത് മിന്നിമറഞ്ഞു. പകൽ പോലും ആകാശത്ത് ദൃശ്യമായിരുന്ന ഇത് ഏതാനും മാസങ്ങൾക്കുശേഷം മാത്രമാണ് പുറത്തു പോയത്. മെസ്സിയർ നെബുല കാറ്റലോഗിൽ M1 എന്ന് നിയുക്തമാക്കിയിരിക്കുന്ന ഒരു ശോഭയുള്ള ഒപ്റ്റിക്കൽ വസ്തുവിൻ്റെ രൂപത്തിൽ ഈ നക്ഷത്ര ദുരന്തത്തിൻ്റെ അവശിഷ്ടങ്ങൾ ഇന്ന് നാം കാണുന്നു. ഇത് പ്രസിദ്ധമാണ് ക്രാബ് നെബുല- ഒരു സൂപ്പർനോവ സ്ഫോടനത്തിൻ്റെ അവശിഷ്ടം.

നമ്മുടെ നൂറ്റാണ്ടിൻ്റെ 40-കളിൽ അമേരിക്കൻ ജ്യോതിശാസ്ത്രജ്ഞനായ വി. ബാഡെ പഠിക്കാൻ തുടങ്ങി കേന്ദ്ര ഭാഗം"ഞണ്ട്" നെബുലയുടെ മധ്യഭാഗത്തുള്ള ഒരു സൂപ്പർനോവ സ്ഫോടനത്തിൽ നിന്ന് ഒരു നക്ഷത്ര അവശിഷ്ടം കണ്ടെത്താൻ ശ്രമിക്കുന്നതിന് വേണ്ടി. വഴിയിൽ, 19-ആം നൂറ്റാണ്ടിൽ ഇംഗ്ലീഷ് ജ്യോതിശാസ്ത്രജ്ഞനായ ലോർഡ് റോസ് ഈ വസ്തുവിന് "ഞണ്ട്" എന്ന പേര് നൽകി. 17t എന്ന നക്ഷത്രചിഹ്നത്തിൻ്റെ രൂപത്തിൽ ഒരു നക്ഷത്ര അവശിഷ്ടത്തിനായി ബാഡെ ഒരു സ്ഥാനാർത്ഥിയെ കണ്ടെത്തി.

എന്നാൽ ജ്യോതിശാസ്ത്രജ്ഞൻ നിർഭാഗ്യവാനായിരുന്നു; വിശദമായ പഠനത്തിന് ആവശ്യമായ ഉപകരണങ്ങൾ അദ്ദേഹത്തിന് ഇല്ലായിരുന്നു, അതിനാൽ ഈ നക്ഷത്രം മിന്നിമറയുന്നതും സ്പന്ദിക്കുന്നതും അദ്ദേഹത്തിന് ശ്രദ്ധിക്കാൻ കഴിഞ്ഞില്ല. ഈ തെളിച്ച സ്പന്ദനങ്ങളുടെ കാലയളവ് 0.033 സെക്കൻഡ് അല്ല, പക്ഷേ, കുറച്ച് സെക്കൻഡുകൾ ആയിരുന്നെങ്കിൽ, ബാഡെ നിസ്സംശയമായും ഇത് ശ്രദ്ധിക്കുമായിരുന്നു, തുടർന്ന് ആദ്യത്തെ പൾസർ കണ്ടെത്തിയതിൻ്റെ ബഹുമതി എ. ഹെവിഷിനും ഡി.ബെല്ലിനും ഉണ്ടാകുമായിരുന്നില്ല.

ഏകദേശം പത്ത് വർഷം മുമ്പ് ബാഡെ തൻ്റെ ദൂരദർശിനി കേന്ദ്രത്തിലേക്ക് ചൂണ്ടി ക്രാബ് നെബുല, സൈദ്ധാന്തിക ഭൗതികശാസ്ത്രജ്ഞർ വെളുത്ത കുള്ളന്മാരുടെ സാന്ദ്രത (106 - 107 g/cm3) കവിയുന്ന സാന്ദ്രതയിൽ ദ്രവ്യത്തിൻ്റെ അവസ്ഥ പഠിക്കാൻ തുടങ്ങി. നക്ഷത്ര പരിണാമത്തിൻ്റെ അവസാന ഘട്ടങ്ങളുടെ പ്രശ്നവുമായി ബന്ധപ്പെട്ട് ഈ വിഷയത്തിൽ താൽപ്പര്യം ഉയർന്നു. ഈ ആശയത്തിൻ്റെ സഹ-രചയിതാക്കളിൽ ഒരാൾ ന്യൂട്രോൺ നക്ഷത്രത്തിൻ്റെ നിലനിൽപ്പിൻ്റെ വസ്തുതയെ സൂപ്പർനോവ സ്ഫോടനവുമായി ബന്ധിപ്പിച്ച അതേ ബാഡെ ആയിരുന്നു എന്നത് രസകരമാണ്.

ദ്രവ്യം വെളുത്ത കുള്ളന്മാരേക്കാൾ കൂടുതൽ സാന്ദ്രതയിലേക്ക് കംപ്രസ്സുചെയ്യുകയാണെങ്കിൽ, ന്യൂട്രോണൈസേഷൻ പ്രക്രിയകൾ എന്ന് വിളിക്കപ്പെടുന്ന പ്രക്രിയകൾ ആരംഭിക്കുന്നു. നക്ഷത്രത്തിനുള്ളിലെ ഭയാനകമായ മർദ്ദം ഇലക്ട്രോണുകളെ ആറ്റോമിക് ന്യൂക്ലിയസുകളാക്കി മാറ്റുന്നു. IN സാധാരണ അവസ്ഥകൾഇലക്ട്രോണുകളെ ആഗിരണം ചെയ്ത ഒരു ന്യൂക്ലിയസ് അസ്ഥിരമായിരിക്കും, കാരണം അതിൽ അധികമായ ന്യൂട്രോണുകൾ അടങ്ങിയിരിക്കുന്നു. എന്നിരുന്നാലും, കോംപാക്റ്റ് നക്ഷത്രങ്ങളിൽ ഇത് അങ്ങനെയല്ല. നക്ഷത്രത്തിൻ്റെ സാന്ദ്രത കൂടുന്നതിനനുസരിച്ച്, നശിക്കുന്ന വാതകത്തിൻ്റെ ഇലക്ട്രോണുകൾ ന്യൂക്ലിയസുകളാൽ ക്രമേണ ആഗിരണം ചെയ്യപ്പെടുന്നു, ക്രമേണ നക്ഷത്രം ഭീമാകാരമായി മാറുന്നു. ന്യൂട്രോൺ നക്ഷത്രം- ഒരു തുള്ളി. ഡീജനറേറ്റ് ഇലക്ട്രോൺ വാതകത്തിന് പകരം 1014-1015 g/cm3 സാന്ദ്രതയുള്ള ഒരു ഡീജനറേറ്റ് ന്യൂട്രോൺ വാതകം. മറ്റൊരു വിധത്തിൽ പറഞ്ഞാൽ, ഒരു ന്യൂട്രോൺ നക്ഷത്രത്തിൻ്റെ സാന്ദ്രത വെളുത്ത കുള്ളനെക്കാൾ കോടിക്കണക്കിന് മടങ്ങ് കൂടുതലാണ്.

വളരെക്കാലമായി, നക്ഷത്രത്തിൻ്റെ ഈ ഭീകരമായ കോൺഫിഗറേഷൻ സൈദ്ധാന്തികരുടെ മനസ്സിൻ്റെ ഒരു തന്ത്രമായി കണക്കാക്കപ്പെട്ടിരുന്നു. ഈ ശ്രദ്ധേയമായ പ്രവചനം സ്ഥിരീകരിക്കാൻ പ്രകൃതിക്ക് മുപ്പത് വർഷത്തിലേറെ സമയമെടുത്തു. അതേ 30 കളിൽ, മറ്റൊന്ന് നിർമ്മിച്ചു പ്രധാനപ്പെട്ട കണ്ടെത്തൽ, ഇത് നക്ഷത്ര പരിണാമ സിദ്ധാന്തത്തിൽ നിർണ്ണായക സ്വാധീനം ചെലുത്തി. ചന്ദ്രശേഖറും എൽ. ലാൻഡൗവും സ്ഥാപിച്ചത്, ആണവോർജ്ജത്തിൻ്റെ സ്രോതസ്സുകൾ തീർന്ന ഒരു നക്ഷത്രത്തിന്, നക്ഷത്രം ഇപ്പോഴും സ്ഥിരമായി തുടരുമ്പോൾ, ഒരു നിശ്ചിത പിണ്ഡം ഉണ്ടെന്ന് സ്ഥാപിച്ചു. ഈ പിണ്ഡത്തിൽ, ഡീജനറേറ്റ് വാതകത്തിൻ്റെ മർദ്ദം ഇപ്പോഴും ഗുരുത്വാകർഷണ ശക്തികളെ ചെറുക്കാൻ കഴിയും. അനന്തരഫലമായി, ക്ഷയിച്ച നക്ഷത്രങ്ങളുടെ പിണ്ഡത്തിന് (വെളുത്ത കുള്ളൻ, ന്യൂട്രോൺ നക്ഷത്രങ്ങൾ) പരിമിതമായ ഒരു പരിധി (ചന്ദ്രശേഖർ പരിധി) ഉണ്ട്, അത് നക്ഷത്രത്തിൻ്റെ വിനാശകരമായ കംപ്രഷനും അതിൻ്റെ തകർച്ചയ്ക്കും കാരണമാകുന്നു.

ഒരു നക്ഷത്രത്തിൻ്റെ കോർ പിണ്ഡം 1.2 M നും 2.4 M നും ഇടയിലാണെങ്കിൽ, അത്തരമൊരു നക്ഷത്രത്തിൻ്റെ പരിണാമത്തിൻ്റെ അന്തിമ "ഉൽപ്പന്നം" ഒരു ന്യൂട്രോൺ നക്ഷത്രമായിരിക്കണം. 1.2 M-ൽ താഴെയുള്ള കോർ പിണ്ഡമുള്ളതിനാൽ, പരിണാമം ആത്യന്തികമായി ഒരു വെളുത്ത കുള്ളൻ്റെ ജനനത്തിലേക്ക് നയിക്കും.

എന്താണ് ഒരു ന്യൂട്രോൺ നക്ഷത്രം? അതിൻ്റെ പിണ്ഡം നമുക്കറിയാം, അതിൽ പ്രധാനമായും ന്യൂട്രോണുകൾ അടങ്ങിയിരിക്കുന്നുവെന്നും നമുക്കറിയാം, അവയുടെ വലുപ്പങ്ങളും അറിയപ്പെടുന്നു. ഇവിടെ നിന്ന് നക്ഷത്രത്തിൻ്റെ ആരം നിർണ്ണയിക്കാൻ എളുപ്പമാണ്. ഇത് 10 കിലോമീറ്ററിന് അടുത്താണ് ... അത്തരമൊരു വസ്തുവിൻ്റെ ആരം നിർണ്ണയിക്കുന്നത് തീർച്ചയായും ബുദ്ധിമുട്ടുള്ള കാര്യമല്ല, എന്നാൽ മോസ്കോയിലെ പ്രൊഫസോയുസ്നയ സ്ട്രീറ്റിൻ്റെ നീളത്തേക്കാൾ അല്പം വ്യാസമുള്ള ഒരു വസ്തുവിൽ സൂര്യൻ്റെ പിണ്ഡത്തോട് അടുത്തുള്ള ഒരു പിണ്ഡം സ്ഥാപിക്കാൻ കഴിയുമെന്ന് സങ്കൽപ്പിക്കാൻ വളരെ ബുദ്ധിമുട്ടാണ്. ഇതൊരു ഭീമാകാരമായ ന്യൂക്ലിയർ ഡ്രോപ്പാണ്, ഒന്നിനും ചേരാത്ത ഒരു മൂലകത്തിൻ്റെ സൂപ്പർ ന്യൂക്ലിയസ് ആനുകാലിക സംവിധാനങ്ങൾകൂടാതെ ഒരു അപ്രതീക്ഷിത, പ്രത്യേക ഘടനയുണ്ട്.

