ന്യൂട്രോൺ നക്ഷത്രങ്ങളുടെ ഉദാഹരണങ്ങൾ. ന്യൂട്രോൺ നക്ഷത്രങ്ങൾ: ഈ പ്രതിഭാസത്തെക്കുറിച്ച് മനുഷ്യരാശിക്ക് എന്തറിയാം

അതിനെക്കുറിച്ചുള്ള വസ്തുക്കൾ ഞങ്ങൾ സംസാരിക്കുംലേഖനത്തിൽ, ആകസ്മികമായി കണ്ടെത്തി, എന്നിരുന്നാലും 1930 ൽ ശാസ്ത്രജ്ഞരായ ലാൻഡൗ എൽ.ഡി, ​​ഓപ്പൺഹൈമർ ആർ. നമ്മൾ ന്യൂട്രോൺ നക്ഷത്രങ്ങളെക്കുറിച്ചാണ് സംസാരിക്കുന്നത്. ഈ കോസ്മിക് ലുമിനറികളുടെ സവിശേഷതകളും സവിശേഷതകളും ലേഖനത്തിൽ ചർച്ചചെയ്യും.

ന്യൂട്രോണും അതേ പേരിലുള്ള നക്ഷത്രവും

ന്യൂട്രോൺ നക്ഷത്രങ്ങളുടെ അസ്തിത്വത്തെക്കുറിച്ചുള്ള 20-ാം നൂറ്റാണ്ടിൻ്റെ 30-കളിലെ പ്രവചനത്തിനു ശേഷം, ന്യൂട്രോൺ (1932) കണ്ടെത്തിയതിന് ശേഷം, ബാഡെ വി., സ്വിക്കി എഫ്., 1933 ൽ, അമേരിക്കയിൽ നടന്ന ഭൗതികശാസ്ത്രജ്ഞരുടെ ഒരു കോൺഗ്രസിൽ, പ്രഖ്യാപിച്ചു. ന്യൂട്രോൺ സ്റ്റാർ എന്ന ഒരു വസ്തുവിൻ്റെ രൂപീകരണത്തിനുള്ള സാധ്യത. ഒരു സൂപ്പർനോവ സ്ഫോടന സമയത്ത് പ്രത്യക്ഷപ്പെടുന്ന ഒരു കോസ്മിക് ബോഡിയാണിത്.

എന്നിരുന്നാലും, എല്ലാ കണക്കുകൂട്ടലുകളും സൈദ്ധാന്തികം മാത്രമായിരുന്നു, കാരണം ഉചിതമായ ജ്യോതിശാസ്ത്ര ഉപകരണങ്ങളുടെ അഭാവവും ന്യൂട്രോൺ നക്ഷത്രത്തിൻ്റെ വളരെ ചെറിയ വലിപ്പവും കാരണം അത്തരമൊരു സിദ്ധാന്തം പ്രായോഗികമായി തെളിയിക്കാൻ കഴിഞ്ഞില്ല. എന്നാൽ 1960-ൽ എക്സ്-റേ ജ്യോതിശാസ്ത്രം വികസിക്കാൻ തുടങ്ങി. പിന്നീട്, തികച്ചും അപ്രതീക്ഷിതമായി, റേഡിയോ നിരീക്ഷണങ്ങൾക്ക് നന്ദി പറഞ്ഞുകൊണ്ട് ന്യൂട്രോൺ നക്ഷത്രങ്ങൾ കണ്ടെത്തി.

തുറക്കുന്നു

1967 ഈ മേഖലയിൽ പ്രാധാന്യമുള്ളതാണ്. ഹുയിഷ് ഇയുടെ ബിരുദ വിദ്യാർത്ഥിയെന്ന നിലയിൽ ബെൽ ഡി., ഒരു കോസ്മിക് ഒബ്ജക്റ്റ് - ഒരു ന്യൂട്രോൺ നക്ഷത്രം കണ്ടുപിടിക്കാൻ കഴിഞ്ഞു. റേഡിയോ തരംഗ പൾസുകളുടെ നിരന്തരമായ വികിരണം പുറപ്പെടുവിക്കുന്ന ശരീരമാണിത്. വളരെ വേഗത്തിൽ കറങ്ങുന്ന ഒരു വസ്തുവിൽ നിന്ന് വന്ന റേഡിയോ ബീമിൻ്റെ ഇടുങ്ങിയ ദിശാസൂചന കാരണം ഈ പ്രതിഭാസത്തെ ഒരു കോസ്മിക് റേഡിയോ ബീക്കണുമായി താരതമ്യം ചെയ്തു. മറ്റൊരു സ്റ്റാൻഡേർഡ് നക്ഷത്രത്തിനും ഇത്രയും ഉയർന്ന ഭ്രമണ വേഗതയിൽ അതിൻ്റെ സമഗ്രത നിലനിർത്താൻ കഴിയില്ല എന്നതാണ് വസ്തുത. ന്യൂട്രോൺ നക്ഷത്രങ്ങൾക്ക് മാത്രമേ ഇതിന് കഴിവുള്ളൂ, അവയിൽ ആദ്യം കണ്ടെത്തിയത് PSR B1919+21 എന്ന പൾസർ ആയിരുന്നു.

കൂറ്റൻ നക്ഷത്രങ്ങളുടെ വിധി ചെറിയവയിൽ നിന്ന് വളരെ വ്യത്യസ്തമാണ്. അത്തരം ലുമിനറികളിൽ വാതക സമ്മർദ്ദം ഗുരുത്വാകർഷണ ശക്തികളെ സന്തുലിതമാക്കാത്ത ഒരു നിമിഷം വരുന്നു. അത്തരം പ്രക്രിയകൾ നക്ഷത്രം പരിധിയില്ലാതെ ചുരുങ്ങാൻ (തകർച്ച) തുടങ്ങുന്നു എന്ന വസ്തുതയിലേക്ക് നയിക്കുന്നു. സൂര്യനേക്കാൾ 1.5-2 മടങ്ങ് കൂടുതലുള്ള നക്ഷത്ര പിണ്ഡമുള്ളതിനാൽ, തകർച്ച അനിവാര്യമായിരിക്കും. കംപ്രഷൻ പ്രക്രിയയിൽ, നക്ഷത്രകാമ്പിനുള്ളിലെ വാതകം ചൂടാകുന്നു. ആദ്യം എല്ലാം വളരെ സാവധാനത്തിൽ സംഭവിക്കുന്നു.

ചുരുക്കുക

ഒരു നിശ്ചിത ഊഷ്മാവിൽ എത്തുമ്പോൾ, ഒരു പ്രോട്ടോണിന് ന്യൂട്രിനോകളായി മാറാൻ കഴിയും, അത് ഉടൻ തന്നെ നക്ഷത്രത്തിൽ നിന്ന് പുറത്തുപോകുകയും ഊർജ്ജം എടുക്കുകയും ചെയ്യുന്നു. എല്ലാ പ്രോട്ടോണുകളും ന്യൂട്രിനോകളായി മാറുന്നതുവരെ തകർച്ച രൂക്ഷമാകും. ഇത് ഒരു പൾസർ അല്ലെങ്കിൽ ന്യൂട്രോൺ നക്ഷത്രം സൃഷ്ടിക്കുന്നു. ഇത് തകരുന്ന കാമ്പാണ്.

ഒരു പൾസാറിൻ്റെ രൂപീകരണ സമയത്ത്, പുറം ഷെല്ലിന് കംപ്രഷൻ ഊർജ്ജം ലഭിക്കുന്നു, അത് പിന്നീട് ആയിരം കി.മീ/സെക്കൻ്റിലധികം വേഗതയിലായിരിക്കും. ബഹിരാകാശത്തേക്ക് എറിഞ്ഞു. ഇത് പുതിയ നക്ഷത്ര രൂപീകരണത്തിന് കാരണമാകുന്ന ഒരു ഷോക്ക് തരംഗം സൃഷ്ടിക്കുന്നു. ഇത് ഒറിജിനലിനേക്കാൾ കോടിക്കണക്കിന് മടങ്ങ് വലുതായിരിക്കും. ഈ പ്രക്രിയയ്ക്ക് ശേഷം, ഒരാഴ്ച മുതൽ ഒരു മാസം വരെ, നക്ഷത്രം മുഴുവൻ ഗാലക്സിയിലും കവിഞ്ഞ അളവിൽ പ്രകാശം പുറപ്പെടുവിക്കുന്നു. അത്തരം ഒരു ആകാശഗോളത്തെ സൂപ്പർനോവ എന്ന് വിളിക്കുന്നു. അതിൻ്റെ സ്ഫോടനം ഒരു നെബുലയുടെ രൂപീകരണത്തിലേക്ക് നയിക്കുന്നു. നെബുലയുടെ മധ്യഭാഗത്ത് ഒരു പൾസർ അല്ലെങ്കിൽ ന്യൂട്രോൺ നക്ഷത്രമുണ്ട്. ഇത് പൊട്ടിത്തെറിച്ച ഒരു നക്ഷത്രത്തിൻ്റെ പിൻഗാമി എന്ന് വിളിക്കപ്പെടുന്നവയാണ്.

ദൃശ്യവൽക്കരണം

എല്ലാ സ്ഥലങ്ങളുടെയും ആഴത്തിൽ, അതിശയകരമായ സംഭവങ്ങൾ നടക്കുന്നു, അവയിൽ നക്ഷത്രങ്ങളുടെ കൂട്ടിയിടി ഉൾപ്പെടുന്നു. സങ്കീർണ്ണമായ ഒരു ഗണിതശാസ്ത്ര മാതൃകയ്ക്ക് നന്ദി, നാസയിലെ ശാസ്ത്രജ്ഞർക്ക് വളരെയധികം ഊർജ്ജത്തിൻ്റെ കലാപവും അതിൽ ഉൾപ്പെട്ടിരിക്കുന്ന ദ്രവ്യത്തിൻ്റെ അപചയവും ദൃശ്യവത്കരിക്കാൻ കഴിഞ്ഞു. ഒരു കോസ്മിക് വിപത്തിൻ്റെ അവിശ്വസനീയമാംവിധം ശക്തമായ ഒരു ചിത്രം നിരീക്ഷകരുടെ കൺമുന്നിൽ കളിക്കുന്നു. ന്യൂട്രോൺ നക്ഷത്രങ്ങളുടെ കൂട്ടിയിടി ഉണ്ടാകാനുള്ള സാധ്യത വളരെ കൂടുതലാണ്. ബഹിരാകാശത്ത് അത്തരത്തിലുള്ള രണ്ട് ലുമിനറികളുടെ യോഗം ആരംഭിക്കുന്നത് ഗുരുത്വാകർഷണ മണ്ഡലങ്ങളിലെ അവരുടെ കുരുക്കിൽ നിന്നാണ്. വമ്പിച്ച പിണ്ഡമുള്ള അവർ ആലിംഗനങ്ങൾ കൈമാറുന്നു, സംസാരിക്കാൻ. കൂട്ടിയിടിക്കുമ്പോൾ, ഗാമാ വികിരണത്തിൻ്റെ അവിശ്വസനീയമാംവിധം ശക്തമായ പ്രകാശനത്തോടൊപ്പം ശക്തമായ ഒരു സ്ഫോടനം സംഭവിക്കുന്നു.

നമ്മൾ ഒരു ന്യൂട്രോൺ നക്ഷത്രത്തെ പ്രത്യേകം പരിഗണിക്കുകയാണെങ്കിൽ, ഇത് ഒരു സൂപ്പർനോവ സ്ഫോടനത്തിൻ്റെ അവശിഷ്ടമാണ്, അതിൽ ജീവിത ചക്രംഅവസാനിക്കുന്നു. മരിക്കുന്ന നക്ഷത്രത്തിൻ്റെ പിണ്ഡം സൂര്യനേക്കാൾ 8-30 മടങ്ങ് കൂടുതലാണ്. സൂപ്പർനോവ സ്ഫോടനങ്ങളാൽ പ്രപഞ്ചം പലപ്പോഴും പ്രകാശിക്കുന്നു. പ്രപഞ്ചത്തിൽ ന്യൂട്രോൺ നക്ഷത്രങ്ങൾ ഉണ്ടാകാനുള്ള സാധ്യത വളരെ കൂടുതലാണ്.

