അത്തരം ഒരു വസ്തുവിൻ്റെ പദാർത്ഥം ആറ്റോമിക് ന്യൂക്ലിയസിൻ്റെ സാന്ദ്രതയേക്കാൾ പലമടങ്ങ് കൂടുതലാണ് (ഭാരമുള്ള അണുകേന്ദ്രങ്ങൾക്ക് ശരാശരി 2.8⋅10 17 കിലോഗ്രാം/m³ ആണ്). ന്യൂട്രോണുകളുടെ പ്രതിപ്രവർത്തനം മൂലം ഉണ്ടാകുന്ന ന്യൂക്ലിയർ ദ്രവ്യത്തിൻ്റെ സമ്മർദ്ദം മൂലം ന്യൂട്രോൺ നക്ഷത്രത്തിൻ്റെ കൂടുതൽ ഗുരുത്വാകർഷണ കംപ്രഷൻ തടയപ്പെടുന്നു.

പല ന്യൂട്രോൺ നക്ഷത്രങ്ങൾക്കും അത്യധികം ഉണ്ട് ഉയർന്ന വേഗതഭ്രമണം - സെക്കൻഡിൽ നൂറുകണക്കിന് വിപ്ലവങ്ങൾ വരെ. സൂപ്പർനോവ സ്ഫോടനങ്ങളിൽ നിന്നാണ് ന്യൂട്രോൺ നക്ഷത്രങ്ങൾ ഉണ്ടാകുന്നത്.

പൊതുവിവരം

വിശ്വസനീയമായി അളന്ന പിണ്ഡമുള്ള ന്യൂട്രോൺ നക്ഷത്രങ്ങളിൽ ഭൂരിഭാഗവും 1.3 മുതൽ 1.5 വരെ സൗരപിണ്ഡങ്ങളുടെ പരിധിയിലാണ്, ഇത് ചന്ദ്രശേഖർ പരിധിക്ക് അടുത്താണ്. സൈദ്ധാന്തികമായി, 0.1 മുതൽ 2.16 വരെ പിണ്ഡമുള്ള ന്യൂട്രോൺ നക്ഷത്രങ്ങൾ സ്വീകാര്യമാണ്. അറിയപ്പെടുന്ന ഏറ്റവും വലിയ ന്യൂട്രോൺ നക്ഷത്രങ്ങൾ Vela X-1 ആണ് (1σ ലെവലിൽ കുറഞ്ഞത് 1.88±0.13 സൗര പിണ്ഡം ഉണ്ട്, ഇത് α≈34% പ്രാധാന്യമുള്ള ലെവലിനോട് യോജിക്കുന്നു), PSR J1614–2230 en (പിണ്ഡമുള്ളത്). എസ്റ്റിമേറ്റ് 1. 97±0.04 സോളാർ), കൂടാതെ PSR J0348+0432 en (2.01±0.04 സോളാറിൻ്റെ മാസ് എസ്റ്റിമേറ്റിനൊപ്പം). ന്യൂട്രോൺ നക്ഷത്രങ്ങളിലെ ഗുരുത്വാകർഷണം ഡീജനറേറ്റ് ന്യൂട്രോൺ വാതകത്തിൻ്റെ മർദ്ദത്താൽ സന്തുലിതമാണ്, ഒരു ന്യൂട്രോൺ നക്ഷത്രത്തിൻ്റെ പിണ്ഡത്തിൻ്റെ പരമാവധി മൂല്യം ഓപ്പൺഹൈമർ-വോൾക്കോഫ് പരിധിയാൽ സജ്ജീകരിച്ചിരിക്കുന്നു, അതിൻ്റെ സംഖ്യാ മൂല്യം (ഇപ്പോഴും മോശമായി അറിയപ്പെടുന്ന) സംസ്ഥാന സമവാക്യത്തെ ആശ്രയിച്ചിരിക്കുന്നു. നക്ഷത്രത്തിൻ്റെ കാമ്പിലുള്ള ദ്രവ്യം. സാന്ദ്രതയിൽ ഇതിലും വലിയ വർദ്ധനവുണ്ടായാൽ, ന്യൂട്രോൺ നക്ഷത്രങ്ങളെ ക്വാർക്ക് നക്ഷത്രങ്ങളാക്കി മാറ്റാൻ സാധ്യതയുണ്ടെന്ന് സൈദ്ധാന്തിക സാഹചര്യങ്ങളുണ്ട്.