ഒരു ന്യൂട്രോൺ നക്ഷത്രത്തിൻ്റെ ദ്രവ്യത്തിന് ഒരു സൂപ്പർ ഫ്ലൂയിഡ് ദ്രാവകത്തിൻ്റെ ഗുണങ്ങളുണ്ട്! ഈ വസ്തുത ഒറ്റനോട്ടത്തിൽ വിശ്വസിക്കാൻ പ്രയാസമാണ്, പക്ഷേ ഇത് സത്യമാണ്. ഭീമാകാരമായ സാന്ദ്രതയിലേക്ക് ചുരുക്കിയ ഈ പദാർത്ഥം ഒരു പരിധിവരെ ദ്രാവക ഹീലിയത്തോട് സാമ്യമുള്ളതാണ്. കൂടാതെ, ഒരു ന്യൂട്രോൺ നക്ഷത്രത്തിൻ്റെ താപനില ഏകദേശം ഒരു ബില്യൺ ഡിഗ്രി ആണെന്നും, നമുക്കറിയാവുന്നതുപോലെ, അതിൽ അധിക ദ്രാവകം ഉണ്ടെന്നും നാം മറക്കരുത്. ഭൗമാവസ്ഥകൾവളരെ കുറഞ്ഞ താപനിലയിൽ മാത്രം ദൃശ്യമാകുന്നു.

ന്യൂട്രോൺ നക്ഷത്രത്തിൻ്റെ സ്വഭാവത്തിൽ താപനില ഒരു പ്രത്യേക പങ്ക് വഹിക്കുന്നില്ല എന്നത് ശരിയാണ്, കാരണം അതിൻ്റെ സ്ഥിരത നിർണ്ണയിക്കുന്നത് നശിക്കുന്ന ന്യൂട്രോൺ വാതകത്തിൻ്റെ - ദ്രാവകത്തിൻ്റെ മർദ്ദമാണ്. ഒരു ന്യൂട്രോൺ നക്ഷത്രത്തിൻ്റെ ഘടന പല തരത്തിൽ ഒരു ഗ്രഹത്തിൻ്റെ ഘടനയ്ക്ക് സമാനമാണ്. ഒരു സൂപ്പർകണ്ടക്റ്റിംഗ് ലിക്വിഡിൻ്റെ അതിശയകരമായ ഗുണങ്ങളുള്ള ഒരു പദാർത്ഥം അടങ്ങിയ ഒരു "ആവരണം" കൂടാതെ, അത്തരമൊരു നക്ഷത്രത്തിന് ഒരു കിലോമീറ്റർ കട്ടിയുള്ള നേർത്തതും കഠിനവുമായ പുറംതോട് ഉണ്ട്. പുറംതൊലിക്ക് ഒരു പ്രത്യേക സ്ഫടിക ഘടനയുണ്ടെന്ന് അനുമാനിക്കപ്പെടുന്നു. വിചിത്രമായത് കാരണം, നമുക്ക് അറിയാവുന്ന പരലുകളിൽ നിന്ന് വ്യത്യസ്തമായി, ക്രിസ്റ്റലിൻ്റെ ഘടന കോൺഫിഗറേഷനെ ആശ്രയിച്ചിരിക്കുന്നു ഇലക്ട്രോണിക് ഷെല്ലുകൾആറ്റം, ഒരു ന്യൂട്രോൺ നക്ഷത്രത്തിൻ്റെ പുറംതോടിൽ, ആറ്റോമിക് ന്യൂക്ലിയുകൾ ഇലക്ട്രോണുകൾ ഇല്ലാത്തതാണ്. അതിനാൽ, അവ ഇരുമ്പ്, ചെമ്പ്, സിങ്ക് എന്നിവയുടെ ക്യൂബിക് ലാറ്റിസുകളെ അനുസ്മരിപ്പിക്കുന്ന ഒരു ലാറ്റിസ് ഉണ്ടാക്കുന്നു, പക്ഷേ, അതനുസരിച്ച്, അളക്കാനാവാത്ത ഉയർന്ന സാന്ദ്രതയിൽ. അടുത്തതായി വരുന്നത് ആവരണം ആണ്, അതിൻ്റെ ഗുണങ്ങൾ നമ്മൾ ഇതിനകം സംസാരിച്ചു. ഒരു ന്യൂട്രോൺ നക്ഷത്രത്തിൻ്റെ കേന്ദ്രത്തിൽ, സാന്ദ്രത ഒരു ക്യൂബിക് സെൻ്റീമീറ്ററിന് 1015 ഗ്രാം വരെ എത്തുന്നു. മറ്റൊരു വിധത്തിൽ പറഞ്ഞാൽ, അത്തരമൊരു നക്ഷത്രത്തിൽ നിന്നുള്ള മെറ്റീരിയലിൻ്റെ ഒരു ടീസ്പൂൺ കോടിക്കണക്കിന് ടൺ ഭാരമുള്ളതാണ്. ന്യൂട്രോൺ നക്ഷത്രത്തിൻ്റെ മധ്യഭാഗത്ത് സംഭവിക്കുന്നതായി അനുമാനിക്കപ്പെടുന്നു തുടർ വിദ്യാഭ്യാസംന്യൂക്ലിയർ ഫിസിക്‌സിൽ അറിയപ്പെടുന്നവയും എക്സോട്ടിക് ഇതുവരെ കണ്ടെത്തിയിട്ടില്ലാത്തവയുമാണ് പ്രാഥമിക കണങ്ങൾ.

ന്യൂട്രോൺ നക്ഷത്രങ്ങൾ വളരെ വേഗത്തിൽ തണുക്കുന്നു. ആദ്യത്തെ പത്ത് മുതൽ ഒരു ലക്ഷം വരെ വർഷങ്ങളിൽ താപനില നിരവധി ബില്യണുകളിൽ നിന്ന് നൂറുകണക്കിന് ദശലക്ഷം ഡിഗ്രിയിലേക്ക് താഴുമെന്ന് കണക്കുകൾ കാണിക്കുന്നു. ന്യൂട്രോൺ നക്ഷത്രങ്ങൾ അതിവേഗം കറങ്ങുന്നു, ഇത് വളരെ രസകരമായ നിരവധി അനന്തരഫലങ്ങളിലേക്ക് നയിക്കുന്നു. വഴിയിൽ, ദ്രുതഗതിയിലുള്ള ഭ്രമണ സമയത്ത് അത് കേടുകൂടാതെയിരിക്കാൻ അനുവദിക്കുന്ന നക്ഷത്രത്തിൻ്റെ ചെറിയ വലിപ്പമാണ്. അതിൻ്റെ വ്യാസം 10 അല്ല, 100 കിലോമീറ്റർ ആണെങ്കിൽ, അത് അപകേന്ദ്രബലത്താൽ കീറിമുറിക്കും.

പൾസാറുകളുടെ കണ്ടെത്തലിൻ്റെ കൗതുകകരമായ ചരിത്രത്തെക്കുറിച്ച് ഞങ്ങൾ ഇതിനകം സംസാരിച്ചു. പൾസർ അതിവേഗം ഭ്രമണം ചെയ്യുന്ന ന്യൂട്രോൺ നക്ഷത്രമാണെന്ന ആശയം ഉടനടി ഉയർന്നു, അറിയപ്പെടുന്ന എല്ലാ നക്ഷത്ര കോൺഫിഗറേഷനുകളിലും, ഉയർന്ന വേഗതയിൽ കറങ്ങുന്ന, സ്ഥിരത നിലനിർത്താൻ മാത്രമേ അതിന് കഴിയൂ. സൈദ്ധാന്തികർ "പേനയുടെ അഗ്രത്തിൽ" കണ്ടെത്തിയ ന്യൂട്രോൺ നക്ഷത്രങ്ങൾ യഥാർത്ഥത്തിൽ പ്രകൃതിയിൽ ഉണ്ടെന്നും അവ സൂപ്പർനോവ സ്ഫോടനങ്ങളുടെ ഫലമായാണ് ഉണ്ടാകുന്നതെന്ന ശ്രദ്ധേയമായ നിഗമനത്തിലെത്താൻ പൾസാറുകളെക്കുറിച്ചുള്ള പഠനമാണ് സാധ്യമാക്കിയത്. ഒപ്റ്റിക്കൽ ശ്രേണിയിൽ അവയെ കണ്ടെത്തുന്നതിനുള്ള ബുദ്ധിമുട്ടുകൾ വ്യക്തമാണ്, കാരണം അവയുടെ ചെറിയ വ്യാസം കാരണം, മിക്ക ന്യൂട്രോൺ നക്ഷത്രങ്ങളെയും കാണാൻ കഴിയില്ല. ശക്തമായ ദൂരദർശിനികൾ, എന്നിരുന്നാലും, നമ്മൾ കണ്ടതുപോലെ, ഇവിടെ ഒഴിവാക്കലുകൾ ഉണ്ട് - ഒരു പൾസർ ഇൻ ക്രാബ് നെബുല.

അതിനാൽ, ജ്യോതിശാസ്ത്രജ്ഞർ കണ്ടെത്തി പുതിയ ക്ലാസ്വസ്തുക്കൾ - പൾസാറുകൾ, അതിവേഗം കറങ്ങുന്ന ന്യൂട്രോൺ നക്ഷത്രങ്ങൾ. സ്വാഭാവികമായ ഒരു ചോദ്യം ഉയർന്നുവരുന്നു: ഒരു ന്യൂട്രോൺ നക്ഷത്രത്തിൻ്റെ ദ്രുതഗതിയിലുള്ള ഭ്രമണത്തിൻ്റെ കാരണം എന്താണ്, എന്തുകൊണ്ടാണ് അത് അതിൻ്റെ അച്ചുതണ്ടിന് ചുറ്റും വലിയ വേഗതയിൽ കറങ്ങേണ്ടത്?

ഈ പ്രതിഭാസത്തിൻ്റെ കാരണം ലളിതമാണ്. ഒരു സ്കേറ്ററിന് തൻ്റെ കൈകൾ ശരീരത്തോട് അടുപ്പിക്കുമ്പോൾ ഭ്രമണ വേഗത എങ്ങനെ വർദ്ധിപ്പിക്കാമെന്ന് നമുക്ക് നന്നായി അറിയാം. അങ്ങനെ ചെയ്യുമ്പോൾ, കോണീയ ആക്കം സംരക്ഷിക്കുന്നതിനുള്ള നിയമം അദ്ദേഹം ഉപയോഗിക്കുന്നു. ഈ നിയമം ഒരിക്കലും ലംഘിക്കപ്പെടുന്നില്ല, ഒരു സൂപ്പർനോവ സ്ഫോടന സമയത്ത്, അതിൻ്റെ അവശിഷ്ടമായ പൾസാറിൻ്റെ ഭ്രമണ വേഗത പലതവണ വർദ്ധിപ്പിക്കുന്നത് ഈ നിയമം തന്നെയാണ്.