യോഗം

രണ്ട് നക്ഷത്രങ്ങൾ കണ്ടുമുട്ടുമ്പോൾ, സംഭവങ്ങളുടെ വികാസം അവ്യക്തമായി മുൻകൂട്ടി കാണാൻ കഴിയില്ല എന്നത് രസകരമാണ്. ഓപ്ഷനുകളിലൊന്ന് വിവരിക്കുന്നു ഗണിതശാസ്ത്ര മാതൃക, സ്പേസ് ഫ്ലൈറ്റ് സെൻ്ററിൽ നിന്നുള്ള നാസ ശാസ്ത്രജ്ഞർ നിർദ്ദേശിച്ചത്. ബഹിരാകാശത്ത് പരസ്പരം ഏകദേശം 18 കിലോമീറ്റർ അകലെ സ്ഥിതി ചെയ്യുന്ന രണ്ട് ന്യൂട്രോൺ നക്ഷത്രങ്ങളിൽ നിന്നാണ് പ്രക്രിയ ആരംഭിക്കുന്നത്. കോസ്മിക് മാനദണ്ഡങ്ങൾ അനുസരിച്ച്, സൂര്യൻ്റെ 1.5-1.7 മടങ്ങ് പിണ്ഡമുള്ള ന്യൂട്രോൺ നക്ഷത്രങ്ങളെ ചെറിയ വസ്തുക്കളായി കണക്കാക്കുന്നു. അവയുടെ വ്യാസം 20 കിലോമീറ്ററിനുള്ളിൽ വ്യത്യാസപ്പെടുന്നു. വോളിയവും പിണ്ഡവും തമ്മിലുള്ള ഈ പൊരുത്തക്കേട് കാരണം, ഒരു ന്യൂട്രോൺ നക്ഷത്രത്തിന് ഏറ്റവും ശക്തമായ ഗുരുത്വാകർഷണവും ഉണ്ട് കാന്തികക്ഷേത്രം. ഒന്ന് സങ്കൽപ്പിക്കുക: ന്യൂട്രോൺ നക്ഷത്രത്തിൽ നിന്നുള്ള ഒരു ടീസ്പൂൺ ദ്രവ്യത്തിൻ്റെ ഭാരം മുഴുവൻ എവറസ്റ്റ് കൊടുമുടിയോളം വരും!

അപചയം

ന്യൂട്രോൺ നക്ഷത്രത്തിന് ചുറ്റുമുള്ള അവിശ്വസനീയമാംവിധം ഉയർന്ന ഗുരുത്വാകർഷണ തരംഗങ്ങളാണ് ദ്രവ്യത്തിന് വ്യക്തിഗത ആറ്റങ്ങളുടെ രൂപത്തിൽ നിലനിൽക്കാൻ കഴിയാത്തതിൻ്റെ കാരണം, അത് തകരാൻ തുടങ്ങുന്നു. ദ്രവ്യം തന്നെ ഡീജനറേറ്റ് ന്യൂട്രോൺ ദ്രവ്യമായി മാറുന്നു, അതിൽ ന്യൂട്രോണുകളുടെ ഘടന തന്നെ നക്ഷത്രത്തെ ഒരു ഏകത്വത്തിലേക്കും പിന്നീട് ഒരു തമോദ്വാരത്തിലേക്കും കടക്കാൻ അനുവദിക്കില്ല. ദ്രവിച്ച ദ്രവ്യത്തിൻ്റെ പിണ്ഡം അതിൻ്റെ കൂട്ടിച്ചേർക്കലിലൂടെ വർദ്ധിക്കാൻ തുടങ്ങിയാൽ, ഗുരുത്വാകർഷണ ശക്തികൾക്ക് ന്യൂട്രോണുകളുടെ പ്രതിരോധത്തെ മറികടക്കാൻ കഴിയും. അപ്പോൾ ന്യൂട്രോൺ നക്ഷത്ര വസ്തുക്കളുടെ കൂട്ടിയിടിയുടെ ഫലമായി രൂപപ്പെട്ട ഘടനയുടെ നാശത്തെ ഒന്നും തടയില്ല.

ഗണിതശാസ്ത്ര മാതൃക

ഈ ഖഗോള വസ്തുക്കളെ പഠിക്കുന്നതിലൂടെ, ഒരു ന്യൂട്രോൺ നക്ഷത്രത്തിൻ്റെ സാന്ദ്രത ഒരു ആറ്റത്തിൻ്റെ ന്യൂക്ലിയസിലെ ദ്രവ്യത്തിൻ്റെ സാന്ദ്രതയുമായി താരതമ്യപ്പെടുത്താവുന്നതാണെന്ന് ശാസ്ത്രജ്ഞർ നിഗമനത്തിലെത്തി. ഇതിൻ്റെ സൂചകങ്ങൾ 1015 kg/m³ മുതൽ 1018 kg/m³ വരെയാണ്. അതിനാൽ, ഇലക്ട്രോണുകളുടെയും പ്രോട്ടോണുകളുടെയും സ്വതന്ത്ര അസ്തിത്വം അസാധ്യമാണ്. നക്ഷത്രത്തിൻ്റെ ദ്രവ്യത്തിൽ പ്രായോഗികമായി ന്യൂട്രോണുകൾ മാത്രമേ അടങ്ങിയിട്ടുള്ളൂ.

രണ്ട് ന്യൂട്രോൺ നക്ഷത്രങ്ങൾക്കിടയിൽ ഉണ്ടാകുന്ന ശക്തമായ ആനുകാലിക ഗുരുത്വാകർഷണ ഇടപെടലുകൾ എങ്ങനെ കടന്നുപോകുന്നു എന്ന് സൃഷ്ടിച്ച ഗണിതശാസ്ത്ര മാതൃക കാണിക്കുന്നു നേർത്ത ഷെൽരണ്ട് നക്ഷത്രങ്ങൾ അവയെ ചുറ്റുമുള്ള സ്ഥലത്തേക്ക് എറിയുന്നു, വലിയ തുകവികിരണം (ഊർജ്ജവും ദ്രവ്യവും). അനുരഞ്ജന പ്രക്രിയ വളരെ വേഗത്തിൽ സംഭവിക്കുന്നു, അക്ഷരാർത്ഥത്തിൽ ഒരു പിളർപ്പ് സെക്കൻഡിൽ. കൂട്ടിയിടിയുടെ ഫലമായി, മധ്യഭാഗത്ത് ഒരു നവജാത തമോദ്വാരത്തോടുകൂടിയ ദ്രവ്യത്തിൻ്റെ ഒരു ടൊറോയ്ഡൽ വളയം രൂപം കൊള്ളുന്നു.

പ്രധാനപ്പെട്ടത്

അത്തരം സംഭവങ്ങളെ മാതൃകയാക്കുന്നത് പ്രധാനമാണ്. അവർക്ക് നന്ദി, ഒരു ന്യൂട്രോൺ നക്ഷത്രവും തമോദ്വാരവും എങ്ങനെ രൂപപ്പെടുന്നു, നക്ഷത്രങ്ങൾ കൂട്ടിയിടിക്കുമ്പോൾ എന്ത് സംഭവിക്കുന്നു, സൂപ്പർനോവകൾ എങ്ങനെ ജനിക്കുകയും മരിക്കുകയും ചെയ്യുന്നു, കൂടാതെ ബഹിരാകാശത്തെ മറ്റ് പല പ്രക്രിയകളും മനസ്സിലാക്കാൻ ശാസ്ത്രജ്ഞർക്ക് കഴിഞ്ഞു. ഈ സംഭവങ്ങളെല്ലാം ഏറ്റവും രൂക്ഷമായതിൻ്റെ ഉറവിടമാണ് രാസ ഘടകങ്ങൾപ്രപഞ്ചത്തിൽ, ഇരുമ്പിനെക്കാൾ ഭാരമുള്ള, മറ്റൊരു തരത്തിലും രൂപപ്പെടാൻ കഴിവില്ല. ഇത് സംസാരിക്കുന്നു പ്രാധാന്യംപ്രപഞ്ചത്തിലുടനീളമുള്ള ന്യൂട്രോൺ നക്ഷത്രങ്ങൾ.

ഭീമാകാരമായ വ്യാപ്തിയുള്ള ഒരു ആകാശ വസ്തുവിൻ്റെ അച്ചുതണ്ടിന് ചുറ്റുമുള്ള ഭ്രമണം അതിശയകരമാണ്. ഈ പ്രക്രിയ തകർച്ചയ്ക്ക് കാരണമാകുന്നു, എന്നാൽ അതേ സമയം ന്യൂട്രോൺ നക്ഷത്രത്തിൻ്റെ പിണ്ഡം പ്രായോഗികമായി തന്നെ തുടരുന്നു. നക്ഷത്രം സങ്കോചിക്കുന്നത് തുടരുമെന്ന് നമ്മൾ സങ്കൽപ്പിക്കുകയാണെങ്കിൽ, കോണീയ ആക്കം സംരക്ഷിക്കുന്നതിനുള്ള നിയമമനുസരിച്ച്, നക്ഷത്രത്തിൻ്റെ ഭ്രമണത്തിൻ്റെ കോണീയ പ്രവേഗം അവിശ്വസനീയമായ മൂല്യങ്ങളിലേക്ക് വർദ്ധിക്കും. ഒരു പൂർണ്ണ വിപ്ലവം പൂർത്തിയാക്കാൻ ഒരു നക്ഷത്രത്തിന് ഏകദേശം 10 ദിവസം വേണ്ടിവന്നാൽ, അതിൻ്റെ ഫലമായി അത് 10 മില്ലിസെക്കൻഡിൽ അതേ വിപ്ലവം പൂർത്തിയാക്കും! ഇവ അവിശ്വസനീയമായ പ്രക്രിയകളാണ്!

തകർച്ചയുടെ വികസനം

ശാസ്ത്രജ്ഞർ അത്തരം പ്രക്രിയകൾ പഠിക്കുന്നു. ഒരുപക്ഷേ നമുക്ക് ഇപ്പോഴും അതിശയകരമെന്ന് തോന്നുന്ന പുതിയ കണ്ടെത്തലുകൾക്ക് ഞങ്ങൾ സാക്ഷ്യം വഹിച്ചേക്കാം! എന്നാൽ തകർച്ചയുടെ വികസനം കൂടുതൽ സങ്കൽപ്പിച്ചാൽ എന്ത് സംഭവിക്കും? സങ്കൽപ്പിക്കാൻ എളുപ്പമാക്കുന്നതിന്, ന്യൂട്രോൺ നക്ഷത്രം/ഭൂമി ജോഡിയും അവയുടെ ഗുരുത്വാകർഷണ റേഡിയേയും താരതമ്യം ചെയ്യാം. അതിനാൽ, തുടർച്ചയായ കംപ്രഷൻ ഉപയോഗിച്ച്, ന്യൂട്രോണുകൾ ഹൈപ്പറോണുകളായി മാറാൻ തുടങ്ങുന്ന അവസ്ഥയിലേക്ക് ഒരു നക്ഷത്രത്തിന് എത്തിച്ചേരാനാകും. ആരം ആകാശ ശരീരംഅത് വളരെ ചെറുതായിത്തീരും, നമ്മുടെ മുന്നിൽ ഒരു നക്ഷത്രത്തിൻ്റെ പിണ്ഡവും ഗുരുത്വാകർഷണ മണ്ഡലവുമുള്ള ഒരു സൂപ്പർപ്ലാനറ്ററി ബോഡിയുടെ ഒരു പിണ്ഡം ഉണ്ടാകും. ഭൂമി ഒരു പിംഗ്-പോംഗ് ബോളിൻ്റെ വലുപ്പമായിത്തീരുകയും നമ്മുടെ പ്രകാശമാനമായ സൂര്യൻ്റെ ഗുരുത്വാകർഷണ ആരം 1 കിലോമീറ്ററിന് തുല്യമാകുകയും ചെയ്താൽ ഇതിനെ താരതമ്യം ചെയ്യാം.