2015 ആയപ്പോഴേക്കും 2500-ലധികം ന്യൂട്രോൺ നക്ഷത്രങ്ങൾ കണ്ടെത്തി. ഇവരിൽ 90 ശതമാനവും അവിവാഹിതരാണ്. മൊത്തത്തിൽ, നമ്മുടെ ഗാലക്സിയിൽ 10 8 -10 9 ന്യൂട്രോൺ നക്ഷത്രങ്ങൾ നിലനിൽക്കും, അതായത്, ആയിരം സാധാരണ നക്ഷത്രങ്ങളിൽ ഒന്ന്. ന്യൂട്രോൺ നക്ഷത്രങ്ങളുടെ സവിശേഷത ഉയർന്ന വേഗതയാണ് (സാധാരണയായി നൂറുകണക്കിന് കിലോമീറ്റർ/സെക്കൻഡ്). ക്ലൗഡ് ദ്രവ്യത്തിൻ്റെ ശേഖരണത്തിൻ്റെ ഫലമായി, ഈ സാഹചര്യത്തിൽ ഒരു ന്യൂട്രോൺ നക്ഷത്രം ഒപ്റ്റിക്കൽ ഉൾപ്പെടെ വിവിധ സ്പെക്ട്രൽ ശ്രേണികളിൽ ഭൂമിയിൽ നിന്ന് ദൃശ്യമാകും, ഇത് പുറത്തുവിടുന്ന energy ർജ്ജത്തിൻ്റെ 0.003% വരും (കാന്തിമാനം 10 ന് അനുസൃതമായി).

ഘടന

ഒരു ന്യൂട്രോൺ നക്ഷത്രത്തിന് അഞ്ച് പാളികളുണ്ട്: അന്തരീക്ഷം, പുറംതോട്, അകത്തെ പുറംതോട്, പുറം കോർ, അകക്കാമ്പ്.

ഒരു ന്യൂട്രോൺ നക്ഷത്രത്തിൻ്റെ അന്തരീക്ഷം പ്ലാസ്മയുടെ വളരെ നേർത്ത പാളിയാണ് (ചൂടുള്ള നക്ഷത്രങ്ങൾക്ക് പതിനായിരക്കണക്കിന് സെൻ്റീമീറ്റർ മുതൽ തണുത്തവയ്ക്ക് മില്ലിമീറ്റർ വരെ), അതിൽ ഒരു ന്യൂട്രോൺ നക്ഷത്രത്തിൻ്റെ താപ വികിരണം രൂപം കൊള്ളുന്നു.

പുറംതോട് അയോണുകളും ഇലക്ട്രോണുകളും ഉൾക്കൊള്ളുന്നു, അതിൻ്റെ കനം നൂറുകണക്കിന് മീറ്ററിലെത്തും. ഒരു ചൂടുള്ള ന്യൂട്രോൺ നക്ഷത്രത്തിൻ്റെ ഉപരിതലത്തിനടുത്തുള്ള നേർത്ത (ഏതാനും മീറ്ററിൽ കൂടരുത്) പാളിയിൽ ഡീജനറേറ്റ് ചെയ്യാത്ത ഇലക്ട്രോൺ വാതകവും ആഴത്തിലുള്ള പാളികളിൽ ഡീജനറേറ്റ് ഇലക്ട്രോൺ വാതകവും അടങ്ങിയിരിക്കുന്നു, ആഴം കൂടുന്നതിനനുസരിച്ച് അത് ആപേക്ഷികവും അൾട്രാ റിലേറ്റിവിസ്റ്റും ആയി മാറുന്നു.