തീർച്ചയായും, ഒരു നക്ഷത്രത്തിൻ്റെ തകർച്ചയുടെ സമയത്ത്, അതിൻ്റെ പിണ്ഡം (സ്ഫോടനത്തിന് ശേഷം അവശേഷിക്കുന്നത്) മാറില്ല, പക്ഷേ ആരം ഏകദേശം നൂറായിരം മടങ്ങ് കുറയുന്നു. എന്നാൽ പിണ്ഡവും ആരവും കൊണ്ട് ഭൂമധ്യരേഖാ ഭ്രമണ വേഗതയുടെ ഗുണനത്തിന് തുല്യമായ കോണീയ ആക്കം അതേപടി തുടരുന്നു. പിണ്ഡം മാറില്ല, അതിനാൽ, വേഗത അതേ നൂറായിരം മടങ്ങ് വർദ്ധിക്കണം.

ഒരു ലളിതമായ ഉദാഹരണം നോക്കാം. നമ്മുടെ സൂര്യൻ അതിൻ്റെ അച്ചുതണ്ടിന് ചുറ്റും വളരെ സാവധാനത്തിൽ കറങ്ങുന്നു. ഈ ഭ്രമണ കാലയളവ് ഏകദേശം 25 ദിവസമാണ്. അതിനാൽ, സൂര്യൻ പെട്ടെന്ന് ഒരു ന്യൂട്രോൺ നക്ഷത്രമായി മാറിയാൽ, അതിൻ്റെ ഭ്രമണകാലം സെക്കൻഡിൻ്റെ പതിനായിരത്തിലൊന്നായി കുറയും.

സംരക്ഷണ നിയമങ്ങളുടെ രണ്ടാമത്തെ പ്രധാന അനന്തരഫലം, ന്യൂട്രോൺ നക്ഷത്രങ്ങൾ വളരെ ശക്തമായി കാന്തീകരിക്കപ്പെടണം എന്നതാണ്. വാസ്തവത്തിൽ, ഏതെങ്കിലും സ്വാഭാവിക പ്രക്രിയയിൽ നമുക്ക് കാന്തികക്ഷേത്രത്തെ നശിപ്പിക്കാൻ കഴിയില്ല (അത് ഇതിനകം നിലവിലുണ്ടെങ്കിൽ). മികച്ച വൈദ്യുതചാലകതയുള്ള നക്ഷത്ര ദ്രവ്യവുമായി കാന്തികക്ഷേത്രരേഖകൾ എന്നെന്നേക്കുമായി ബന്ധപ്പെട്ടിരിക്കുന്നു. നക്ഷത്രത്തിൻ്റെ ഉപരിതലത്തിലെ കാന്തിക പ്രവാഹത്തിൻ്റെ അളവ് തീവ്രതയുടെ വ്യാപ്തിയുടെ ഗുണനത്തിന് തുല്യമാണ്. കാന്തികക്ഷേത്രംനക്ഷത്രത്തിൻ്റെ ആരത്തിൻ്റെ ചതുരത്തിന്. ഈ മൂല്യം കർശനമായി സ്ഥിരമാണ്. അതുകൊണ്ടാണ്, ഒരു നക്ഷത്രം ചുരുങ്ങുമ്പോൾ, കാന്തികക്ഷേത്രം വളരെ ശക്തമായി വർദ്ധിക്കുന്നത്. പൾസാറുകളുടെ അതിശയകരമായ പല സവിശേഷതകളും നിർണ്ണയിക്കുന്നത് ഈ പ്രതിഭാസമാണ് എന്നതിനാൽ നമുക്ക് ഈ പ്രതിഭാസത്തെക്കുറിച്ച് കുറച്ച് വിശദമായി താമസിക്കാം.

നമ്മുടെ ഭൂമിയുടെ ഉപരിതലത്തിൽ കാന്തികക്ഷേത്രത്തിൻ്റെ ശക്തി അളക്കാൻ കഴിയും. ഏകദേശം ഒരു ഗൗസിൻ്റെ ഒരു ചെറിയ മൂല്യം നമുക്ക് ലഭിക്കും. ഒരു നല്ല ഫിസിക്സ് ലബോറട്ടറിയിൽ, ഒരു ദശലക്ഷം ഗാസ് കാന്തികക്ഷേത്രങ്ങൾ ലഭിക്കും. വെളുത്ത കുള്ളന്മാരുടെ ഉപരിതലത്തിൽ, കാന്തിക മണ്ഡലത്തിൻ്റെ ശക്തി നൂറു ദശലക്ഷം ഗോസിൽ എത്തുന്നു. സമീപത്തുള്ള ഫീൽഡ് കൂടുതൽ ശക്തമാണ് - പത്ത് ബില്യൺ ഗോസ് വരെ. എന്നാൽ ഒരു ന്യൂട്രോൺ നക്ഷത്രത്തിൻ്റെ ഉപരിതലത്തിൽ, പ്രകൃതി ഒരു കേവല റെക്കോർഡിൽ എത്തുന്നു. ഇവിടെ ഫീൽഡ് ശക്തി ലക്ഷക്കണക്കിന് കോടിക്കണക്കിന് ഗോസ് ആകാം. അത്തരമൊരു ഫീൽഡ് അടങ്ങിയ ഒരു ലിറ്റർ പാത്രത്തിലെ ശൂന്യത ഏകദേശം ആയിരം ടൺ ഭാരം വരും.

അത്തരം ശക്തമായ കാന്തികക്ഷേത്രങ്ങൾക്ക് ചുറ്റുമുള്ള പദാർത്ഥങ്ങളുമായുള്ള ന്യൂട്രോൺ നക്ഷത്രത്തിൻ്റെ പ്രതിപ്രവർത്തനത്തിൻ്റെ സ്വഭാവത്തെ (തീർച്ചയായും, ഗുരുത്വാകർഷണ മണ്ഡലവുമായി സംയോജിപ്പിച്ച്) ബാധിക്കാൻ കഴിയില്ല. എല്ലാത്തിനുമുപരി, എന്തുകൊണ്ടാണ് പൾസാറുകൾക്ക് വലിയ പ്രവർത്തനം ഉള്ളത്, എന്തുകൊണ്ടാണ് അവ റേഡിയോ തരംഗങ്ങൾ പുറപ്പെടുവിക്കുന്നത് എന്നതിനെക്കുറിച്ച് ഞങ്ങൾ ഇതുവരെ സംസാരിച്ചിട്ടില്ല. റേഡിയോ തരംഗങ്ങൾ മാത്രമല്ല. ഇന്ന്, ജ്യോതിശാസ്ത്രജ്ഞർക്ക് ബൈനറി സിസ്റ്റങ്ങളിൽ മാത്രം കാണപ്പെടുന്ന എക്സ്-റേ പൾസാറുകളെക്കുറിച്ച് നന്നായി അറിയാം, അസാധാരണമായ ഗുണങ്ങളുള്ള ഗാമാ-റേ ഉറവിടങ്ങൾ, എക്സ്-റേ ബർസ്റ്ററുകൾ എന്ന് വിളിക്കപ്പെടുന്നു.

ദ്രവ്യവുമായുള്ള ഒരു ന്യൂട്രോൺ നക്ഷത്രത്തിൻ്റെ പ്രതിപ്രവർത്തനത്തിൻ്റെ വിവിധ സംവിധാനങ്ങൾ സങ്കൽപ്പിക്കാൻ, ന്യൂട്രോൺ നക്ഷത്രങ്ങളുടെ പ്രതിപ്രവർത്തന രീതികളിലെ മന്ദഗതിയിലുള്ള മാറ്റങ്ങളുടെ പൊതു സിദ്ധാന്തത്തിലേക്ക് നമുക്ക് തിരിയാം. പരിസ്ഥിതി. അത്തരം പരിണാമത്തിൻ്റെ പ്രധാന ഘട്ടങ്ങൾ നമുക്ക് ചുരുക്കമായി പരിഗണിക്കാം. ന്യൂട്രോൺ നക്ഷത്രങ്ങൾ - സൂപ്പർനോവ സ്ഫോടനങ്ങളുടെ അവശിഷ്ടങ്ങൾ - തുടക്കത്തിൽ 10 -2 - 10 -3 സെക്കൻഡ് കാലയളവിൽ വളരെ വേഗത്തിൽ കറങ്ങുന്നു. അത്തരം ദ്രുതഗതിയിലുള്ള ഭ്രമണത്തിലൂടെ നക്ഷത്രം റേഡിയോ തരംഗങ്ങൾ, വൈദ്യുതകാന്തിക വികിരണം, കണികകൾ എന്നിവ പുറപ്പെടുവിക്കുന്നു.

ഏറ്റവും കൂടുതൽ ഒന്ന് അത്ഭുതകരമായ പ്രോപ്പർട്ടികൾപൾസാറുകൾ അവയുടെ വികിരണത്തിൻ്റെ ഭീമാകാരമായ ശക്തിയാണ്, നക്ഷത്രാന്തരീക്ഷത്തിൽ നിന്നുള്ള വികിരണത്തിൻ്റെ ശക്തിയേക്കാൾ കോടിക്കണക്കിന് മടങ്ങ് വലുതാണ്. ഉദാഹരണത്തിന്, "ക്രാബ്" എന്നതിലെ പൾസറിൻ്റെ റേഡിയോ എമിഷൻ പവർ 1031 erg/sec-ൽ എത്തുന്നു, ഒപ്റ്റിക്സിൽ - 1034 erg/sec, ഇത് സൂര്യൻ്റെ ഉദ്വമന ശക്തിയേക്കാൾ വളരെ കൂടുതലാണ്. ഈ പൾസർ എക്സ്-റേ, ഗാമാ-റേ ശ്രേണികളിൽ ഇതിലും കൂടുതൽ പുറപ്പെടുവിക്കുന്നു.

ഈ പ്രകൃതിദത്ത ഊർജ്ജ ജനറേറ്ററുകൾ എങ്ങനെയാണ് പ്രവർത്തിക്കുന്നത്? എല്ലാ റേഡിയോ പൾസാറുകൾക്കും ഒരു പൊതു സ്വത്ത് ഉണ്ട്, അത് അവയുടെ പ്രവർത്തനത്തിൻ്റെ സംവിധാനം അനാവരണം ചെയ്യുന്നതിനുള്ള താക്കോലായി വർത്തിച്ചു. പൾസ് എമിഷൻ്റെ കാലയളവ് സ്ഥിരമായി തുടരുന്നില്ല എന്ന വസ്തുതയിലാണ് ഈ സ്വത്ത് സ്ഥിതിചെയ്യുന്നത്, അത് സാവധാനം വർദ്ധിക്കുന്നു. ഭ്രമണം ചെയ്യുന്ന ന്യൂട്രോൺ നക്ഷത്രങ്ങളുടെ ഈ സ്വഭാവം സൈദ്ധാന്തികരാണ് ആദ്യം പ്രവചിച്ചത്, പിന്നീട് വളരെ വേഗത്തിൽ പരീക്ഷണാത്മകമായി സ്ഥിരീകരിച്ചു എന്നത് ശ്രദ്ധിക്കേണ്ടതാണ്. അങ്ങനെ, 1969-ൽ "ഞണ്ടിൽ" പൾസർ പൾസുകളുടെ ഉദ്വമന കാലഘട്ടം പ്രതിദിനം ഒരു സെക്കൻഡിൻ്റെ 36 ബില്ല്യൺ വർദ്ധിക്കുന്നതായി കണ്ടെത്തി.