നക്ഷത്ര ദ്രവ്യത്തിൻ്റെ ഒരു ചെറിയ പിണ്ഡത്തിന് ഒരു വലിയ നക്ഷത്രത്തിൻ്റെ ആകർഷണം ഉണ്ടെന്ന് നമ്മൾ സങ്കൽപ്പിക്കുന്നുവെങ്കിൽ, അതിന് ഒരു മുഴുവൻ ഗ്രഹവ്യവസ്ഥയെയും അതിനടുത്തായി പിടിക്കാൻ കഴിയും. എന്നാൽ അത്തരമൊരു ആകാശഗോളത്തിൻ്റെ സാന്ദ്രത വളരെ കൂടുതലാണ്. പ്രകാശകിരണങ്ങൾ ക്രമേണ അതിലൂടെ കടന്നുപോകുന്നത് നിർത്തുന്നു, ശരീരം പുറത്തേക്ക് പോകുന്നതായി തോന്നുന്നു, അത് കണ്ണിന് ദൃശ്യമാകുന്നത് നിർത്തുന്നു. ഗുരുത്വാകർഷണ മണ്ഡലം മാത്രം മാറുന്നില്ല, ഇത് ഇവിടെ ഗുരുത്വാകർഷണ ദ്വാരമുണ്ടെന്ന് മുന്നറിയിപ്പ് നൽകുന്നു.

കണ്ടെത്തലുകളും നിരീക്ഷണങ്ങളും

ന്യൂട്രോൺ നക്ഷത്രങ്ങളുടെ ലയനം ആദ്യമായി രേഖപ്പെടുത്തിയത് ഈയടുത്താണ്: ഓഗസ്റ്റ് 17. രണ്ട് വർഷം മുമ്പ്, ഒരു ബ്ലാക്ക് ഹോൾ ലയനം കണ്ടെത്തി. അങ്ങനെയാണ് ഒരു പ്രധാന സംഭവംജ്യോതിശാസ്ത്ര മേഖലയിൽ, 70 ബഹിരാകാശ നിരീക്ഷണശാലകൾ ഒരേസമയം നിരീക്ഷണങ്ങൾ നടത്തി. ഗാമാ-റേ സ്ഫോടനങ്ങളെക്കുറിച്ചുള്ള സിദ്ധാന്തങ്ങളുടെ കൃത്യത പരിശോധിക്കാൻ ശാസ്ത്രജ്ഞർക്ക് കഴിഞ്ഞു;

ഗാമാ-റേ വിസ്ഫോടനം, ഗുരുത്വാകർഷണ തരംഗങ്ങൾ, ദൃശ്യപ്രകാശം എന്നിവയെക്കുറിച്ചുള്ള ഈ വ്യാപകമായ നിരീക്ഷണം, ആകാശത്തിലെ സുപ്രധാന സംഭവം നടന്ന പ്രദേശവും ഈ നക്ഷത്രങ്ങൾ സ്ഥിതിചെയ്യുന്ന ഗാലക്സിയും നിർണ്ണയിക്കുന്നത് സാധ്യമാക്കി. ഇത് NGC 4993 ആണ്.

തീർച്ചയായും, ജ്യോതിശാസ്ത്രജ്ഞർ വളരെക്കാലമായി ഹ്രസ്വമായവ നിരീക്ഷിക്കുന്നു, പക്ഷേ ഇതുവരെ അവയുടെ ഉത്ഭവത്തെക്കുറിച്ച് കൃത്യമായി പറയാൻ അവർക്ക് കഴിഞ്ഞില്ല. പ്രധാന സിദ്ധാന്തത്തിന് പിന്നിൽ ന്യൂട്രോൺ നക്ഷത്രങ്ങളുടെ ലയനത്തിൻ്റെ ഒരു പതിപ്പായിരുന്നു. ഇപ്പോൾ അത് സ്ഥിരീകരിച്ചു.

ഗണിതശാസ്ത്രം ഉപയോഗിച്ച് ഒരു ന്യൂട്രോൺ നക്ഷത്രത്തെ വിവരിക്കാൻ, ശാസ്ത്രജ്ഞർ ദ്രവ്യത്തിൻ്റെ സമ്മർദ്ദവുമായി സാന്ദ്രതയുമായി ബന്ധപ്പെട്ട അവസ്ഥയുടെ സമവാക്യത്തിലേക്ക് തിരിയുന്നു. എന്നിരുന്നാലും, അത്തരം ധാരാളം ഓപ്ഷനുകൾ ഉണ്ട്, നിലവിലുള്ളവയിൽ ഏതാണ് ശരിയെന്ന് ശാസ്ത്രജ്ഞർക്ക് അറിയില്ല. ഈ പ്രശ്നം പരിഹരിക്കാൻ ഗുരുത്വാകർഷണ നിരീക്ഷണങ്ങൾ സഹായിക്കുമെന്ന് പ്രതീക്ഷിക്കുന്നു. ഓൺ ഈ നിമിഷംസിഗ്നൽ അവ്യക്തമായ ഉത്തരം നൽകിയില്ല, പക്ഷേ രണ്ടാമത്തെ ശരീരത്തിലേക്കുള്ള (നക്ഷത്രം) ഗുരുത്വാകർഷണ ആകർഷണത്തെ ആശ്രയിച്ച് നക്ഷത്രത്തിൻ്റെ ആകൃതി കണക്കാക്കാൻ ഇത് ഇതിനകം സഹായിക്കുന്നു.

ന്യൂട്രോൺ നക്ഷത്രം
പ്രധാനമായും ന്യൂട്രോണുകൾ കൊണ്ട് നിർമ്മിച്ച ഒരു നക്ഷത്രം. ദ്രവ്യത്തിൻ്റെ പ്രധാന ഘടകങ്ങളിലൊന്നായ ഒരു ന്യൂട്രൽ സബ് ആറ്റോമിക് കണികയാണ് ന്യൂട്രോൺ. 1932-ൽ ന്യൂട്രോൺ കണ്ടെത്തിയതിന് തൊട്ടുപിന്നാലെ ജ്യോതിശാസ്ത്രജ്ഞരായ ഡബ്ല്യു. ബാഡെയും എഫ്. സ്വിക്കിയും ന്യൂട്രോൺ നക്ഷത്രങ്ങളുടെ അസ്തിത്വത്തെക്കുറിച്ചുള്ള സിദ്ധാന്തം മുന്നോട്ടുവച്ചു. എന്നാൽ ഈ സിദ്ധാന്തം 1967-ൽ പൾസാറുകൾ കണ്ടെത്തിയതിന് ശേഷം മാത്രമാണ് നിരീക്ഷണങ്ങളിലൂടെ സ്ഥിരീകരിച്ചത്.
ഇതും കാണുകപൾസർ. ന്യൂട്രോൺ നക്ഷത്രങ്ങൾസൂര്യനേക്കാൾ പലമടങ്ങ് പിണ്ഡമുള്ള സാധാരണ നക്ഷത്രങ്ങളുടെ ഗുരുത്വാകർഷണ തകർച്ചയുടെ ഫലമായാണ് രൂപപ്പെടുന്നത്. ന്യൂട്രോൺ നക്ഷത്രത്തിൻ്റെ സാന്ദ്രത അതിൻ്റെ സാന്ദ്രതയോട് അടുത്താണ് ആറ്റോമിക് ന്യൂക്ലിയസ്, അതായത്. സാധാരണ ദ്രവ്യത്തിൻ്റെ സാന്ദ്രതയേക്കാൾ 100 ദശലക്ഷം മടങ്ങ് കൂടുതലാണ്. അതിനാൽ, അതിൻ്റെ വലിയ പിണ്ഡം ഉണ്ടായിരുന്നിട്ടും, ഒരു ന്യൂട്രോൺ നക്ഷത്രത്തിന് ഏകദേശം ആരം മാത്രമേ ഉള്ളൂ. 10 കി.മീ. ഒരു ന്യൂട്രോൺ നക്ഷത്രത്തിൻ്റെ ചെറിയ ആരം കാരണം, അതിൻ്റെ ഉപരിതലത്തിലെ ഗുരുത്വാകർഷണബലം വളരെ ഉയർന്നതാണ്: ഭൂമിയേക്കാൾ 100 ബില്യൺ മടങ്ങ് കൂടുതലാണ്. ഈ നക്ഷത്രം അതിൻ്റെ താപനിലയെ ആശ്രയിക്കാത്ത, സാന്ദ്രമായ ന്യൂട്രോൺ ദ്രവ്യത്തിൻ്റെ "ഡീജനറസി മർദ്ദം" വഴി തകർച്ചയിൽ നിന്ന് സംരക്ഷിക്കപ്പെടുന്നു. എന്നിരുന്നാലും, ഒരു ന്യൂട്രോൺ നക്ഷത്രത്തിൻ്റെ പിണ്ഡം ഏകദേശം 2 സൗരയൂഥത്തേക്കാൾ കൂടുതലാണെങ്കിൽ, ഗുരുത്വാകർഷണബലം ഈ മർദ്ദം കവിയുകയും നക്ഷത്രത്തിന് തകർച്ചയെ നേരിടാൻ കഴിയാതെ വരികയും ചെയ്യും.
ഇതും കാണുകഗുരുത്വാകർഷണ തകർച്ച. ന്യൂട്രോൺ നക്ഷത്രങ്ങൾക്ക് വളരെ ശക്തമായ കാന്തികക്ഷേത്രമുണ്ട്, ഉപരിതലത്തിൽ 10 12-10 13 G വരെ എത്തുന്നു (താരതമ്യത്തിന്: ഭൂമിയിൽ ഏകദേശം 1 G ഉണ്ട്). രണ്ട് വ്യത്യസ്ത തരം ഖഗോള വസ്തുക്കൾ ന്യൂട്രോൺ നക്ഷത്രങ്ങളുമായി ബന്ധപ്പെട്ടിരിക്കുന്നു.
പൾസാറുകൾ (റേഡിയോ പൾസാറുകൾ).ഈ വസ്തുക്കൾ കർശനമായി പതിവായി റേഡിയോ തരംഗങ്ങളുടെ സ്പന്ദനങ്ങൾ പുറപ്പെടുവിക്കുന്നു. വികിരണത്തിൻ്റെ സംവിധാനം പൂർണ്ണമായും വ്യക്തമല്ല, പക്ഷേ ഒരു കറങ്ങുന്ന ന്യൂട്രോൺ നക്ഷത്രം അതിൻ്റെ കാന്തികക്ഷേത്രവുമായി ബന്ധപ്പെട്ട ഒരു ദിശയിൽ ഒരു റേഡിയോ ബീം പുറപ്പെടുവിക്കുന്നുവെന്ന് വിശ്വസിക്കപ്പെടുന്നു, അതിൻ്റെ സമമിതിയുടെ അക്ഷം നക്ഷത്രത്തിൻ്റെ ഭ്രമണത്തിൻ്റെ അച്ചുതണ്ടുമായി പൊരുത്തപ്പെടുന്നില്ല. അതിനാൽ, ഭ്രമണം റേഡിയോ ബീമിൻ്റെ ഭ്രമണത്തിന് കാരണമാകുന്നു, അത് ഇടയ്ക്കിടെ ഭൂമിയിലേക്ക് നയിക്കപ്പെടുന്നു.
എക്സ്-റേ ഡബിൾസ്.ഒരു വലിയ സാധാരണ നക്ഷത്രമുള്ള ബൈനറി സിസ്റ്റത്തിൻ്റെ ഭാഗമായ ന്യൂട്രോൺ നക്ഷത്രങ്ങളുമായി സ്പന്ദിക്കുന്ന എക്സ്-റേ ഉറവിടങ്ങളും ബന്ധപ്പെട്ടിരിക്കുന്നു. അത്തരം സിസ്റ്റങ്ങളിൽ, ഒരു സാധാരണ നക്ഷത്രത്തിൻ്റെ ഉപരിതലത്തിൽ നിന്നുള്ള വാതകം ഒരു ന്യൂട്രോൺ നക്ഷത്രത്തിലേക്ക് പതിക്കുന്നു, അത് വലിയ വേഗതയിലേക്ക് ത്വരിതപ്പെടുത്തുന്നു. ഒരു ന്യൂട്രോൺ നക്ഷത്രത്തിൻ്റെ ഉപരിതലത്തിൽ തട്ടുമ്പോൾ, വാതകം അതിൻ്റെ വിശ്രമ ഊർജ്ജത്തിൻ്റെ 10-30% പുറത്തുവിടുന്നു, അതേസമയം ന്യൂക്ലിയർ പ്രതിപ്രവർത്തനങ്ങളിൽ ഈ കണക്ക് 1% എത്തില്ല. വരെ ചൂടാക്കി ഉയർന്ന താപനിലഒരു ന്യൂട്രോൺ നക്ഷത്രത്തിൻ്റെ ഉപരിതലം എക്സ്-റേ വികിരണത്തിൻ്റെ ഉറവിടമായി മാറുന്നു. എന്നിരുന്നാലും, വാതകത്തിൻ്റെ പതനം മുഴുവൻ ഉപരിതലത്തിലും ഒരേപോലെ സംഭവിക്കുന്നില്ല: ഒരു ന്യൂട്രോൺ നക്ഷത്രത്തിൻ്റെ ശക്തമായ കാന്തികക്ഷേത്രം വീഴുന്ന അയോണൈസ്ഡ് വാതകത്തെ പിടിച്ചെടുക്കുകയും കാന്തികധ്രുവങ്ങളിലേക്ക് നയിക്കുകയും ചെയ്യുന്നു, അവിടെ അത് ഒരു ഫണലിലേക്ക് വീഴുന്നു. അതിനാൽ, ധ്രുവപ്രദേശങ്ങൾ മാത്രമേ വളരെ ചൂടാകൂ, ഭ്രമണം ചെയ്യുന്ന നക്ഷത്രത്തിൽ അവ എക്സ്-റേ പൾസുകളുടെ ഉറവിടമായി മാറുന്നു. റേഡിയോ തരംഗങ്ങൾ ചുറ്റുമുള്ള വാതകത്തിൽ ആഗിരണം ചെയ്യപ്പെടുന്നതിനാൽ അത്തരം ഒരു നക്ഷത്രത്തിൽ നിന്നുള്ള റേഡിയോ പൾസുകൾ ഇനി ലഭിക്കില്ല.
സംയുക്തം.ന്യൂട്രോൺ നക്ഷത്രത്തിൻ്റെ സാന്ദ്രത ആഴത്തിനനുസരിച്ച് വർദ്ധിക്കുന്നു. അന്തരീക്ഷത്തിൻ്റെ ഏതാനും സെൻ്റീമീറ്റർ മാത്രം കട്ടിയുള്ള ഒരു പാളിക്ക് താഴെ നിരവധി മീറ്റർ കട്ടിയുള്ള ഒരു ദ്രാവക ലോഹ ഷെൽ ഉണ്ട്, അതിനു താഴെ ഒരു സോളിഡ് ക്രസ്റ്റ് കിലോമീറ്റർ കട്ടിയുള്ളതാണ്. പുറംതൊലിയിലെ പദാർത്ഥം സാധാരണ ലോഹത്തോട് സാമ്യമുള്ളതാണ്, പക്ഷേ കൂടുതൽ സാന്ദ്രമാണ്. പുറംതൊലിയുടെ പുറം ഭാഗത്ത് പ്രധാനമായും ഇരുമ്പാണ്; ആഴത്തിൽ, അതിൻ്റെ ഘടനയിൽ ന്യൂട്രോണുകളുടെ അനുപാതം വർദ്ധിക്കുന്നു. എവിടെ സാന്ദ്രത ഏകദേശം എത്തുന്നു. 4*10 11 g/cm3, ന്യൂട്രോണുകളുടെ അനുപാതം വളരെയധികം വർദ്ധിക്കുന്നു, അവയിൽ ചിലത് ഇനി അണുകേന്ദ്രങ്ങളുടെ ഭാഗമല്ല, മറിച്ച് ഒരു തുടർച്ചയായ മാധ്യമമായി മാറുന്നു. അവിടെ, ഈ പദാർത്ഥം ന്യൂട്രോണുകളുടെയും ഇലക്ട്രോണുകളുടെയും ഒരു "കടൽ" പോലെയാണ്, അതിൽ ആറ്റങ്ങളുടെ അണുകേന്ദ്രങ്ങൾ വിഭജിക്കപ്പെട്ടിരിക്കുന്നു. ഒപ്പം ഏകദേശം സാന്ദ്രതയോടെ. 2*10 14 g/cm3 (ആറ്റോമിക് ന്യൂക്ലിയസിൻ്റെ സാന്ദ്രത), വ്യക്തിഗത അണുകേന്ദ്രങ്ങൾ മൊത്തത്തിൽ അപ്രത്യക്ഷമാവുകയും പ്രോട്ടോണുകളുടെയും ഇലക്ട്രോണുകളുടെയും മിശ്രിതമുള്ള തുടർച്ചയായ ന്യൂട്രോൺ "ദ്രാവകം" ആണ്. ന്യൂട്രോണുകളും പ്രോട്ടോണുകളും ഭൗമിക ലബോറട്ടറികളിലെ ദ്രാവക ഹീലിയത്തിനും സൂപ്പർകണ്ടക്റ്റിംഗ് ലോഹങ്ങൾക്കും സമാനമായ ഒരു സൂപ്പർ ഫ്ലൂയിഡ് ദ്രാവകം പോലെയാണ് പ്രവർത്തിക്കുന്നത്.

അതിലും ഉയർന്ന സാന്ദ്രതയിൽ, ഏറ്റവും കൂടുതൽ അസാധാരണമായ രൂപങ്ങൾപദാർത്ഥങ്ങൾ. ഒരുപക്ഷേ ന്യൂട്രോണുകളും പ്രോട്ടോണുകളും ചെറിയ കണങ്ങളായി ക്ഷയിച്ചേക്കാം - ക്വാർക്കുകൾ; പിയോൺ കണ്ടൻസേറ്റ് എന്ന് വിളിക്കപ്പെടുന്ന നിരവധി പൈ-മെസോണുകൾ ജനിക്കുന്നതിനും സാധ്യതയുണ്ട്.
ഇതും കാണുക
എലിമെൻ്ററി കണികകൾ;
സൂപ്പർകണ്ടക്റ്റിവിറ്റി;
സൂപ്പർഫ്ലൂഡിറ്റി.
സാഹിത്യം
ഡൈസൺ എഫ്., ടെർ ഹാർ ഡി. ന്യൂട്രോൺ നക്ഷത്രങ്ങളും പൾസാറുകളും. എം., 1973 ലിപുനോവ് വി.എം. ന്യൂട്രോൺ നക്ഷത്രങ്ങളുടെ ജ്യോതിശാസ്ത്രം. എം., 1987

കോളിയേഴ്‌സ് എൻസൈക്ലോപീഡിയ. - ഓപ്പൺ സൊസൈറ്റി. 2000 .

മറ്റ് നിഘണ്ടുവുകളിൽ "ന്യൂട്രോൺ നക്ഷത്രം" എന്താണെന്ന് കാണുക:

ന്യൂട്രോൺ നക്ഷത്രം, ഉയർന്ന സാന്ദ്രതയുള്ള, ന്യൂട്രോണുകൾ അടങ്ങിയ വളരെ ചെറിയ നക്ഷത്രം. ആണ് അവസാന ഘട്ടംനിരവധി നക്ഷത്രങ്ങളുടെ പരിണാമം. ഒരു കൂറ്റൻ നക്ഷത്രം ജ്വലിക്കുമ്പോൾ ന്യൂട്രോൺ നക്ഷത്രങ്ങൾ രൂപം കൊള്ളുന്നു സൂപ്പർനോവ നക്ഷത്രം, പൊട്ടിത്തെറിക്കുന്നു അവരുടെ...... ശാസ്ത്ര സാങ്കേതിക വിജ്ഞാനകോശ നിഘണ്ടു

സൈദ്ധാന്തിക ആശയങ്ങൾ അനുസരിച്ച് പ്രധാനമായും ന്യൂട്രോണുകൾ അടങ്ങിയ ദ്രവ്യമുള്ള ഒരു നക്ഷത്രം. ന്യൂക്ലിയർ ഇന്ധനം തീർന്നതിന് ശേഷം ഒരു നക്ഷത്രത്തിൻ്റെ ഗുരുത്വാകർഷണ തകർച്ചയുമായി ദ്രവ്യത്തിൻ്റെ ന്യൂട്രോണൈസേഷൻ ബന്ധപ്പെട്ടിരിക്കുന്നു. ന്യൂട്രോൺ നക്ഷത്രങ്ങളുടെ ശരാശരി സാന്ദ്രത 2.1017 ആണ് ... ബിഗ് എൻസൈക്ലോപീഡിക് നിഘണ്ടു

ഒരു ന്യൂട്രോൺ നക്ഷത്രത്തിൻ്റെ ഘടന. ഒരു ന്യൂട്രോൺ നക്ഷത്രം ഒരു ജ്യോതിശാസ്ത്ര വസ്തുവാണ്, അത് അന്തിമ ഉൽപ്പന്നങ്ങളിൽ ഒന്നാണ് ... വിക്കിപീഡിയ

സൈദ്ധാന്തിക ആശയങ്ങൾ അനുസരിച്ച് പ്രധാനമായും ന്യൂട്രോണുകൾ അടങ്ങിയ ദ്രവ്യമുള്ള ഒരു നക്ഷത്രം. അത്തരമൊരു നക്ഷത്രത്തിൻ്റെ ശരാശരി സാന്ദ്രത ന്യൂട്രോൺ നക്ഷത്രം 2·1017 കി.ഗ്രാം/മീ3 ആണ്, ശരാശരി ആരം 20 കി.മീ. പൾസ്ഡ് റേഡിയോ എമിഷൻ വഴി കണ്ടെത്തി, പൾസറുകൾ കാണുക... ജ്യോതിശാസ്ത്ര നിഘണ്ടു

സൈദ്ധാന്തിക ആശയങ്ങൾ അനുസരിച്ച് പ്രധാനമായും ന്യൂട്രോണുകൾ അടങ്ങിയ ദ്രവ്യമുള്ള ഒരു നക്ഷത്രം. ന്യൂക്ലിയർ ഇന്ധനം തീർന്നതിന് ശേഷം ഒരു നക്ഷത്രത്തിൻ്റെ ഗുരുത്വാകർഷണ തകർച്ചയുമായി ദ്രവ്യത്തിൻ്റെ ന്യൂട്രോണൈസേഷൻ ബന്ധപ്പെട്ടിരിക്കുന്നു. ഒരു ന്യൂട്രോൺ നക്ഷത്രത്തിൻ്റെ ശരാശരി സാന്ദ്രത... ... വിജ്ഞാനകോശ നിഘണ്ടു

ഒരു ഹൈഡ്രോസ്റ്റാറ്റിക്കൽ സന്തുലിത നക്ഷത്രം, അതിൽ കൂട്ടം പ്രധാനമായും അടങ്ങിയിരിക്കുന്നു. ന്യൂട്രോണുകളിൽ നിന്ന്. ഗുരുത്വാകർഷണ ബലങ്ങൾക്ക് കീഴിൽ പ്രോട്ടോണുകൾ ന്യൂട്രോണുകളായി രൂപാന്തരപ്പെട്ടതിൻ്റെ ഫലമായി രൂപപ്പെട്ടു. സാമാന്യം പിണ്ഡമുള്ള നക്ഷത്രങ്ങളുടെ പരിണാമത്തിൻ്റെ അവസാന ഘട്ടത്തിൽ തകർച്ച (പിണ്ഡമുള്ളതിനേക്കാൾ പലമടങ്ങ്... ... പ്രകൃതി ശാസ്ത്രം. വിജ്ഞാനകോശ നിഘണ്ടു