അത്തരം ചെറിയ കാലയളവുകൾ എങ്ങനെ അളക്കുന്നു എന്നതിനെക്കുറിച്ച് ഞങ്ങൾ ഇപ്പോൾ സംസാരിക്കില്ല. പൾസുകൾക്കിടയിലുള്ള കാലയളവ് വർദ്ധിപ്പിക്കുക എന്ന വസ്തുതയാണ് ഞങ്ങൾക്ക് പ്രധാനം, ഇത് പൾസാറുകളുടെ പ്രായം കണക്കാക്കുന്നത് സാധ്യമാക്കുന്നു. എന്നിട്ടും, എന്തുകൊണ്ടാണ് ഒരു പൾസർ റേഡിയോ ഉദ്വമനത്തിൻ്റെ പൾസുകൾ പുറപ്പെടുവിക്കുന്നത്? ഒരു സമ്പൂർണ്ണ സിദ്ധാന്തത്തിൻ്റെ ചട്ടക്കൂടിനുള്ളിൽ ഈ പ്രതിഭാസം പൂർണ്ണമായി വിശദീകരിക്കപ്പെട്ടിട്ടില്ല. എന്നിരുന്നാലും, പ്രതിഭാസത്തിൻ്റെ ഒരു ഗുണപരമായ ചിത്രം വരയ്ക്കാൻ കഴിയും.

ന്യൂട്രോൺ നക്ഷത്രത്തിൻ്റെ ഭ്രമണ അക്ഷം അതിൻ്റെ കാന്തിക അക്ഷവുമായി പൊരുത്തപ്പെടുന്നില്ല എന്നതാണ് കാര്യം. കാന്തികവുമായി പൊരുത്തപ്പെടാത്ത ഒരു അച്ചുതണ്ടിന് ചുറ്റുമുള്ള ശൂന്യതയിൽ ഒരു കാന്തം കറക്കുകയാണെങ്കിൽ, കാന്തികത്തിൻ്റെ ഭ്രമണത്തിൻ്റെ ആവൃത്തിയിൽ വൈദ്യുതകാന്തിക വികിരണം ഉണ്ടാകുമെന്ന് ഇലക്ട്രോഡൈനാമിക്സിൽ നിന്ന് നന്നായി അറിയാം. അതേ സമയം, കാന്തത്തിൻ്റെ ഭ്രമണ വേഗത കുറയും. പൊതുവായ പരിഗണനകളിൽ നിന്ന് ഇത് മനസ്സിലാക്കാവുന്നതേയുള്ളൂ, കാരണം ബ്രേക്കിംഗ് സംഭവിച്ചില്ലെങ്കിൽ, നമുക്ക് ഒരു ശാശ്വത ചലന യന്ത്രം ഉണ്ടായിരിക്കും.

അങ്ങനെ, നമ്മുടെ ട്രാൻസ്മിറ്റർ നക്ഷത്രത്തിൻ്റെ ഭ്രമണത്തിൽ നിന്ന് റേഡിയോ പൾസുകളുടെ ഊർജ്ജം വലിച്ചെടുക്കുന്നു, അതിൻ്റെ കാന്തികക്ഷേത്രം ഒരു യന്ത്രത്തിൻ്റെ ഡ്രൈവിംഗ് ബെൽറ്റ് പോലെയാണ്. ശൂന്യതയിൽ കറങ്ങുന്ന കാന്തം ഭാഗികമായി പൾസറിൻ്റെ അനലോഗ് ആയതിനാൽ യഥാർത്ഥ പ്രക്രിയ കൂടുതൽ സങ്കീർണ്ണമാണ്. എല്ലാത്തിനുമുപരി, ഒരു ന്യൂട്രോൺ നക്ഷത്രം ഒരു ശൂന്യതയിൽ കറങ്ങുന്നില്ല, അത് ഒരു ശക്തമായ കാന്തികമണ്ഡലം, ഒരു പ്ലാസ്മ മേഘം എന്നിവയാൽ ചുറ്റപ്പെട്ടിരിക്കുന്നു നല്ല വഴികാട്ടി, ഞങ്ങൾ വരച്ച ലളിതവും സ്കീമാറ്റിക് ചിത്രവുമായി അതിൻ്റേതായ മാറ്റങ്ങൾ വരുത്തുന്നു. ചുറ്റുമുള്ള കാന്തികമണ്ഡലവുമായുള്ള പൾസറിൻ്റെ കാന്തികക്ഷേത്രത്തിൻ്റെ പ്രതിപ്രവർത്തനത്തിൻ്റെ ഫലമായി, നേരിട്ടുള്ള വികിരണത്തിൻ്റെ ഇടുങ്ങിയ ബീമുകൾ രൂപം കൊള്ളുന്നു, അവ താരാപഥത്തിൻ്റെ വിവിധ ഭാഗങ്ങളിൽ, പ്രത്യേകിച്ച് ഭൂമിയിൽ, അനുകൂലമായ "നക്ഷത്രങ്ങളുടെ സ്ഥാനം" നിരീക്ഷിക്കാൻ കഴിയും. .

ഒരു റേഡിയോ പൾസറിൻ്റെ ജീവിതത്തിൻ്റെ തുടക്കത്തിൽ ദ്രുതഗതിയിലുള്ള ഭ്രമണം റേഡിയോ ഉദ്വമനത്തിന് മാത്രമല്ല കാരണമാകുന്നു. ഊർജ്ജത്തിൻ്റെ ഗണ്യമായ ഒരു ഭാഗം ആപേക്ഷിക കണങ്ങളാൽ കൊണ്ടുപോകുന്നു. പൾസറിൻ്റെ ഭ്രമണ വേഗത കുറയുമ്പോൾ, റേഡിയേഷൻ മർദ്ദം കുറയുന്നു. മുമ്പ്, വികിരണം പ്ലാസ്മയെ പൾസാറിൽ നിന്ന് അകറ്റിയിരുന്നു. ഇപ്പോൾ ചുറ്റുമുള്ള പദാർത്ഥം നക്ഷത്രത്തിൽ വീഴാൻ തുടങ്ങുകയും അതിൻ്റെ വികിരണം കെടുത്തുകയും ചെയ്യുന്നു. പൾസർ ഒരു ബൈനറി സിസ്റ്റത്തിൻ്റെ ഭാഗമാണെങ്കിൽ ഈ പ്രക്രിയ പ്രത്യേകിച്ചും ഫലപ്രദമാകും. അത്തരമൊരു സംവിധാനത്തിൽ, പ്രത്യേകിച്ച് അത് വളരെ അടുത്താണെങ്കിൽ, പൾസർ "സാധാരണ" കൂട്ടാളിയുടെ കാര്യം തന്നിലേക്ക് വലിക്കുന്നു.

പൾസർ ചെറുപ്പവും ഊർജ്ജം നിറഞ്ഞതുമാണെങ്കിൽ, അതിൻ്റെ റേഡിയോ ഉദ്വമനം ഇപ്പോഴും നിരീക്ഷകനെ "ഭേദിക്കാൻ" കഴിയും. എന്നാൽ പഴയ പൾസാറിന് അക്രിഷനെ നേരിടാൻ കഴിയില്ല, അത് നക്ഷത്രത്തെ "കെടുത്തിക്കളയുന്നു". പൾസറിൻ്റെ ഭ്രമണം മന്ദഗതിയിലാകുമ്പോൾ, മറ്റ് ശ്രദ്ധേയമായ പ്രക്രിയകൾ പ്രത്യക്ഷപ്പെടാൻ തുടങ്ങുന്നു. ഒരു ന്യൂട്രോൺ നക്ഷത്രത്തിൻ്റെ ഗുരുത്വാകർഷണ മണ്ഡലം വളരെ ശക്തമായതിനാൽ, ദ്രവ്യത്തിൻ്റെ ശേഖരണം എക്സ്-റേ രൂപത്തിൽ ഗണ്യമായ അളവിൽ ഊർജ്ജം പുറത്തുവിടുന്നു. ഒരു ബൈനറി സിസ്റ്റത്തിൽ, സാധാരണ സഹജീവി പൾസറിലേക്ക് ശ്രദ്ധേയമായ അളവിൽ ദ്രവ്യം സംഭാവന ചെയ്യുന്നുവെങ്കിൽ, ഏകദേശം 10 -5 - 10 -6 M പ്രതിവർഷം, ന്യൂട്രോൺ നക്ഷത്രം ഒരു റേഡിയോ പൾസാറായിട്ടല്ല, മറിച്ച് ഒരു എക്സ്-റേ പൾസാറായാണ് നിരീക്ഷിക്കപ്പെടുന്നത്.

എന്നാൽ അത് മാത്രമല്ല. ചില സന്ദർഭങ്ങളിൽ, ഒരു ന്യൂട്രോൺ നക്ഷത്രത്തിൻ്റെ കാന്തികമണ്ഡലം അതിൻ്റെ ഉപരിതലത്തോട് അടുക്കുമ്പോൾ, ദ്രവ്യം അവിടെ അടിഞ്ഞുകൂടാൻ തുടങ്ങുന്നു, ഇത് നക്ഷത്രത്തിൻ്റെ ഒരു തരം ഷെൽ രൂപപ്പെടുന്നു. ഈ ഷെല്ലിൽ, തെർമോ ന്യൂക്ലിയർ പ്രതികരണങ്ങൾ ഉണ്ടാകുന്നതിന് അനുകൂലമായ സാഹചര്യങ്ങൾ സൃഷ്ടിക്കാൻ കഴിയും, തുടർന്ന് നമുക്ക് ആകാശത്ത് ഒരു എക്സ്-റേ ബർസ്റ്റർ കാണാൻ കഴിയും (ഇതിൽ നിന്ന് ഇംഗ്ലീഷ് വാക്ക്പൊട്ടിത്തെറി - "ഫ്ലാഷ്").

വാസ്തവത്തിൽ, ഈ പ്രക്രിയ നമുക്ക് അപ്രതീക്ഷിതമായി തോന്നരുത്; വെളുത്ത കുള്ളന്മാരുമായി ബന്ധപ്പെട്ട് ഞങ്ങൾ അതിനെക്കുറിച്ച് സംസാരിച്ചു. എന്നിരുന്നാലും, ഒരു വെളുത്ത കുള്ളൻ്റെയും ഒരു ന്യൂട്രോൺ നക്ഷത്രത്തിൻ്റെയും ഉപരിതലത്തിലെ അവസ്ഥകൾ വളരെ വ്യത്യസ്തമാണ്, അതിനാൽ എക്സ്-റേ ബർസ്റ്ററുകൾ ന്യൂട്രോൺ നക്ഷത്രങ്ങളുമായി വ്യക്തമായി ബന്ധപ്പെട്ടിരിക്കുന്നു. തെർമോ ആണവ സ്ഫോടനങ്ങൾഎക്സ്-റേ ജ്വാലകളുടെ രൂപത്തിലും, ഒരുപക്ഷേ, ഗാമാ-റേ പൊട്ടിത്തെറികളിലും നാം നിരീക്ഷിക്കുന്നു. തീർച്ചയായും, ന്യൂട്രോൺ നക്ഷത്രങ്ങളുടെ ഉപരിതലത്തിലെ തെർമോ ന്യൂക്ലിയർ സ്ഫോടനങ്ങൾ മൂലമാണ് ചില ഗാമാ-റേ സ്ഫോടനങ്ങൾ ഉണ്ടാകുന്നത്.