ന്യൂട്രോൺ നക്ഷത്രം- നക്ഷത്രങ്ങളുടെ പരിണാമത്തിൻ്റെ ഘട്ടങ്ങളിലൊന്ന്, ഗുരുത്വാകർഷണ തകർച്ചയുടെ ഫലമായി, ഇലക്ട്രോണുകൾ ആറ്റങ്ങളുടെ ന്യൂക്ലിയസുകളിലേക്ക് അമർത്തി നിർവീര്യമാക്കുന്ന അത്തരം ചെറിയ വലുപ്പങ്ങളിലേക്ക് (പന്തിൻ്റെ ദൂരം 10-20 കിലോമീറ്റർ) കംപ്രസ് ചെയ്യുമ്പോൾ അവയുടെ ചാർജ്ജ്, നക്ഷത്രത്തിൻ്റെ മുഴുവൻ പദാർത്ഥവും മാറുന്നു ... ... ആധുനിക പ്രകൃതി ശാസ്ത്രത്തിൻ്റെ തുടക്കം

കൾവറിൻ്റെ ന്യൂട്രോൺ നക്ഷത്രം. യുഎസിലെ പെൻസിൽവാനിയ സ്റ്റേറ്റ് യൂണിവേഴ്സിറ്റിയിലെയും ഉർസ മൈനർ നക്ഷത്രസമൂഹത്തിലെ കനേഡിയൻ മക്ഗിൽ യൂണിവേഴ്സിറ്റിയിലെയും ജ്യോതിശാസ്ത്രജ്ഞരാണ് ഇത് കണ്ടെത്തിയത്. നക്ഷത്രം അതിൻ്റെ സ്വഭാവസവിശേഷതകളിൽ അസാധാരണമാണ്, മറ്റേതൊരു പോലെയല്ല... ... വിക്കിപീഡിയ

- (ഇംഗ്ലീഷ് റൺഅവേ നക്ഷത്രം) ചുറ്റുമുള്ള നക്ഷത്രാന്തര മാധ്യമവുമായി ബന്ധപ്പെട്ട് അസാധാരണമായി ഉയർന്ന വേഗതയിൽ ചലിക്കുന്ന ഒരു നക്ഷത്രം. അത്തരമൊരു നക്ഷത്രത്തിൻ്റെ ശരിയായ ചലനം പലപ്പോഴും നക്ഷത്ര അസോസിയേഷനുമായി താരതമ്യപ്പെടുത്തുമ്പോൾ കൃത്യമായി സൂചിപ്പിക്കപ്പെടുന്നു, അതിൽ അംഗം... ... വിക്കിപീഡിയ

ഒരു സൂപ്പർനോവ സ്ഫോടനത്തിന് ശേഷമാണ് ഇത് സംഭവിക്കുന്നത്.

ഇത് ഒരു താരത്തിൻ്റെ ജീവിതത്തിലെ സന്ധ്യയാണ്. അതിൻ്റെ ഗുരുത്വാകർഷണം വളരെ ശക്തമാണ്, അത് ആറ്റങ്ങളുടെ ഭ്രമണപഥത്തിൽ നിന്ന് ഇലക്ട്രോണുകളെ എറിയുകയും അവയെ ന്യൂട്രോണുകളായി മാറ്റുകയും ചെയ്യുന്നു.

അവളുടെ പിന്തുണ നഷ്ടപ്പെടുമ്പോൾ ആന്തരിക സമ്മർദ്ദം, അത് തകരുന്നു, ഇത് നയിക്കുന്നു സൂപ്പർനോവ സ്ഫോടനം.

ഈ ശരീരത്തിൻ്റെ അവശിഷ്ടങ്ങൾ ഒരു ന്യൂട്രോൺ നക്ഷത്രമായി മാറുന്നു, സൂര്യൻ്റെ പിണ്ഡത്തിൻ്റെ 1.4 മടങ്ങ് പിണ്ഡവും യുണൈറ്റഡ് സ്റ്റേറ്റ്സിലെ മാൻഹട്ടൻ്റെ ആരത്തിന് ഏതാണ്ട് തുല്യമായ ആരവും.

ന്യൂട്രോൺ നക്ഷത്രത്തിൻ്റെ സാന്ദ്രതയുള്ള ഒരു കഷണം പഞ്ചസാരയുടെ ഭാരം...

ഉദാഹരണത്തിന്, നിങ്ങൾ 1 സെൻ്റീമീറ്റർ വോളിയമുള്ള ഒരു കഷണം പഞ്ചസാര എടുത്ത് അത് നിർമ്മിച്ചതാണെന്ന് സങ്കൽപ്പിക്കുക. ന്യൂട്രോൺ നക്ഷത്ര ദ്രവ്യം, അപ്പോൾ അതിൻ്റെ പിണ്ഡം ഏകദേശം ഒരു ബില്യൺ ടൺ ആയിരിക്കും. ഇത് ഏകദേശം 8 ആയിരം വിമാനവാഹിനിക്കപ്പലുകളുടെ പിണ്ഡത്തിന് തുല്യമാണ്. കൂടെ ചെറിയ വസ്തു അവിശ്വസനീയമായ സാന്ദ്രത!

നവജാത ന്യൂട്രോൺ നക്ഷത്രത്തിന് ഉയർന്ന ഭ്രമണ വേഗതയുണ്ട്. ഒരു വലിയ നക്ഷത്രം ന്യൂട്രോൺ നക്ഷത്രമായി മാറുമ്പോൾ, അതിൻ്റെ ഭ്രമണ വേഗത മാറുന്നു.

കറങ്ങുന്ന ന്യൂട്രോൺ നക്ഷത്രം ഒരു സ്വാഭാവിക വൈദ്യുത ജനറേറ്ററാണ്. അതിൻ്റെ ഭ്രമണം ശക്തമായ കാന്തികക്ഷേത്രം സൃഷ്ടിക്കുന്നു. കാന്തികതയുടെ ഈ ഭീമാകാരമായ ശക്തി ഇലക്ട്രോണുകളും ആറ്റങ്ങളുടെ മറ്റ് കണികകളും പിടിച്ചെടുക്കുകയും അവയെ പ്രപഞ്ചത്തിലേക്ക് ആഴത്തിലുള്ള വേഗതയിൽ അയയ്ക്കുകയും ചെയ്യുന്നു. അതിവേഗ കണികകൾ വികിരണം പുറപ്പെടുവിക്കാൻ പ്രവണത കാണിക്കുന്നു. പൾസർ നക്ഷത്രങ്ങളിൽ നാം നിരീക്ഷിക്കുന്ന മിന്നൽ ഈ കണങ്ങളുടെ വികിരണമാണ്.എന്നാൽ അതിൻ്റെ വികിരണം നമ്മുടെ ദിശയിലേക്ക് നയിക്കപ്പെടുമ്പോൾ മാത്രമാണ് നാം അത് ശ്രദ്ധിക്കുന്നത്.

സ്പിന്നിംഗ് ന്യൂട്രോൺ നക്ഷത്രം ഒരു പൾസർ ആണ്, ഒരു സൂപ്പർനോവ സ്ഫോടനത്തിന് ശേഷം സൃഷ്ടിക്കപ്പെട്ട ഒരു വിദേശ വസ്തുവാണ്. ഇതാണ് അവളുടെ ജീവിതത്തിൻ്റെ അസ്തമയം.

ന്യൂട്രോൺ നക്ഷത്രങ്ങളുടെ സാന്ദ്രത വ്യത്യസ്തമായി വിതരണം ചെയ്യപ്പെടുന്നു. അവർക്ക് അവിശ്വസനീയമാംവിധം ഇടതൂർന്ന പുറംതൊലി ഉണ്ട്. എന്നാൽ ന്യൂട്രോൺ നക്ഷത്രത്തിനുള്ളിലെ ശക്തികൾക്ക് പുറംതോട് തുളച്ചുകയറാൻ കഴിയും. ഇത് സംഭവിക്കുമ്പോൾ, നക്ഷത്രം അതിൻ്റെ സ്ഥാനം ക്രമീകരിക്കുന്നു, ഇത് അതിൻ്റെ ഭ്രമണത്തിൽ മാറ്റത്തിലേക്ക് നയിക്കുന്നു. ഇതിനെ വിളിക്കുന്നു: പുറംതൊലി പൊട്ടുന്നു. ഒരു ന്യൂട്രോൺ നക്ഷത്രത്തിൽ ഒരു സ്ഫോടനം സംഭവിക്കുന്നു.

ലേഖനങ്ങൾ

>

M82 ഗാലക്സിയുടെ മധ്യത്തിൽ ഒരു പൾസർ (പിങ്ക്) കാണാം.

പര്യവേക്ഷണം ചെയ്യുക പൾസാറുകളും ന്യൂട്രോൺ നക്ഷത്രങ്ങളുംപ്രപഞ്ചം: ഫോട്ടോകളും വീഡിയോകളും ഉള്ള വിവരണവും സവിശേഷതകളും, ഘടന, ഭ്രമണം, സാന്ദ്രത, ഘടന, പിണ്ഡം, താപനില, തിരയൽ.

പൾസാറുകൾ

പൾസാറുകൾഗോളാകൃതിയിലുള്ള ഒതുക്കമുള്ള വസ്തുക്കളാണ്, അവയുടെ അളവുകൾ അതിർത്തിക്കപ്പുറത്തേക്ക് പോകില്ല വലിയ പട്ടണം. അത്തരമൊരു വോള്യം കൊണ്ട് അവർ പിണ്ഡത്തിൻ്റെ അടിസ്ഥാനത്തിൽ സൗരപിണ്ഡത്തെ കവിയുന്നു എന്നതാണ് ആശ്ചര്യകരമായ കാര്യം. ദ്രവ്യത്തിൻ്റെ അങ്ങേയറ്റത്തെ അവസ്ഥകൾ പഠിക്കാനും നമ്മുടെ സിസ്റ്റത്തിനപ്പുറമുള്ള ഗ്രഹങ്ങളെ കണ്ടെത്താനും കോസ്മിക് ദൂരം അളക്കാനും അവ ഉപയോഗിക്കുന്നു. കൂടാതെ, അതിശക്തമായ കൂട്ടിയിടികൾ പോലെയുള്ള ഊർജ്ജസ്വലമായ സംഭവങ്ങളെ സൂചിപ്പിക്കുന്ന ഗുരുത്വാകർഷണ തരംഗങ്ങൾ കണ്ടെത്താൻ അവർ സഹായിച്ചു. 1967 ലാണ് ആദ്യമായി കണ്ടെത്തിയത്.

എന്താണ് പൾസർ?

നിങ്ങൾ ആകാശത്ത് ഒരു പൾസർ തിരയുകയാണെങ്കിൽ, അത് ഒരു നിശ്ചിത താളം പിന്തുടരുന്ന ഒരു സാധാരണ മിന്നുന്ന നക്ഷത്രമാണെന്ന് തോന്നുന്നു. വാസ്തവത്തിൽ, അവയുടെ പ്രകാശം മിന്നുകയോ സ്പന്ദിക്കുകയോ ചെയ്യുന്നില്ല, അവ നക്ഷത്രങ്ങളായി കാണപ്പെടുന്നില്ല.

പൾസർ എതിർദിശകളിൽ രണ്ട് സ്ഥിരവും ഇടുങ്ങിയതുമായ പ്രകാശകിരണങ്ങൾ ഉത്പാദിപ്പിക്കുന്നു. അവർ ഭ്രമണം ചെയ്യുന്നതിനാലാണ് മിന്നുന്ന പ്രഭാവം സൃഷ്ടിക്കുന്നത് (ബീക്കൺ തത്വം). ഈ നിമിഷത്തിൽ ബീം ഭൂമിയിൽ പതിക്കുകയും പിന്നീട് വീണ്ടും തിരിയുകയും ചെയ്യുന്നു. എന്തുകൊണ്ടാണ് ഇത് സംഭവിക്കുന്നത്? ഒരു പൾസറിൻ്റെ പ്രകാശരശ്മി സാധാരണയായി അതിൻ്റെ ഭ്രമണ അക്ഷവുമായി വിന്യസിക്കപ്പെടുന്നില്ല എന്നതാണ് വസ്തുത.