എന്നാൽ നമുക്ക് എക്സ്-റേ പൾസാറുകളിലേക്ക് മടങ്ങാം. അവയുടെ വികിരണത്തിൻ്റെ സംവിധാനം, സ്വാഭാവികമായും, ബർസ്റ്ററുകളിൽ നിന്ന് തികച്ചും വ്യത്യസ്തമാണ്. ആണവോർജ്ജ സ്രോതസ്സുകൾ ഇനി ഇവിടെ ഒരു പങ്കും വഹിക്കുന്നില്ല. ന്യൂട്രോൺ നക്ഷത്രത്തിൻ്റെ ഗതികോർജ്ജവും നിരീക്ഷണ ഡാറ്റയുമായി പൊരുത്തപ്പെടുന്നില്ല.

നമുക്ക് എക്സ്-റേ ഉറവിടമായ സെൻ്റോറസ് എക്സ്-1 ഉദാഹരണമായി എടുക്കാം. അതിൻ്റെ ശക്തി 10 erg/sec ആണ്. അതിനാൽ, ഈ ഊർജ്ജത്തിൻ്റെ കരുതൽ ഒരു വർഷത്തേക്ക് മാത്രം മതിയാകും. കൂടാതെ, ഈ സാഹചര്യത്തിൽ നക്ഷത്രത്തിൻ്റെ ഭ്രമണ കാലയളവ് വർദ്ധിക്കേണ്ടതുണ്ടെന്ന് വ്യക്തമാണ്. എന്നിരുന്നാലും, പല എക്സ്-റേ പൾസറുകൾക്കും, റേഡിയോ പൾസറുകളിൽ നിന്ന് വ്യത്യസ്തമായി, പൾസുകൾ തമ്മിലുള്ള കാലയളവ് കാലക്രമേണ കുറയുന്നു. ഇതിനർത്ഥം ഭ്രമണത്തിൻ്റെ ഗതികോർജ്ജമല്ല ഇവിടെ പ്രശ്നം. എക്സ്-റേ പൾസാറുകൾ എങ്ങനെയാണ് പ്രവർത്തിക്കുന്നത്?

അവർ ഇരട്ട സംവിധാനങ്ങളിൽ സ്വയം പ്രത്യക്ഷപ്പെടുന്നുവെന്ന് ഞങ്ങൾ ഓർക്കുന്നു. അവിടെയാണ് അക്രിഷൻ പ്രക്രിയകൾ പ്രത്യേകിച്ചും ഫലപ്രദമാകുന്നത്. ഒരു ന്യൂട്രോൺ നക്ഷത്രത്തിൽ ദ്രവ്യം പതിക്കുന്ന വേഗത പ്രകാശത്തിൻ്റെ മൂന്നിലൊന്ന് വേഗതയിൽ എത്തും (സെക്കൻഡിൽ 100 ​​ആയിരം കിലോമീറ്റർ). അപ്പോൾ ഒരു ഗ്രാം പദാർത്ഥം 1020 എർഗിൻ്റെ ഊർജ്ജം പുറത്തുവിടും. 1037 erg/sec എന്ന ഊർജ പ്രകാശനം ഉറപ്പാക്കാൻ, ന്യൂട്രോൺ നക്ഷത്രത്തിലേക്കുള്ള ദ്രവ്യത്തിൻ്റെ ഒഴുക്ക് സെക്കൻഡിൽ 1017 ഗ്രാം ആയിരിക്കണം. ഇത് പൊതുവേ, വളരെ കൂടുതലല്ല, പ്രതിവർഷം ഭൂമിയുടെ പിണ്ഡത്തിൻ്റെ ആയിരത്തിലൊന്ന്.

മെറ്റീരിയൽ വിതരണക്കാരൻ ഒരു ഒപ്റ്റിക്കൽ കൂട്ടുകാരനായിരിക്കാം. ഒരു വാതക പ്രവാഹം അതിൻ്റെ ഉപരിതലത്തിൻ്റെ ഒരു ഭാഗത്ത് നിന്ന് ന്യൂട്രോൺ നക്ഷത്രത്തിലേക്ക് തുടർച്ചയായി ഒഴുകും. ഇത് ന്യൂട്രോൺ നക്ഷത്രത്തിന് ചുറ്റും രൂപപ്പെടുന്ന അക്രിഷൻ ഡിസ്കിലേക്ക് ഊർജവും ദ്രവ്യവും നൽകും.

ഒരു ന്യൂട്രോൺ നക്ഷത്രത്തിന് ഒരു വലിയ കാന്തികക്ഷേത്രം ഉള്ളതിനാൽ, വാതകം കാന്തികക്ഷേത്രരേഖകളിലൂടെ ധ്രുവങ്ങളിലേക്ക് ഒഴുകും. ഒരു കിലോമീറ്റർ മാത്രം വലിപ്പമുള്ള താരതമ്യേന ചെറിയ “സ്‌പോട്ടുകളിൽ”, ശക്തമായ എക്സ്-റേ വികിരണം സൃഷ്ടിക്കുന്നതിനുള്ള വലിയ തോതിലുള്ള പ്രക്രിയകൾ അവിടെയാണ് നടക്കുന്നത്. പൾസാറിൻ്റെ കാന്തികക്ഷേത്രത്തിൽ ചലിക്കുന്ന ആപേക്ഷികവും സാധാരണവുമായ ഇലക്ട്രോണുകളാണ് എക്സ്-റേകൾ പുറപ്പെടുവിക്കുന്നത്. അതിൽ വീഴുന്ന വാതകത്തിന് അതിൻ്റെ ഭ്രമണത്തെ "ഭക്ഷണം" നൽകാനും കഴിയും. അതുകൊണ്ടാണ് എക്സ്-റേ പൾസാറുകളിൽ ഭ്രമണ കാലയളവിലെ കുറവ് പല കേസുകളിലും നിരീക്ഷിക്കുന്നത്.

എക്സ്-റേ ഉറവിടങ്ങൾ ഉൾപ്പെടുത്തിയിട്ടുണ്ട് ഇരട്ട സംവിധാനങ്ങൾ, ബഹിരാകാശത്തെ ഏറ്റവും ശ്രദ്ധേയമായ പ്രതിഭാസങ്ങളിലൊന്നാണ്. അവയിൽ ചിലത് ഉണ്ട്, ഒരുപക്ഷേ നമ്മുടെ ഗാലക്സിയിൽ നൂറിൽ കൂടുതൽ ഇല്ല, പക്ഷേ അവയുടെ പ്രാധാന്യം കാഴ്ചപ്പാടിൽ നിന്ന് മാത്രമല്ല, പ്രത്യേകിച്ച് ടൈപ്പ് I മനസ്സിലാക്കുന്നതിന് വളരെ വലുതാണ്. ദ്രവ്യത്തിന് നക്ഷത്രത്തിൽ നിന്ന് നക്ഷത്രത്തിലേക്ക് ഒഴുകുന്നതിനുള്ള ഏറ്റവും സ്വാഭാവികവും കാര്യക്ഷമവുമായ മാർഗ്ഗം ബൈനറി സംവിധാനങ്ങൾ നൽകുന്നു, ഇവിടെയാണ് (നക്ഷത്രങ്ങളുടെ പിണ്ഡത്തിലെ താരതമ്യേന ദ്രുതഗതിയിലുള്ള മാറ്റം കാരണം). വിവിധ ഓപ്ഷനുകൾ"ത്വരിതപ്പെടുത്തിയ" പരിണാമം.

രസകരമായ മറ്റൊരു പരിഗണന. ഒരു നക്ഷത്രത്തിൻ്റെ പിണ്ഡം കണക്കാക്കുക എന്നത് എത്ര പ്രയാസകരവും ഏതാണ്ട് അസാധ്യവുമാണെന്ന് നമുക്കറിയാം. എന്നാൽ ന്യൂട്രോൺ നക്ഷത്രങ്ങൾ ബൈനറി സിസ്റ്റങ്ങളുടെ ഭാഗമായതിനാൽ, എത്രയും വേഗം അല്ലെങ്കിൽ പിന്നീട് അനുഭവപരമായി (ഇത് വളരെ പ്രധാനമാണ്!) ഒരു ന്യൂട്രോൺ നക്ഷത്രത്തിൻ്റെ പരമാവധി പിണ്ഡം നിർണ്ണയിക്കാനും അതിൻ്റെ ഉത്ഭവത്തെക്കുറിച്ചുള്ള നേരിട്ടുള്ള വിവരങ്ങൾ നേടാനും കഴിയും. .

ആമുഖം

അതിൻ്റെ ചരിത്രത്തിലുടനീളം, മനുഷ്യരാശി പ്രപഞ്ചത്തെ മനസ്സിലാക്കാനുള്ള ശ്രമം അവസാനിപ്പിച്ചിട്ടില്ല. പ്രപഞ്ചം എന്നത് നിലനിൽക്കുന്ന എല്ലാറ്റിൻ്റെയും, ഈ കണങ്ങൾക്കിടയിലുള്ള സ്ഥലത്തിൻ്റെ എല്ലാ ഭൗതിക കണങ്ങളുടെയും ആകെത്തുകയാണ്. ആധുനിക ആശയങ്ങൾ അനുസരിച്ച്, പ്രപഞ്ചത്തിൻ്റെ പ്രായം ഏകദേശം 14 ബില്യൺ വർഷമാണ്.

പ്രപഞ്ചത്തിൻ്റെ ദൃശ്യമായ ഭാഗത്തിൻ്റെ വലിപ്പം ഏകദേശം 14 ബില്യൺ പ്രകാശവർഷമാണ് (ഒരു പ്രകാശവർഷം എന്നത് ഒരു ശൂന്യതയിൽ ഒരു വർഷം കൊണ്ട് സഞ്ചരിക്കുന്ന ദൂരമാണ്). ചില ശാസ്ത്രജ്ഞർ പ്രപഞ്ചത്തിൻ്റെ വ്യാപ്തി 90 ബില്യൺ പ്രകാശവർഷമാണെന്ന് കണക്കാക്കുന്നു. അത്തരം വലിയ ദൂരങ്ങൾ പ്രവർത്തിപ്പിക്കുന്നത് സൗകര്യപ്രദമാക്കുന്നതിന്, പാർസെക് എന്ന മൂല്യം ഉപയോഗിക്കുന്നു. ഭൂമിയുടെ ഭ്രമണപഥത്തിൻ്റെ ശരാശരി ആരം, കാഴ്ചയുടെ രേഖയ്ക്ക് ലംബമായി, ഒരു ആർക്സെക്കൻഡ് കോണിൽ ദൃശ്യമാകുന്ന ദൂരമാണ് പാർസെക്. 1 പാർസെക് = 3.2616 പ്രകാശവർഷം.