ഭ്രമണം മൂലമാണ് മിന്നൽ ഉണ്ടാകുന്നതെങ്കിൽ, പൾസുകളുടെ വേഗത പൾസർ കറങ്ങുന്ന വേഗതയെ പ്രതിഫലിപ്പിക്കുന്നു. മൊത്തം 2,000 പൾസാറുകൾ കണ്ടെത്തി, അവയിൽ മിക്കതും സെക്കൻഡിൽ ഒരിക്കൽ കറങ്ങുന്നു. എന്നാൽ ഒരേ സമയം നൂറ് വിപ്ലവങ്ങൾ നടത്താൻ കഴിയുന്ന ഏകദേശം 200 വസ്തുക്കളുണ്ട്. വേഗതയേറിയവയെ മില്ലിസെക്കൻഡ് എന്ന് വിളിക്കുന്നു, കാരണം സെക്കൻഡിൽ അവയുടെ വിപ്ലവങ്ങളുടെ എണ്ണം 700 ആണ്.

പൾസാറുകൾ നക്ഷത്രങ്ങളായി കണക്കാക്കാൻ കഴിയില്ല, കുറഞ്ഞത് "ജീവിക്കുന്നില്ല". പകരം, അവ ന്യൂട്രോൺ നക്ഷത്രങ്ങളാണ്, ഒരു കൂറ്റൻ നക്ഷത്രം ഇന്ധനം തീർന്ന് തകർന്നതിന് ശേഷം രൂപം കൊള്ളുന്നു. തൽഫലമായി, ശക്തമായ ഒരു സ്ഫോടനം സൃഷ്ടിക്കപ്പെടുന്നു - ഒരു സൂപ്പർനോവ, ശേഷിക്കുന്ന സാന്ദ്രമായ വസ്തുക്കൾ ഒരു ന്യൂട്രോൺ നക്ഷത്രമായി രൂപാന്തരപ്പെടുന്നു.

പ്രപഞ്ചത്തിലെ പൾസാറുകളുടെ വ്യാസം 20-24 കിലോമീറ്ററിലെത്തും, അവയുടെ പിണ്ഡം സൂര്യൻ്റെ ഇരട്ടിയുമാണ്. നിങ്ങൾക്ക് ഒരു ആശയം നൽകാൻ, പഞ്ചസാര ക്യൂബിൻ്റെ വലുപ്പമുള്ള അത്തരമൊരു വസ്തുവിൻ്റെ ഒരു ഭാഗം 1 ബില്യൺ ടൺ ഭാരമായിരിക്കും. അതായത്, എവറസ്റ്റ് പോലെ ഭാരമുള്ള ഒന്ന് നിങ്ങളുടെ കയ്യിൽ ഒതുങ്ങുന്നു! ശരിയാണ്, അതിലും സാന്ദ്രമായ ഒരു വസ്തുവുണ്ട് - ഒരു തമോദ്വാരം. ഏറ്റവും പിണ്ഡം 2.04 സോളാർ പിണ്ഡത്തിൽ എത്തുന്നു.

പൾസാറുകൾക്ക് ശക്തമായ കാന്തികക്ഷേത്രമുണ്ട്, അത് ഭൂമിയേക്കാൾ 100 ദശലക്ഷം മുതൽ 1 ക്വാഡ്രില്യൺ മടങ്ങ് വരെ ശക്തമാണ്. ഒരു ന്യൂട്രോൺ നക്ഷത്രം ഒരു പൾസർ പോലെ പ്രകാശം പുറപ്പെടുവിക്കാൻ തുടങ്ങണമെങ്കിൽ, അതിന് കാന്തികക്ഷേത്ര ശക്തിയുടെയും ഭ്രമണ വേഗതയുടെയും ശരിയായ അനുപാതം ഉണ്ടായിരിക്കണം. റേഡിയോ തരംഗങ്ങളുടെ ഒരു ബീം ഭൂമിയെ അടിസ്ഥാനമാക്കിയുള്ള ദൂരദർശിനിയുടെ വ്യൂ ഫീൽഡിലൂടെ കടന്നുപോകാതിരിക്കുകയും അദൃശ്യമായി തുടരുകയും ചെയ്യും.

റേഡിയോ പൾസാറുകൾ

ന്യൂട്രോൺ നക്ഷത്രങ്ങളുടെ ഭൗതികശാസ്ത്രം, ഭ്രമണം മന്ദഗതിയിലാക്കൽ, ഗുരുത്വാകർഷണ തരംഗങ്ങളുടെ കണ്ടെത്തൽ എന്നിവയെക്കുറിച്ച് ജ്യോതിശാസ്ത്രജ്ഞനായ ആൻ്റൺ ബിരിയുക്കോവ്:

എന്തുകൊണ്ടാണ് പൾസാറുകൾ കറങ്ങുന്നത്?

പൾസാറിൻ്റെ വേഗത സെക്കൻഡിൽ ഒരു ഭ്രമണമാണ്. ഏറ്റവും വേഗതയേറിയവ സെക്കൻഡിൽ നൂറുകണക്കിന് വിപ്ലവങ്ങളിലേക്ക് ത്വരിതപ്പെടുത്തുന്നു, അവയെ മില്ലിസെക്കൻഡ് എന്ന് വിളിക്കുന്നു. അവ രൂപപ്പെട്ട നക്ഷത്രങ്ങളും ഭ്രമണം ചെയ്യുന്നതിനാലാണ് ഭ്രമണ പ്രക്രിയ സംഭവിക്കുന്നത്. എന്നാൽ ആ വേഗത കൈവരിക്കാൻ, നിങ്ങൾക്ക് ഒരു അധിക ഉറവിടം ആവശ്യമാണ്.

അയൽവാസിയുടെ ഊർജം തട്ടിയെടുത്താണ് മില്ലിസെക്കൻഡ് പൾസാറുകൾ രൂപപ്പെട്ടതെന്നാണ് ഗവേഷകർ കരുതുന്നത്. ഭ്രമണ വേഗത വർദ്ധിപ്പിക്കുന്ന ഒരു വിദേശ പദാർത്ഥത്തിൻ്റെ സാന്നിധ്യം നിങ്ങൾ ശ്രദ്ധിച്ചേക്കാം. ഒരു ദിവസം പൾസർ പൂർണമായും ദഹിപ്പിച്ചേക്കാവുന്ന, പരിക്കേറ്റ സഹയാത്രികന് അതൊരു നല്ല കാര്യമല്ല. അത്തരം സംവിധാനങ്ങളെ കറുത്ത വിധവകൾ എന്ന് വിളിക്കുന്നു (ശേഷം അപകടകരമായ രൂപംചിലന്തി).

പൾസാറുകൾക്ക് നിരവധി തരംഗദൈർഘ്യങ്ങളിൽ (റേഡിയോ മുതൽ ഗാമാ കിരണങ്ങൾ വരെ) പ്രകാശം പുറപ്പെടുവിക്കാൻ കഴിയും. എന്നാൽ അവർ അത് എങ്ങനെ ചെയ്യും? കൃത്യമായ ഉത്തരം കണ്ടെത്താൻ ശാസ്ത്രജ്ഞർക്ക് ഇതുവരെ കഴിഞ്ഞിട്ടില്ല. ഓരോ തരംഗദൈർഘ്യത്തിനും ഒരു പ്രത്യേക സംവിധാനം ഉത്തരവാദിയാണെന്ന് വിശ്വസിക്കപ്പെടുന്നു. ബീക്കൺ പോലെയുള്ള ബീമുകൾ റേഡിയോ തരംഗങ്ങൾ കൊണ്ടാണ് നിർമ്മിച്ചിരിക്കുന്നത്. അവ തെളിച്ചമുള്ളതും ഇടുങ്ങിയതും യോജിച്ച പ്രകാശവുമായി സാമ്യമുള്ളതുമാണ്, അവിടെ കണങ്ങൾ ഒരു ഫോക്കസ് ബീം ഉണ്ടാക്കുന്നു.

ഭ്രമണം കൂടുന്തോറും കാന്തികക്ഷേത്രം ദുർബലമാകും. എന്നാൽ മന്ദഗതിയിലുള്ള കിരണങ്ങൾ പോലെ പ്രകാശമുള്ള കിരണങ്ങൾ പുറപ്പെടുവിക്കാൻ ഭ്രമണ വേഗത മതിയാകും.

ഭ്രമണ സമയത്ത്, കാന്തികക്ഷേത്രം ഒരു വൈദ്യുത മണ്ഡലം സൃഷ്ടിക്കുന്നു, അത് ചാർജ്ജ് ചെയ്ത കണങ്ങളെ ഒരു മൊബൈൽ അവസ്ഥയിലേക്ക് (വൈദ്യുത പ്രവാഹം) കൊണ്ടുവരാൻ കഴിയും. കാന്തികക്ഷേത്രം ആധിപത്യം പുലർത്തുന്ന ഉപരിതലത്തിന് മുകളിലുള്ള പ്രദേശത്തെ കാന്തികമണ്ഡലം എന്ന് വിളിക്കുന്നു. ഇവിടെ ചാർജ്ജ് ചെയ്ത കണങ്ങൾ അവിശ്വസനീയമാംവിധം ത്വരിതപ്പെടുത്തുന്നു ഉയർന്ന വേഗതശക്തമായതിനാൽ വൈദ്യുത മണ്ഡലം. ഓരോ തവണയും ത്വരിതപ്പെടുത്തുമ്പോൾ അവ പ്രകാശം പുറപ്പെടുവിക്കുന്നു. ഇത് ഒപ്റ്റിക്കൽ, എക്സ്-റേ ശ്രേണികളിൽ പ്രദർശിപ്പിച്ചിരിക്കുന്നു.

ഗാമാ കിരണങ്ങളുടെ കാര്യമോ? പൾസറിന് സമീപം മറ്റെവിടെയെങ്കിലും അവയുടെ ഉറവിടം തേടണമെന്ന് ഗവേഷണങ്ങൾ സൂചിപ്പിക്കുന്നു. അവർ ഒരു ഫാൻ പോലെയായിരിക്കും.

പൾസാറുകൾക്കായി തിരയുക

ബഹിരാകാശത്ത് പൾസാറുകൾ തിരയുന്നതിനുള്ള പ്രധാന മാർഗ്ഗം റേഡിയോ ടെലിസ്കോപ്പുകളാണ്. മറ്റ് വസ്തുക്കളുമായി താരതമ്യപ്പെടുത്തുമ്പോൾ അവ ചെറുതും മങ്ങിയതുമാണ്, അതിനാൽ നിങ്ങൾ മുഴുവൻ ആകാശവും സ്കാൻ ചെയ്യണം, ക്രമേണ ഈ വസ്തുക്കൾ ലെൻസിലേക്ക് പ്രവേശിക്കുന്നു. ഓസ്‌ട്രേലിയയിലെ പാർക്ക്‌സ് ഒബ്‌സർവേറ്ററി ഉപയോഗിച്ചാണ് കൂടുതലും കണ്ടെത്തിയത്. 2018-ൽ ആരംഭിക്കുന്ന സ്‌ക്വയർ കിലോമീറ്റർ അറേ ആൻ്റിനയിൽ (എസ്‌കെഎ) നിരവധി പുതിയ ഡാറ്റ ലഭ്യമാകും.

2008-ൽ GLAST ടെലിസ്കോപ്പ് വിക്ഷേപിച്ചു, അതിൽ 2050 ഗാമാ-റേ എമിറ്റിംഗ് പൾസാറുകൾ കണ്ടെത്തി, അതിൽ 93 എണ്ണം മില്ലിസെക്കൻഡ് ആയിരുന്നു. ഈ ദൂരദർശിനി അവിശ്വസനീയമാംവിധം ഉപയോഗപ്രദമാണ്, കാരണം ഇത് മുഴുവൻ ആകാശവും സ്കാൻ ചെയ്യുന്നു, മറ്റുള്ളവർ വിമാനത്തിലുടനീളം ചെറിയ പ്രദേശങ്ങൾ മാത്രം എടുത്തുകാണിക്കുന്നു.

വ്യത്യസ്ത തരംഗദൈർഘ്യങ്ങൾ കണ്ടെത്തുന്നത് വെല്ലുവിളിയാണ്. റേഡിയോ തരംഗങ്ങൾ അവിശ്വസനീയമാംവിധം ശക്തമാണ്, പക്ഷേ അവ ദൂരദർശിനി ലെൻസിലേക്ക് വീഴില്ല എന്നതാണ് വസ്തുത. എന്നാൽ ഗാമാ വികിരണം ആകാശത്തിൻ്റെ ഭൂരിഭാഗവും വ്യാപിക്കുന്നു, പക്ഷേ തെളിച്ചത്തിൽ കുറവാണ്.