പ്രപഞ്ചത്തിൽ വ്യത്യസ്‌ത വസ്തുക്കളുടെ ഒരു വലിയ സംഖ്യയുണ്ട്, അവയുടെ പേരുകൾ പലർക്കും പരിചിതമാണ്, ഗ്രഹങ്ങൾ, ഉപഗ്രഹങ്ങൾ, നക്ഷത്രങ്ങൾ, തമോദ്വാരങ്ങൾ മുതലായവ. നക്ഷത്രങ്ങൾ അവയുടെ തെളിച്ചത്തിലും വലുപ്പത്തിലും താപനിലയിലും മറ്റ് പാരാമീറ്ററുകളിലും വളരെ വൈവിധ്യപൂർണ്ണമാണ്. നക്ഷത്രങ്ങളിൽ വെളുത്ത കുള്ളൻ, ന്യൂട്രോൺ നക്ഷത്രങ്ങൾ, ഭീമൻ, സൂപ്പർജയൻ്റ്, ക്വാസറുകൾ, പൾസാറുകൾ തുടങ്ങിയ വസ്തുക്കളും ഉൾപ്പെടുന്നു. ഗാലക്സികളുടെ കേന്ദ്രങ്ങൾ പ്രത്യേക താൽപ്പര്യമുള്ളവയാണ്. ആധുനിക ആശയങ്ങൾ അനുസരിച്ച്, ഗാലക്സിയുടെ മധ്യഭാഗത്ത് സ്ഥിതി ചെയ്യുന്ന വസ്തുവിൻ്റെ പങ്കിന് ഒരു തമോദ്വാരം അനുയോജ്യമാണ്. തമോദ്വാരങ്ങൾ നക്ഷത്രങ്ങളുടെ പരിണാമത്തിൻ്റെ ഉൽപ്പന്നങ്ങളാണ്, അവയുടെ ഗുണങ്ങളിൽ അതുല്യമാണ്. തമോദ്വാരങ്ങളുടെ അസ്തിത്വത്തിൻ്റെ പരീക്ഷണാത്മക വിശ്വാസ്യത പൊതു ആപേക്ഷികതാ സിദ്ധാന്തത്തിൻ്റെ സാധുതയെ ആശ്രയിച്ചിരിക്കുന്നു.

ഗാലക്‌സികൾക്ക് പുറമേ, പ്രപഞ്ചം നെബുലകളാലും (പൊടിയും വാതകവും പ്ലാസ്മയും അടങ്ങുന്ന ഇൻ്റർസ്റ്റെല്ലാർ മേഘങ്ങൾ), പ്രപഞ്ചം മുഴുവൻ വ്യാപിക്കുന്ന കോസ്മിക് മൈക്രോവേവ് പശ്ചാത്തല വികിരണങ്ങളും മറ്റ് ചെറിയ പഠനങ്ങളുള്ള വസ്തുക്കളും കൊണ്ട് നിറഞ്ഞിരിക്കുന്നു.

ന്യൂട്രോൺ നക്ഷത്രങ്ങൾ

ഒരു ന്യൂട്രോൺ നക്ഷത്രം ഒരു ജ്യോതിശാസ്ത്ര വസ്തുവാണ്, ഇത് നക്ഷത്രങ്ങളുടെ പരിണാമത്തിൻ്റെ അന്തിമ ഉൽപ്പന്നങ്ങളിലൊന്നാണ്, പ്രധാനമായും ഭാരമേറിയ ആറ്റോമിക് ന്യൂക്ലിയസ്സുകളുടെയും ഇലക്ട്രോണുകളുടെയും രൂപത്തിൽ താരതമ്യേന നേർത്ത (? 1 കിലോമീറ്റർ) ദ്രവ്യത്തിൻ്റെ പുറംതോട് കൊണ്ട് പൊതിഞ്ഞ ന്യൂട്രോൺ കോർ അടങ്ങിയിരിക്കുന്നു. ന്യൂട്രോൺ നക്ഷത്രങ്ങളുടെ പിണ്ഡം സൂര്യൻ്റെ പിണ്ഡവുമായി താരതമ്യപ്പെടുത്താവുന്നതാണ്, എന്നാൽ സാധാരണ ആരം 10-20 കിലോമീറ്റർ മാത്രമാണ്. അതിനാൽ, അത്തരം ഒരു നക്ഷത്രത്തിൻ്റെ പദാർത്ഥത്തിൻ്റെ ശരാശരി സാന്ദ്രത ആറ്റോമിക് ന്യൂക്ലിയസിൻ്റെ സാന്ദ്രതയേക്കാൾ പലമടങ്ങ് കൂടുതലാണ് (ഭാരമുള്ള അണുകേന്ദ്രങ്ങൾക്ക് ശരാശരി 2.8 * 1017 കിലോഗ്രാം / മീ?). ന്യൂട്രോണുകളുടെ പ്രതിപ്രവർത്തനം മൂലം ഉണ്ടാകുന്ന ന്യൂക്ലിയർ ദ്രവ്യത്തിൻ്റെ സമ്മർദ്ദം മൂലം ന്യൂട്രോൺ നക്ഷത്രത്തിൻ്റെ കൂടുതൽ ഗുരുത്വാകർഷണ കംപ്രഷൻ തടയപ്പെടുന്നു.

പല ന്യൂട്രോൺ നക്ഷത്രങ്ങൾക്കും അത്യധികം ഉണ്ട് ഉയർന്ന വേഗതഭ്രമണം, സെക്കൻഡിൽ ആയിരം വിപ്ലവങ്ങൾ വരെ. സൂപ്പർനോവ സ്ഫോടനങ്ങളിൽ ന്യൂട്രോൺ നക്ഷത്രങ്ങൾ ജനിക്കുമെന്ന് വിശ്വസിക്കപ്പെടുന്നു.

ഗുരുത്വാകർഷണ ശക്തികൾ ന്യൂട്രോൺ നക്ഷത്രങ്ങൾഡീജനറേറ്റ് ന്യൂട്രോൺ വാതകത്തിൻ്റെ മർദ്ദം കൊണ്ട് സന്തുലിതമാക്കപ്പെടുന്നു, ഒരു ന്യൂട്രോൺ നക്ഷത്രത്തിൻ്റെ പിണ്ഡത്തിൻ്റെ പരമാവധി മൂല്യം ഓപ്പൺഹൈമർ-വോൾക്കോവ് പരിധിയാൽ സജ്ജീകരിച്ചിരിക്കുന്നു, ഇതിൻ്റെ സംഖ്യാ മൂല്യം ദ്രവ്യത്തിൻ്റെ അവസ്ഥയുടെ (ഇപ്പോഴും മോശമായി അറിയപ്പെടുന്ന) സമവാക്യത്തെ ആശ്രയിച്ചിരിക്കുന്നു. നക്ഷത്രത്തിൻ്റെ കാമ്പ്. സാന്ദ്രതയിൽ ഇതിലും വലിയ വർദ്ധനയോടെ ന്യൂട്രോൺ നക്ഷത്രങ്ങൾ ക്വാർക്കുകളിലേക്കുള്ള അപചയം സാധ്യമാണെന്ന് സൈദ്ധാന്തിക പരിസരങ്ങളുണ്ട്.

ന്യൂട്രോൺ നക്ഷത്രങ്ങളുടെ ഉപരിതലത്തിലെ കാന്തികക്ഷേത്രം 1012-1013 G മൂല്യത്തിൽ എത്തുന്നു (കാന്തിക പ്രേരണ അളക്കുന്നതിനുള്ള ഒരു യൂണിറ്റാണ് ഗാസ്), ഇത് പൾസാറുകളുടെ റേഡിയോ ഉദ്വമനത്തിന് ഉത്തരവാദികളായ ന്യൂട്രോൺ നക്ഷത്രങ്ങളുടെ കാന്തികമണ്ഡലങ്ങളിലെ പ്രക്രിയകളാണ്. 1990-കൾ മുതൽ, ചില ന്യൂട്രോൺ നക്ഷത്രങ്ങളെ മാഗ്നെറ്ററുകളായി തിരിച്ചറിഞ്ഞിട്ടുണ്ട് - 1014 ഗാസ് അല്ലെങ്കിൽ ഉയർന്ന ക്രമത്തിലുള്ള കാന്തികക്ഷേത്രങ്ങളുള്ള നക്ഷത്രങ്ങൾ. അത്തരം ഫീൽഡുകൾ (4.414 1013 G ൻ്റെ "നിർണ്ണായക" മൂല്യം കവിയുന്നു, ഒരു കാന്തികക്ഷേത്രവുമായുള്ള ഇലക്ട്രോണിൻ്റെ പ്രതിപ്രവർത്തനത്തിൻ്റെ ഊർജ്ജം അതിൻ്റെ വിശ്രമ ഊർജ്ജത്തെ കവിയുന്നു) ഗുണപരമായി പുതിയ ഭൗതികശാസ്ത്രം അവതരിപ്പിക്കുന്നു, കാരണം നിർദ്ദിഷ്ട ആപേക്ഷിക ഫലങ്ങൾ, ഭൗതിക ശൂന്യതയുടെ ധ്രുവീകരണം മുതലായവ. പ്രാധാന്യമർഹിക്കുന്നു.

ന്യൂട്രോൺ നക്ഷത്രങ്ങളുടെ വർഗ്ഗീകരണം

ചുറ്റുമുള്ള പദാർത്ഥങ്ങളുമായുള്ള ന്യൂട്രോൺ നക്ഷത്രങ്ങളുടെ പ്രതിപ്രവർത്തനത്തെ ചിത്രീകരിക്കുന്ന രണ്ട് പ്രധാന പാരാമീറ്ററുകൾ, അതിൻ്റെ അനന്തരഫലമായി, അവയുടെ നിരീക്ഷണ പ്രകടനങ്ങൾ ഭ്രമണ കാലയളവും കാന്തികക്ഷേത്രത്തിൻ്റെ വ്യാപ്തിയുമാണ്. കാലക്രമേണ, നക്ഷത്രം അതിൻ്റെ ഭ്രമണ ഊർജ്ജം ചെലവഴിക്കുന്നു, അതിൻ്റെ ഭ്രമണ കാലയളവ് വർദ്ധിക്കുന്നു. കാന്തികക്ഷേത്രവും ദുർബലമാകുന്നു. ഇക്കാരണത്താൽ, ഒരു ന്യൂട്രോൺ നക്ഷത്രത്തിന് അതിൻ്റെ ജീവിതകാലത്ത് അതിൻ്റെ തരം മാറ്റാൻ കഴിയും.