റേഡിയോ തരംഗങ്ങളിലൂടെയും 160 ഗാമാ കിരണങ്ങളിലൂടെയും കണ്ടെത്തിയ 2,300 പൾസാറുകളുടെ അസ്തിത്വത്തെക്കുറിച്ച് ശാസ്ത്രജ്ഞർക്ക് ഇപ്പോൾ അറിയാം. 240 മില്ലിസെക്കൻഡ് പൾസാറുകളും ഉണ്ട്, അതിൽ 60 എണ്ണം ഗാമാ കിരണങ്ങൾ ഉത്പാദിപ്പിക്കുന്നു.

പൾസാറുകളുടെ ഉപയോഗം

പൾസാറുകൾ അതിശയകരമായ ബഹിരാകാശ വസ്തുക്കൾ മാത്രമല്ല, ഉപയോഗപ്രദമായ ഉപകരണങ്ങൾ കൂടിയാണ്. പുറപ്പെടുവിക്കുന്ന പ്രകാശത്തിന് ഇതിനെക്കുറിച്ച് ധാരാളം പറയാൻ കഴിയും ആന്തരിക പ്രക്രിയകൾ. അതായത്, ന്യൂട്രോൺ നക്ഷത്രങ്ങളുടെ ഭൗതികശാസ്ത്രം മനസ്സിലാക്കാൻ ഗവേഷകർക്ക് കഴിയും. ഈ വസ്തുക്കൾ അങ്ങനെയാണ് ഉയർന്ന മർദ്ദംദ്രവ്യത്തിൻ്റെ സ്വഭാവം സാധാരണയിൽ നിന്ന് വ്യത്യസ്തമാണെന്ന്. ന്യൂട്രോൺ നക്ഷത്രങ്ങളുടെ വിചിത്രമായ ഉള്ളടക്കത്തെ "ന്യൂക്ലിയർ പേസ്റ്റ്" എന്ന് വിളിക്കുന്നു.

പൾസറുകൾ അവയുടെ പൾസുകളുടെ കൃത്യത കാരണം ധാരാളം ഗുണങ്ങൾ നൽകുന്നു. ശാസ്ത്രജ്ഞർക്ക് പ്രത്യേക വസ്തുക്കളെ അറിയുകയും അവയെ കോസ്മിക് ക്ലോക്കുകളായി മനസ്സിലാക്കുകയും ചെയ്യുന്നു. അങ്ങനെയാണ് മറ്റ് ഗ്രഹങ്ങളുടെ സാന്നിധ്യത്തെക്കുറിച്ചുള്ള ഊഹാപോഹങ്ങൾ പ്രത്യക്ഷപ്പെട്ടത്. വാസ്തവത്തിൽ, ആദ്യമായി കണ്ടെത്തിയ എക്സോപ്ലാനറ്റ് ഒരു പൾസാറിനെ പരിക്രമണം ചെയ്യുകയായിരുന്നു.

"മിന്നിമറയുമ്പോൾ" പൾസാറുകൾ ചലിക്കുന്നത് തുടരുമെന്ന കാര്യം മറക്കരുത്, അതായത് കോസ്മിക് ദൂരം അളക്കാൻ അവ ഉപയോഗിക്കാം. ഗുരുത്വാകർഷണമുള്ള നിമിഷങ്ങൾ പോലെ ഐൻസ്റ്റീൻ്റെ ആപേക്ഷികതാ സിദ്ധാന്തം പരീക്ഷിക്കുന്നതിലും അവർ ഏർപ്പെട്ടിരുന്നു. എന്നാൽ സ്പന്ദനത്തിൻ്റെ ക്രമം ഗുരുത്വാകർഷണ തരംഗങ്ങളാൽ തടസ്സപ്പെട്ടേക്കാം. 2016 ഫെബ്രുവരിയിലാണ് ഇത് ശ്രദ്ധയിൽപ്പെട്ടത്.

പൾസർ ശ്മശാനങ്ങൾ

ക്രമേണ, എല്ലാ പൾസാറുകളും മന്ദഗതിയിലാകുന്നു. ഭ്രമണം മൂലമുണ്ടാകുന്ന കാന്തികക്ഷേത്രമാണ് വികിരണം നൽകുന്നത്. തൽഫലമായി, അതിൻ്റെ ശക്തി നഷ്ടപ്പെടുകയും ബീമുകൾ അയയ്ക്കുന്നത് നിർത്തുകയും ചെയ്യുന്നു. റേഡിയോ തരംഗങ്ങൾക്ക് മുന്നിൽ ഗാമാ കിരണങ്ങൾ ഇപ്പോഴും കണ്ടെത്താൻ കഴിയുന്ന ഒരു പ്രത്യേക രേഖ ശാസ്ത്രജ്ഞർ വരച്ചിട്ടുണ്ട്. പൾസർ താഴെ വീഴുമ്പോൾ, അത് പൾസർ ശ്മശാനത്തിൽ എഴുതിത്തള്ളുന്നു.

സൂപ്പർനോവയുടെ അവശിഷ്ടങ്ങളിൽ നിന്നാണ് ഒരു പൾസർ രൂപപ്പെട്ടതെങ്കിൽ, അതിന് വലിയ ഊർജ്ജ ശേഖരമുണ്ട് വേഗത്തിലുള്ള വേഗതഭ്രമണം. ഉദാഹരണങ്ങളിൽ പിഎസ്ആർ ബി0531+21 എന്ന യുവ വസ്തു ഉൾപ്പെടുന്നു. ലക്ഷക്കണക്കിന് വർഷങ്ങൾക്ക് ഈ ഘട്ടത്തിൽ തുടരാം, അതിനുശേഷം വേഗത നഷ്ടപ്പെടാൻ തുടങ്ങും. മധ്യവയസ്കരായ പൾസാറുകൾ ജനസംഖ്യയുടെ ഭൂരിഭാഗവും ഉണ്ടാക്കുകയും റേഡിയോ തരംഗങ്ങൾ മാത്രം ഉത്പാദിപ്പിക്കുകയും ചെയ്യുന്നു.

എന്നിരുന്നാലും, സമീപത്ത് ഒരു ഉപഗ്രഹമുണ്ടെങ്കിൽ പൾസറിന് അതിൻ്റെ ആയുസ്സ് വർദ്ധിപ്പിക്കാൻ കഴിയും. അപ്പോൾ അത് അതിൻ്റെ മെറ്റീരിയൽ പുറത്തെടുത്ത് ഭ്രമണ വേഗത വർദ്ധിപ്പിക്കും. അത്തരം മാറ്റങ്ങൾ എപ്പോൾ വേണമെങ്കിലും സംഭവിക്കാം, അതിനാലാണ് പൾസർ പുനർജന്മത്തിന് പ്രാപ്തമായത്. അത്തരമൊരു സമ്പർക്കത്തെ ലോ-മാസ് എക്സ്-റേ ബൈനറി സിസ്റ്റം എന്ന് വിളിക്കുന്നു. ഏറ്റവും പഴയ പൾസാറുകൾ മില്ലിസെക്കൻഡ് ആണ്. ചിലത് കോടിക്കണക്കിന് വർഷങ്ങൾ പഴക്കമുള്ളതാണ്.

ന്യൂട്രോൺ നക്ഷത്രങ്ങൾ

ന്യൂട്രോൺ നക്ഷത്രങ്ങൾ- പകരം നിഗൂഢമായ വസ്തുക്കൾ, സൗരപിണ്ഡത്തെ 1.4 മടങ്ങ് കവിയുന്നു. വലിയ നക്ഷത്രങ്ങൾ പൊട്ടിത്തെറിച്ച ശേഷമാണ് ഇവ ജനിക്കുന്നത്. നമുക്ക് ഈ രൂപങ്ങളെ നന്നായി പരിചയപ്പെടാം.

സൂര്യനേക്കാൾ 4-8 മടങ്ങ് പിണ്ഡമുള്ള ഒരു നക്ഷത്രം പൊട്ടിത്തെറിക്കുമ്പോൾ, ഉയർന്ന സാന്ദ്രതയുള്ള കാമ്പ് നിലനിൽക്കുകയും തകരുകയും ചെയ്യുന്നു. ഗുരുത്വാകർഷണം പ്രോട്ടോണുകളും ഇലക്ട്രോണുകളും ഒന്നിച്ച് ന്യൂട്രോണുകളായി മാറുന്നതിന് കാരണമാകുന്ന ഒരു പദാർത്ഥത്തെ വളരെ ശക്തമായി തള്ളുന്നു. ഉയർന്ന സാന്ദ്രതയുള്ള ന്യൂട്രോൺ നക്ഷത്രം ജനിക്കുന്നത് ഇങ്ങനെയാണ്.

ഈ കൂറ്റൻ വസ്തുക്കൾക്ക് 20 കിലോമീറ്റർ വ്യാസത്തിൽ മാത്രമേ എത്താൻ കഴിയൂ. സാന്ദ്രതയെക്കുറിച്ച് നിങ്ങൾക്ക് ഒരു ആശയം നൽകാൻ, ന്യൂട്രോൺ സ്റ്റാർ മെറ്റീരിയലിൻ്റെ ഒരു സ്‌കൂപ്പ് ഒരു ബില്യൺ ടൺ ഭാരം വരും. അത്തരമൊരു വസ്തുവിലെ ഗുരുത്വാകർഷണം ഭൂമിയേക്കാൾ 2 ബില്യൺ മടങ്ങ് ശക്തമാണ്, കൂടാതെ ഗുരുത്വാകർഷണ ലെൻസിംഗിന് ശക്തി മതിയാകും, ഇത് ശാസ്ത്രജ്ഞർക്ക് നക്ഷത്രത്തിൻ്റെ പിൻഭാഗം കാണാൻ അനുവദിക്കുന്നു.

സ്ഫോടനത്തിൽ നിന്നുള്ള ആഘാതം ന്യൂട്രോൺ നക്ഷത്രത്തെ കറങ്ങാൻ കാരണമാകുന്ന ഒരു പൾസ് ഉപേക്ഷിക്കുന്നു, ഇത് സെക്കൻഡിൽ നിരവധി വിപ്ലവങ്ങളിൽ എത്തുന്നു. അവയ്ക്ക് മിനിറ്റിൽ 43,000 തവണ വരെ ത്വരിതപ്പെടുത്താൻ കഴിയും.

ഒതുക്കമുള്ള വസ്തുക്കൾക്ക് സമീപമുള്ള അതിർത്തി പാളികൾ

അക്രിഷൻ ഡിസ്കുകൾ, നക്ഷത്രക്കാറ്റ്, ന്യൂട്രോൺ നക്ഷത്രങ്ങൾക്ക് ചുറ്റുമുള്ള ദ്രവ്യം എന്നിവയുടെ ആവിർഭാവത്തെക്കുറിച്ച് ജ്യോതിശാസ്ത്രജ്ഞൻ വലേരി സുലൈമാനോവ്:

ന്യൂട്രോൺ നക്ഷത്രങ്ങളുടെ ഉൾഭാഗം

ദ്രവ്യത്തിൻ്റെ അങ്ങേയറ്റത്തെ അവസ്ഥകൾ, ന്യൂട്രോൺ നക്ഷത്രങ്ങളുടെ ഘടന, ഇൻ്റീരിയർ പഠിക്കുന്നതിനുള്ള രീതികൾ എന്നിവയെക്കുറിച്ച് ജ്യോതിശാസ്ത്രജ്ഞൻ സെർജി പോപോവ്:

ഒരു ന്യൂട്രോൺ നക്ഷത്രത്തിൻ്റെ ഭാഗമായി പ്രവർത്തിക്കുമ്പോൾ ഇരട്ട സംവിധാനം, സൂപ്പർനോവ പൊട്ടിത്തെറിച്ചിടത്ത്, ചിത്രം കൂടുതൽ ആകർഷകമായി തോന്നുന്നു. രണ്ടാമത്തെ നക്ഷത്രം പിണ്ഡത്തിൽ സൂര്യനേക്കാൾ താഴ്ന്നതാണെങ്കിൽ, അത് സഹജീവിയുടെ പിണ്ഡത്തെ "റോഷ് ലോബിലേക്ക്" വലിക്കുന്നു. ഒരു ന്യൂട്രോൺ നക്ഷത്രത്തെ ചുറ്റുന്ന പദാർത്ഥങ്ങളുടെ ഗോളാകൃതിയിലുള്ള മേഘമാണിത്. ഉപഗ്രഹം സൗരപിണ്ഡത്തേക്കാൾ 10 മടങ്ങ് വലുതാണെങ്കിൽ, പിണ്ഡത്തിൻ്റെ കൈമാറ്റവും ക്രമീകരിച്ചിട്ടുണ്ട്, പക്ഷേ അത്ര സ്ഥിരതയില്ല. മെറ്റീരിയൽ കാന്തികധ്രുവങ്ങളിലൂടെ ഒഴുകുന്നു, ചൂടാക്കുകയും എക്സ്-റേ പൾസേഷനുകൾ സൃഷ്ടിക്കുകയും ചെയ്യുന്നു.

2010 ആയപ്പോഴേക്കും 1800 പൾസാറുകൾ റേഡിയോ ഡിറ്റക്ഷൻ ഉപയോഗിച്ചും 70 എണ്ണം ഗാമാ കിരണങ്ങൾ ഉപയോഗിച്ചും കണ്ടെത്തി. ചില മാതൃകകളിൽ ഗ്രഹങ്ങൾ പോലും ഉണ്ടായിരുന്നു.

ന്യൂട്രോൺ നക്ഷത്രങ്ങളുടെ തരങ്ങൾ

ന്യൂട്രോൺ നക്ഷത്രങ്ങളുടെ ചില പ്രതിനിധികൾ ഏതാണ്ട് പ്രകാശവേഗതയിൽ ഒഴുകുന്ന വസ്തുക്കളുടെ ജെറ്റുകൾ ഉണ്ട്. അവർ നമ്മെ മറികടന്ന് പറക്കുമ്പോൾ, അവർ ഒരു വിളക്കുമാടത്തിൻ്റെ പ്രകാശം പോലെ തിളങ്ങുന്നു. അതുകൊണ്ടാണ് അവയെ പൾസാറുകൾ എന്ന് വിളിക്കുന്നത്.

നക്ഷത്ര പരിണാമത്തിൻ്റെ അന്തിമഫലത്തെ ന്യൂട്രോൺ നക്ഷത്രങ്ങൾ എന്ന് വിളിക്കുന്നു. അവയുടെ വലുപ്പവും ഭാരവും അതിശയകരമാണ്! 20 കിലോമീറ്റർ വരെ വ്യാസമുള്ള, എന്നാൽ ഭാരമുള്ള. ഒരു ന്യൂട്രോൺ നക്ഷത്രത്തിലെ ദ്രവ്യത്തിൻ്റെ സാന്ദ്രത ആറ്റോമിക് ന്യൂക്ലിയസിൻ്റെ സാന്ദ്രതയേക്കാൾ പലമടങ്ങ് കൂടുതലാണ്. സൂപ്പർനോവ സ്ഫോടനങ്ങൾ നടക്കുമ്പോൾ ന്യൂട്രോൺ നക്ഷത്രങ്ങൾ പ്രത്യക്ഷപ്പെടുന്നു.

അറിയപ്പെടുന്ന മിക്ക ന്യൂട്രോൺ നക്ഷത്രങ്ങൾക്കും ഏകദേശം 1.44 സൗരപിണ്ഡമുണ്ട്ചന്ദ്രശേഖർ മാസ് പരിധിക്ക് തുല്യമാണ്. എന്നാൽ സൈദ്ധാന്തികമായി അവയ്ക്ക് 2.5 പിണ്ഡം വരെ ഉണ്ടാകാൻ സാധ്യതയുണ്ട്. ഇന്നുവരെ കണ്ടെത്തിയതിൽ ഏറ്റവും ഭാരമേറിയത് 1.88 സൗരപിണ്ഡമുള്ളതാണ്, ഇതിനെ വെലെ എക്സ്-1 എന്നും വിളിക്കുന്നു, 1.97 സൗരപിണ്ഡമുള്ള രണ്ടാമത്തേത് PSR J1614-2230 ആണ്. സാന്ദ്രത കൂടുന്നതിനനുസരിച്ച് നക്ഷത്രം ഒരു ക്വാർക്കായി മാറുന്നു.

ന്യൂട്രോൺ നക്ഷത്രങ്ങളുടെ കാന്തികക്ഷേത്രം വളരെ ശക്തവും 10.12 ഡിഗ്രി ജിയിൽ എത്തുന്നു, ഭൂമിയുടെ ഫീൽഡ് 1G ആണ്. 1990 മുതൽ, ചില ന്യൂട്രോൺ നക്ഷത്രങ്ങളെ മാഗ്നെറ്ററുകളായി തിരിച്ചറിഞ്ഞിട്ടുണ്ട് - ഇവ കാന്തികക്ഷേത്രങ്ങൾ 10 മുതൽ 14 ഡിഗ്രി ജിക്ക് അപ്പുറം പോകുന്ന നക്ഷത്രങ്ങളാണ്. അത്തരം നിർണായക കാന്തികക്ഷേത്രങ്ങളിൽ, ഭൗതികശാസ്ത്രത്തിലെ മാറ്റങ്ങൾ, ആപേക്ഷിക ഇഫക്റ്റുകൾ (ഒരു കാന്തികക്ഷേത്രം വഴി പ്രകാശം വളയുന്നത്), ഭൗതിക ശൂന്യതയുടെ ധ്രുവീകരണം എന്നിവ പ്രത്യക്ഷപ്പെടുന്നു. ന്യൂട്രോൺ നക്ഷത്രങ്ങൾ പ്രവചിക്കുകയും പിന്നീട് കണ്ടെത്തുകയും ചെയ്തു.

1933-ൽ വാൾട്ടർ ബാഡെയും ഫ്രിറ്റ്സ് സ്വിക്കിയും ചേർന്നാണ് ആദ്യ അനുമാനങ്ങൾ നടത്തിയത്., ന്യൂട്രോൺ നക്ഷത്രങ്ങൾ ഒരു സൂപ്പർനോവ സ്ഫോടനത്തിൻ്റെ ഫലമായാണ് ജനിക്കുന്നത് എന്ന അനുമാനം അവർ നടത്തി. കണക്കുകൂട്ടലുകൾ അനുസരിച്ച്, ഈ നക്ഷത്രങ്ങളിൽ നിന്നുള്ള വികിരണം വളരെ ചെറുതാണ്, അത് കണ്ടെത്തുന്നത് അസാധ്യമാണ്. എന്നാൽ 1967-ൽ, ഹുയിഷിൻ്റെ ബിരുദ വിദ്യാർത്ഥി ജോസെലിൻ ബെൽ കണ്ടെത്തി, ഇത് സാധാരണ റേഡിയോ പൾസുകൾ പുറപ്പെടുവിക്കുന്നു.

വസ്തുവിൻ്റെ ദ്രുതഗതിയിലുള്ള ഭ്രമണത്തിൻ്റെ ഫലമായാണ് അത്തരം പ്രേരണകൾ ലഭിച്ചത്, എന്നാൽ സാധാരണ നക്ഷത്രങ്ങൾ അത്തരം ശക്തമായ ഭ്രമണത്തിൽ നിന്ന് വേറിട്ട് പറക്കും, അതിനാൽ അവ ന്യൂട്രോൺ നക്ഷത്രങ്ങളാണെന്ന് അവർ തീരുമാനിച്ചു.

ഭ്രമണ വേഗതയുടെ അവരോഹണ ക്രമത്തിലുള്ള പൾസറുകൾ:

എജക്റ്റർ ഒരു റേഡിയോ പൾസർ ആണ്. കുറഞ്ഞ ഭ്രമണ വേഗതയും ശക്തമായ കാന്തികക്ഷേത്രവും. അത്തരമൊരു പൾസറിന് കാന്തികക്ഷേത്രമുണ്ട്, നക്ഷത്രം തുല്യമായി കറങ്ങുന്നു കോണീയ പ്രവേഗം. ഒരു നിശ്ചിത നിമിഷത്തിൽ, ഫീൽഡിൻ്റെ രേഖീയ വേഗത പ്രകാശത്തിൻ്റെ വേഗതയിൽ എത്തുകയും അതിനെ മറികടക്കാൻ തുടങ്ങുകയും ചെയ്യുന്നു. കൂടാതെ, ദ്വിധ്രുവ മണ്ഡലം നിലനിൽക്കില്ല, ഫീൽഡ് സ്ട്രെങ്ത് ലൈനുകൾ പൊട്ടുന്നു. ഈ വരികളിലൂടെ നീങ്ങുമ്പോൾ, ചാർജ്ജ് ചെയ്ത കണങ്ങൾ ഒരു പാറക്കെട്ടിലെത്തി പൊട്ടിപ്പോകുന്നു, അങ്ങനെ അവ ന്യൂട്രോൺ നക്ഷത്രത്തെ ഉപേക്ഷിച്ച് അനന്തതയിലേക്കുള്ള ഏത് ദൂരത്തേക്കും പറക്കാൻ കഴിയും. അതിനാൽ, ഈ പൾസാറുകളെ എജക്ടറുകൾ (ഒഴിവാക്കാൻ, പുറന്തള്ളാൻ) എന്ന് വിളിക്കുന്നു - റേഡിയോ പൾസാറുകൾ.

പ്രൊപ്പല്ലർ, പ്രകാശത്തിനു ശേഷമുള്ള വേഗതയിലേക്ക് കണങ്ങളെ ത്വരിതപ്പെടുത്തുന്നതിന് എജക്ടറിൻ്റെ അതേ ഭ്രമണ വേഗത ഇതിന് മേലിൽ ഇല്ല, അതിനാൽ ഇത് ഒരു റേഡിയോ പൾസർ ആകാൻ കഴിയില്ല. എന്നാൽ അതിൻ്റെ ഭ്രമണ വേഗത ഇപ്പോഴും വളരെ ഉയർന്നതാണ്, കാന്തികക്ഷേത്രം പിടിച്ചെടുക്കുന്ന ദ്രവ്യത്തിന് ഇതുവരെ നക്ഷത്രത്തിലേക്ക് വീഴാൻ കഴിയില്ല, അതായത്, അക്രിഷൻ സംഭവിക്കുന്നില്ല. അത്തരം നക്ഷത്രങ്ങൾ വളരെ മോശമായി പഠിച്ചിട്ടുണ്ട്, കാരണം അവയെ നിരീക്ഷിക്കുന്നത് മിക്കവാറും അസാധ്യമാണ്.

ഒരു എക്സ്-റേ പൾസറാണ് അക്രെറ്റർ. നക്ഷത്രം ഇനി പെട്ടെന്ന് കറങ്ങുന്നില്ല, ദ്രവ്യം നക്ഷത്രത്തിലേക്ക് വീഴാൻ തുടങ്ങുന്നു, കാന്തികക്ഷേത്രരേഖയിലൂടെ പതിക്കുന്നു. ധ്രുവത്തിനടുത്തുള്ള ഒരു ഖര പ്രതലത്തിൽ വീഴുമ്പോൾ, പദാർത്ഥം ദശലക്ഷക്കണക്കിന് ഡിഗ്രി വരെ ചൂടാക്കപ്പെടുന്നു, അതിൻ്റെ ഫലമായി എക്സ്-റേ വികിരണം സംഭവിക്കുന്നു. നക്ഷത്രം ഇപ്പോഴും ഭ്രമണം ചെയ്യുന്നതിൻ്റെ ഫലമായാണ് സ്പന്ദനങ്ങൾ സംഭവിക്കുന്നത്, ദ്രവ്യത്തിൻ്റെ പതനത്തിൻ്റെ വിസ്തീർണ്ണം ഏകദേശം 100 മീറ്റർ മാത്രമായതിനാൽ, ഈ സ്ഥലം ഇടയ്ക്കിടെ കാഴ്ചയിൽ നിന്ന് അപ്രത്യക്ഷമാകുന്നു.