എജക്റ്റർ (റേഡിയോ പൾസർ) - ശക്തമായ കാന്തികക്ഷേത്രങ്ങളും ചെറിയ ഭ്രമണ കാലയളവും. IN ഏറ്റവും ലളിതമായ മോഡൽകാന്തികമണ്ഡലം, കാന്തികക്ഷേത്രം ഖരരൂപത്തിൽ കറങ്ങുന്നു കോണീയ പ്രവേഗം, ഇത് ന്യൂട്രോൺ നക്ഷത്രത്തിന് തുല്യമാണ്. ഒരു നിശ്ചിത ദൂരത്തിൽ, ഫീൽഡിൻ്റെ ഭ്രമണത്തിൻ്റെ രേഖീയ വേഗത പ്രകാശത്തിൻ്റെ വേഗതയെ സമീപിക്കുന്നു. ഈ ദൂരത്തെ ലൈറ്റ് സിലിണ്ടറിൻ്റെ ആരം എന്ന് വിളിക്കുന്നു. ഈ ദൂരത്തിനപ്പുറം, ഒരു സാധാരണ ദ്വിധ്രുവ മണ്ഡലം നിലനിൽക്കില്ല, അതിനാൽ ഈ ഘട്ടത്തിൽ ഫീൽഡ് സ്ട്രെങ്ത് ലൈനുകൾ പൊട്ടിപ്പോകുന്നു. കാന്തികക്ഷേത്രരേഖകളിലൂടെ ചലിക്കുന്ന ചാർജ്ജ് ചെയ്ത കണങ്ങൾക്ക് ന്യൂട്രോൺ നക്ഷത്രത്തെ അത്തരം പാറക്കെട്ടുകളിലൂടെ വിട്ട് അനന്തതയിലേക്ക് പറക്കാൻ കഴിയും. ഈ തരത്തിലുള്ള ഒരു ന്യൂട്രോൺ നക്ഷത്രം റേഡിയോ ശ്രേണിയിൽ പുറപ്പെടുവിക്കുന്ന ആപേക്ഷിക ചാർജുള്ള കണങ്ങളെ പുറന്തള്ളുന്നു (പുറന്തള്ളുന്നു). ഒരു നിരീക്ഷകന്, എജക്ടറുകൾ റേഡിയോ പൾസാറുകൾ പോലെയാണ് കാണപ്പെടുന്നത്.

പ്രൊപ്പല്ലർ - കണികകളുടെ പുറന്തള്ളലിന് ഭ്രമണ വേഗത മതിയാകില്ല, അതിനാൽ അത്തരമൊരു നക്ഷത്രത്തിന് റേഡിയോ പൾസർ ആകാൻ കഴിയില്ല. എന്നിരുന്നാലും, അത് ഇപ്പോഴും വലുതാണ്, കാന്തികക്ഷേത്രം പിടിച്ചെടുക്കുന്ന ന്യൂട്രോൺ നക്ഷത്രത്തെ ചുറ്റിപ്പറ്റിയുള്ള ദ്രവ്യത്തിന് വീഴാൻ കഴിയില്ല, അതായത്, ദ്രവ്യത്തിൻ്റെ വർദ്ധനവ് സംഭവിക്കുന്നില്ല. ഈ തരത്തിലുള്ള ന്യൂട്രോൺ നക്ഷത്രങ്ങൾക്ക് ഫലത്തിൽ നിരീക്ഷിക്കാവുന്ന പ്രകടനങ്ങളൊന്നുമില്ല, അവ മോശമായി പഠിച്ചിട്ടില്ല.

അക്രെറ്റർ (എക്‌സ്-റേ പൾസർ) - ഭ്രമണ വേഗത ഒരു പരിധിവരെ കുറയുന്നു, അത്തരമൊരു ന്യൂട്രോൺ നക്ഷത്രത്തിലേക്ക് പതിക്കുന്നതിൽ നിന്ന് ദ്രവ്യത്തെ ഒന്നും ഇപ്പോൾ തടയുന്നില്ല. പ്ലാസ്മ, വീഴുന്നു, കാന്തികക്ഷേത്രരേഖകളിലൂടെ നീങ്ങുകയും ന്യൂട്രോൺ നക്ഷത്രത്തിൻ്റെ ധ്രുവപ്രദേശത്ത് ഖര പ്രതലത്തിൽ പതിക്കുകയും ദശലക്ഷക്കണക്കിന് ഡിഗ്രി വരെ ചൂടാക്കുകയും ചെയ്യുന്നു. അത്തരത്തിൽ ചൂടാക്കിയ ഒരു പദാർത്ഥം ഉയർന്ന താപനില, എക്സ്-റേ ശ്രേണിയിൽ തിളങ്ങുന്നു. വീഴുന്ന ദ്രവ്യം നക്ഷത്രത്തിൻ്റെ ഉപരിതലവുമായി കൂട്ടിയിടിക്കുന്ന പ്രദേശം വളരെ ചെറുതാണ് - ഏകദേശം 100 മീറ്റർ മാത്രം. നക്ഷത്രത്തിൻ്റെ ഭ്രമണം കാരണം, ഈ ഹോട്ട് സ്പോട്ട് ഇടയ്ക്കിടെ കാഴ്ചയിൽ നിന്ന് അപ്രത്യക്ഷമാകുന്നു, ഇത് നിരീക്ഷകൻ സ്പന്ദനങ്ങളായി കാണുന്നു. അത്തരം വസ്തുക്കളെ എക്സ്-റേ പൾസാറുകൾ എന്ന് വിളിക്കുന്നു.

ജിയോറോട്ടേറ്റർ - അത്തരം ന്യൂട്രോൺ നക്ഷത്രങ്ങളുടെ ഭ്രമണ വേഗത കുറവായതിനാൽ അക്രിഷൻ തടയുന്നില്ല. എന്നാൽ കാന്തികമണ്ഡലത്തിൻ്റെ അളവുകൾ ഗുരുത്വാകർഷണത്താൽ പിടിക്കപ്പെടുന്നതിന് മുമ്പ് പ്ലാസ്മയെ കാന്തികക്ഷേത്രം നിർത്തുന്നു. സമാനമായ ഒരു സംവിധാനം ഭൂമിയുടെ കാന്തികമണ്ഡലത്തിൽ പ്രവർത്തിക്കുന്നു, അതിനാലാണ് ഈ തരം അതിൻ്റെ പേര് ലഭിച്ചത്.

ന്യൂട്രോൺ നക്ഷത്രം
ന്യൂട്രോൺ നക്ഷത്രം

ന്യൂട്രോൺ നക്ഷത്രം - സൂപ്പർനോവ സ്ഫോടനത്തിൻ്റെ ഫലമായി രൂപപ്പെട്ട ഒരു അതിസാന്ദ്രമായ നക്ഷത്രം. ഒരു ന്യൂട്രോൺ നക്ഷത്രത്തിൻ്റെ ദ്രവ്യത്തിൽ പ്രധാനമായും ന്യൂട്രോണുകൾ അടങ്ങിയിരിക്കുന്നു.
ഒരു ന്യൂട്രോൺ നക്ഷത്രത്തിന് ന്യൂക്ലിയർ സാന്ദ്രതയും (10 14 -10 15 g/cm 3) 10-20 കി.മീ. ന്യൂട്രോണുകളുടെ പ്രതിപ്രവർത്തനം മൂലം ഉണ്ടാകുന്ന ന്യൂക്ലിയർ ദ്രവ്യത്തിൻ്റെ സമ്മർദ്ദം മൂലം ന്യൂട്രോൺ നക്ഷത്രത്തിൻ്റെ കൂടുതൽ ഗുരുത്വാകർഷണ കംപ്രഷൻ തടയപ്പെടുന്നു. ഡീജനറേറ്റ് ഗണ്യമായ സാന്ദ്രതയുള്ള ന്യൂട്രോൺ വാതകത്തിൻ്റെ ഈ മർദ്ദം ഗുരുത്വാകർഷണ തകർച്ചയിൽ നിന്ന് 3M വരെ പിണ്ഡം നിലനിർത്താൻ പ്രാപ്തമാണ്.

അങ്ങനെ, ഒരു ന്യൂട്രോൺ നക്ഷത്രത്തിൻ്റെ പിണ്ഡം (1.4-3)M പരിധിക്കുള്ളിൽ വ്യത്യാസപ്പെടുന്നു.

അരി. 1. 1.5M പിണ്ഡവും R = 16 കി.മീ ദൂരവുമുള്ള ഒരു ന്യൂട്രോൺ നക്ഷത്രത്തിൻ്റെ ക്രോസ്-സെക്ഷൻ. നക്ഷത്രത്തിൻ്റെ വിവിധ ഭാഗങ്ങളിൽ സാന്ദ്രത ρ g/cm 3 ൽ സൂചിപ്പിച്ചിരിക്കുന്നു.
ഏകദേശം 1200 അറിയപ്പെടുന്ന വസ്തുക്കളെ ന്യൂട്രോൺ നക്ഷത്രങ്ങളായി തരംതിരിക്കുന്നു.
അവയിൽ ഏകദേശം 1000 എണ്ണം നമ്മുടെ ഗാലക്സിയിൽ സ്ഥിതിചെയ്യുന്നു. 1.5M പിണ്ഡവും 16 കിലോമീറ്റർ ദൂരവുമുള്ള ഒരു ന്യൂട്രോൺ നക്ഷത്രത്തിൻ്റെ ഘടന ചിത്രത്തിൽ കാണിച്ചിരിക്കുന്നു. 1: I - സാന്ദ്രമായി പായ്ക്ക് ചെയ്ത ആറ്റങ്ങളുടെ നേർത്ത പുറം പാളി. ആറ്റോമിക് ന്യൂക്ലിയസ്സുകളുടെയും ഡീജനറേറ്റ് ഇലക്ട്രോണുകളുടെയും ക്രിസ്റ്റൽ ലാറ്റിസാണ് മേഖല II. ന്യൂട്രോണുകളാൽ അതിപൂരിതമായ ആറ്റോമിക് ന്യൂക്ലിയസുകളുടെ ഒരു സോളിഡ് പാളിയാണ് റീജിയൻ III. IV - ലിക്വിഡ് കോർ, പ്രധാനമായും ഡീജനറേറ്റ് ന്യൂട്രോണുകൾ അടങ്ങിയതാണ്. റീജിയൻ V ന്യൂട്രോൺ നക്ഷത്രത്തിൻ്റെ ഹാഡ്രോണിക് കോർ രൂപീകരിക്കുന്നു. ന്യൂക്ലിയോണുകൾക്ക് പുറമേ, അതിൽ പയോണുകളും ഹൈപ്പറോണുകളും അടങ്ങിയിരിക്കാം. ന്യൂട്രോൺ നക്ഷത്രത്തിൻ്റെ ഈ ഭാഗത്ത്, ന്യൂട്രോൺ ദ്രാവകം ഒരു ഖര സ്ഫടിക അവസ്ഥയിലേക്ക് മാറുന്നതും, ഒരു പിയോൺ കണ്ടൻസേറ്റ് പ്രത്യക്ഷപ്പെടുന്നതും, ക്വാർക്ക്-ഗ്ലൂവോണിൻ്റെയും ഹൈപ്പറോൺ പ്ലാസ്മയുടെയും രൂപീകരണവും സാധ്യമാണ്. ഒരു ന്യൂട്രോൺ നക്ഷത്രത്തിൻ്റെ ഘടനയെക്കുറിച്ചുള്ള ചില വിശദാംശങ്ങൾ ഇപ്പോൾ വ്യക്തമാക്കുന്നുണ്ട്.ന്യൂട്രോൺ നക്ഷത്രങ്ങളെ കണ്ടെത്തുക

ഒപ്റ്റിക്കൽ രീതികൾസൂര്യൻ്റെ ഇരട്ടി പിണ്ഡമുള്ള ഒരു റെക്കോർഡ് ഹെവി ന്യൂട്രോൺ നക്ഷത്രം ശാസ്ത്രജ്ഞർ കണ്ടെത്തി, നിരവധി സിദ്ധാന്തങ്ങൾ പുനർവിചിന്തനം ചെയ്യാൻ അവരെ നിർബന്ധിതരാക്കി, പ്രത്യേകിച്ചും ന്യൂട്രോൺ നക്ഷത്രങ്ങളുടെ അതിസാന്ദ്രമായ ദ്രവ്യത്തിനുള്ളിൽ "സ്വതന്ത്ര" ക്വാർക്കുകൾ ഉണ്ടാകാമെന്ന സിദ്ധാന്തം. നേച്ചർ ജേണലിൽ വ്യാഴാഴ്ച പ്രസിദ്ധീകരിച്ച ഒരു പ്രബന്ധം.

ഒരു സൂപ്പർനോവ സ്ഫോടനത്തിന് ശേഷം അവശേഷിക്കുന്ന ഒരു നക്ഷത്രത്തിൻ്റെ "ശവശരീരം" ആണ് ന്യൂട്രോൺ നക്ഷത്രം. അതിൻ്റെ വലുപ്പം ഒരു ചെറിയ നഗരത്തിൻ്റെ വലുപ്പത്തിൽ കവിയുന്നില്ല, പക്ഷേ പദാർത്ഥത്തിൻ്റെ സാന്ദ്രത ഒരു ആറ്റോമിക് ന്യൂക്ലിയസിൻ്റെ സാന്ദ്രതയേക്കാൾ 10-15 മടങ്ങ് കൂടുതലാണ് - ഒരു ന്യൂട്രോൺ നക്ഷത്രത്തിൻ്റെ ദ്രവ്യത്തിൻ്റെ ഒരു "പിഞ്ച്" 500 ദശലക്ഷം ടണ്ണിലധികം ഭാരമുള്ളതാണ്.

ഗുരുത്വാകർഷണം ഇലക്ട്രോണുകളെ പ്രോട്ടോണുകളായി "അമർത്തുന്നു", അവയെ ന്യൂട്രോണുകളായി മാറ്റുന്നു, അതിനാലാണ് ന്യൂട്രോൺ നക്ഷത്രങ്ങൾക്ക് അവയുടെ പേര് ലഭിച്ചത്. അടുത്ത കാലം വരെ, ഒരു ന്യൂട്രോൺ നക്ഷത്രത്തിൻ്റെ പിണ്ഡം രണ്ട് സൗര പിണ്ഡത്തിൽ കവിയാൻ കഴിയില്ലെന്ന് ശാസ്ത്രജ്ഞർ വിശ്വസിച്ചിരുന്നു, അല്ലാത്തപക്ഷം ഗുരുത്വാകർഷണം നക്ഷത്രത്തെ ഒരു തമോദ്വാരത്തിലേക്ക് "തകർച്ച" ചെയ്യും. ന്യൂട്രോൺ നക്ഷത്രങ്ങളുടെ അന്തർഭാഗത്തിൻ്റെ അവസ്ഥ ഏറെക്കുറെ നിഗൂഢമാണ്. ഉദാഹരണത്തിന്, ന്യൂട്രോൺ നക്ഷത്രത്തിൻ്റെ മധ്യഭാഗത്തുള്ള "സ്വതന്ത്ര" ക്വാർക്കുകളുടെയും കെ-മെസോണുകൾ, ഹൈപ്പറോണുകൾ തുടങ്ങിയ പ്രാഥമിക കണങ്ങളുടെയും സാന്നിധ്യം ചർച്ചചെയ്യുന്നു.

നാഷണൽ റേഡിയോ ഒബ്‌സർവേറ്ററിയിലെ പോൾ ഡെമോറെസ്റ്റിൻ്റെ നേതൃത്വത്തിലുള്ള അമേരിക്കൻ ശാസ്ത്രജ്ഞരുടെ ഒരു സംഘം, ഭൂമിയിൽ നിന്ന് മൂവായിരം പ്രകാശവർഷം അകലെയുള്ള ഇരട്ട നക്ഷത്രമായ J1614-2230, അതിൻ്റെ ഘടകങ്ങളിലൊന്ന് ന്യൂട്രോൺ നക്ഷത്രവും മറ്റൊന്ന് വെളുത്ത കുള്ളനും ആണ് പഠനത്തിൻ്റെ രചയിതാക്കൾ. .

ഈ സാഹചര്യത്തിൽ, ഒരു ന്യൂട്രോൺ നക്ഷത്രം ഒരു പൾസർ ആണ്, അതായത്, നക്ഷത്രത്തിൻ്റെ ഭ്രമണത്തിൻ്റെ ഫലമായി റേഡിയോ ഉദ്വമനത്തിൻ്റെ ഇടുങ്ങിയ പ്രവാഹങ്ങൾ പുറപ്പെടുവിക്കുന്ന ഒരു നക്ഷത്രം, റേഡിയോ ദൂരദർശിനികൾ ഉപയോഗിച്ച് ഭൂമിയുടെ ഉപരിതലത്തിൽ നിന്ന് വ്യത്യസ്ത സമയ ഇടവേളകളിൽ റേഡിയേഷൻ ഫ്ലക്സ് കണ്ടെത്താനാകും.

വെളുത്ത കുള്ളനും ന്യൂട്രോൺ നക്ഷത്രവും പരസ്പരം ആപേക്ഷികമായി കറങ്ങുന്നു. എന്നിരുന്നാലും, ഒരു ന്യൂട്രോൺ നക്ഷത്രത്തിൻ്റെ കേന്ദ്രത്തിൽ നിന്ന് ഒരു റേഡിയോ സിഗ്നൽ കടന്നുപോകുന്നതിൻ്റെ വേഗത വെളുത്ത കുള്ളൻ്റെ ഗുരുത്വാകർഷണത്തെ ബാധിക്കുന്നു; ശാസ്ത്രജ്ഞർക്ക്, ഭൂമിയിലെ റേഡിയോ സിഗ്നലുകളുടെ വരവ് സമയം അളക്കുന്നതിലൂടെ, സിഗ്നൽ കാലതാമസത്തിന് "ഉത്തരവാദിത്തമുള്ള" വസ്തുവിൻ്റെ പിണ്ഡം കൃത്യമായി നിർണ്ണയിക്കാൻ കഴിയും.

"ഞങ്ങൾ ഈ സംവിധാനത്തിൽ വളരെ ഭാഗ്യവാന്മാരാണ്. അതിവേഗം കറങ്ങുന്ന പൾസർ ഒരു പരിക്രമണപഥത്തിൽ നിന്ന് വരുന്ന ഒരു സിഗ്നൽ നൽകുന്നു. മാത്രമല്ല, ഈ തരത്തിലുള്ള നക്ഷത്രങ്ങൾക്ക് നമ്മുടെ വെളുത്ത കുള്ളൻ വളരെ വലുതാണ്. ഈ സവിശേഷമായ സംയോജനം നമുക്ക് പൂർണ്ണമായി പ്രയോജനപ്പെടുത്താൻ അനുവദിക്കുന്നു. ഷാപ്പിറോ ഇഫക്റ്റ് (സിഗ്നലിൻ്റെ ഗുരുത്വാകർഷണ കാലതാമസം) അളവുകൾ ലളിതമാക്കുന്നു, ”പേപ്പറിൻ്റെ രചയിതാക്കളിൽ ഒരാളായ സ്കോട്ട് റാൻസം പറയുന്നു.

J1614-2230 എന്ന ബൈനറി സിസ്റ്റം സ്ഥിതി ചെയ്യുന്നത് ഏതാണ്ട് "എഡ്ജ്-ഓൺ", അതായത് പരിക്രമണ തലത്തിൽ നിരീക്ഷിക്കാൻ കഴിയുന്ന തരത്തിലാണ്. ഇത് അതിൻ്റെ ഘടക നക്ഷത്രങ്ങളുടെ പിണ്ഡം കൃത്യമായി അളക്കുന്നത് എളുപ്പമാക്കുന്നു.

തൽഫലമായി, പൾസാറിൻ്റെ പിണ്ഡം 1.97 സൗര പിണ്ഡത്തിന് തുല്യമായി മാറി, ഇത് ന്യൂട്രോൺ നക്ഷത്രങ്ങളുടെ റെക്കോർഡായി മാറി.

"ന്യൂട്രോൺ നക്ഷത്രത്തിൻ്റെ കാമ്പിൽ ക്വാർക്കുകൾ ഉണ്ടെങ്കിൽ അവ "സ്വതന്ത്ര" ആവാൻ കഴിയില്ല, എന്നാൽ മിക്കവാറും "സാധാരണ" എന്നതിനേക്കാൾ വളരെ ശക്തമായി പരസ്പരം ഇടപഴകാൻ സാധ്യതയുണ്ടെന്ന് ഈ മാസ് അളവുകൾ നമ്മോട് പറയുന്നു. ആറ്റോമിക് ന്യൂക്ലിയസ്", ഈ വിഷയത്തിൽ പ്രവർത്തിക്കുന്ന ജ്യോതിശാസ്ത്രജ്ഞരുടെ ഗ്രൂപ്പിൻ്റെ നേതാവ്, അരിസോണ സ്റ്റേറ്റ് യൂണിവേഴ്സിറ്റിയിൽ നിന്നുള്ള ഫെരിയൽ ഓസെൽ വിശദീകരിക്കുന്നു.

"ഒരു ന്യൂട്രോൺ നക്ഷത്രത്തിൻ്റെ പിണ്ഡം പോലെ ലളിതമായ ഒന്നിന് ഭൗതികശാസ്ത്രത്തിൻ്റെയും ജ്യോതിശാസ്ത്രത്തിൻ്റെയും വിവിധ മേഖലകളിൽ വളരെയധികം കാര്യങ്ങൾ പറയാൻ കഴിയുമെന്നത് എന്നെ അത്ഭുതപ്പെടുത്തുന്നു," റാൻസം പറയുന്നു.

ന്യൂട്രോൺ നക്ഷത്രങ്ങളെക്കുറിച്ചുള്ള പഠനത്തിന് നൽകാൻ കഴിയുമെന്ന് സ്റ്റെർൻബെർഗ് സ്റ്റേറ്റ് അസ്ട്രോണമിക്കൽ ഇൻസ്റ്റിറ്റ്യൂട്ടിൽ നിന്നുള്ള ജ്യോതിശാസ്ത്രജ്ഞനായ സെർജി പോപോവ് അഭിപ്രായപ്പെടുന്നു. സുപ്രധാന വിവരങ്ങൾദ്രവ്യത്തിൻ്റെ ഘടനയെക്കുറിച്ച്.

"ഭൗമിക ലബോറട്ടറികളിൽ, ന്യൂക്ലിയർ സാന്ദ്രതയേക്കാൾ കൂടുതൽ സാന്ദ്രതയിൽ ദ്രവ്യത്തെ പഠിക്കുന്നത് അസാധ്യമാണ്, ഭാഗ്യവശാൽ, ഇത് സാന്ദ്രമായ പദാർത്ഥംന്യൂട്രോൺ നക്ഷത്രങ്ങളുടെ ആഴത്തിൽ നിലനിൽക്കുന്നു. ഈ പദാർത്ഥത്തിൻ്റെ ഗുണവിശേഷതകൾ നിർണ്ണയിക്കാൻ, തമോദ്വാരമായി മാറാതെ ഒരു ന്യൂട്രോൺ നക്ഷത്രത്തിന് പരമാവധി പിണ്ഡം എന്താണെന്ന് കണ്ടെത്തേണ്ടത് വളരെ പ്രധാനമാണ്, ”പോപോവ് RIA നോവോസ്റ്റിയോട് പറഞ്ഞു.