അകത്തെ പുറംതോട് ഇലക്ട്രോണുകൾ, സ്വതന്ത്ര ന്യൂട്രോണുകൾ, ന്യൂട്രോൺ സമ്പുഷ്ടമായ ആറ്റോമിക് ന്യൂക്ലിയസുകൾ എന്നിവ ഉൾക്കൊള്ളുന്നു. ആഴം കൂടുന്നതിനനുസരിച്ച്, സ്വതന്ത്ര ന്യൂട്രോണുകളുടെ അനുപാതം വർദ്ധിക്കുന്നു, ആറ്റോമിക് ന്യൂക്ലിയസുകളുടെ അനുപാതം കുറയുന്നു. അകത്തെ പുറംതോട് കനം നിരവധി കിലോമീറ്ററുകളിൽ എത്താം.

പുറം കാമ്പിൽ പ്രോട്ടോണുകളുടെയും ഇലക്ട്രോണുകളുടെയും ഒരു ചെറിയ മിശ്രിതം (പല ശതമാനം) ഉള്ള ന്യൂട്രോണുകൾ അടങ്ങിയിരിക്കുന്നു. കുറഞ്ഞ പിണ്ഡമുള്ള ന്യൂട്രോൺ നക്ഷത്രങ്ങളിൽ, പുറം കാമ്പ് നക്ഷത്രത്തിൻ്റെ മധ്യഭാഗത്തേക്ക് വ്യാപിക്കും.

കൂറ്റൻ ന്യൂട്രോൺ നക്ഷത്രങ്ങൾക്കും ഒരു അകക്കാമ്പുണ്ട്. ഇതിൻ്റെ ദൂരത്തിന് നിരവധി കിലോമീറ്ററുകളിൽ എത്താൻ കഴിയും, ന്യൂക്ലിയസിൻ്റെ മധ്യഭാഗത്തുള്ള സാന്ദ്രത ആറ്റോമിക് ന്യൂക്ലിയസുകളുടെ സാന്ദ്രതയെ 10-15 മടങ്ങ് കവിയുന്നു. ആന്തരിക കാമ്പിൻ്റെ അവസ്ഥയുടെ ഘടനയും സമവാക്യവും വിശ്വസനീയമായി അറിയില്ല: നിരവധി അനുമാനങ്ങളുണ്ട്, അവയിൽ ഏറ്റവും സാധ്യതയുള്ള മൂന്നെണ്ണം 1) ഒരു ക്വാർക്ക് കോർ, അതിൽ ന്യൂട്രോണുകൾ അവയുടെ ഘടകമായ മുകളിലേക്കും താഴേക്കും ക്വാർക്കുകളായി വീഴുന്നു; 2) വിചിത്രമായ ക്വാർക്കുകൾ ഉൾപ്പെടെയുള്ള ബാരിയോണുകളുടെ ഹൈപ്പറോണിക് കോർ; കൂടാതെ 3) വിചിത്രമായ (ആൻ്റി) ക്വാർക്കുകൾ ഉൾപ്പെടെ രണ്ട്-ക്വാർക്ക് മെസോണുകൾ അടങ്ങുന്ന ഒരു കയോനിക് കോർ. എന്നിരുന്നാലും, ഈ അനുമാനങ്ങളിൽ ഏതെങ്കിലും സ്ഥിരീകരിക്കാനോ നിരാകരിക്കാനോ നിലവിൽ അസാധ്യമാണ്.

സ്വതന്ത്ര ന്യൂട്രോൺ, ഇൻ സാധാരണ അവസ്ഥകൾ, ആറ്റോമിക് ന്യൂക്ലിയസിൻ്റെ ഭാഗമല്ല, സാധാരണയായി ഏകദേശം 880 സെക്കൻഡ് ആയുസ്സുണ്ട്, പക്ഷേ ഗുരുത്വാകർഷണ സ്വാധീനംഒരു ന്യൂട്രോൺ നക്ഷത്രം ഒരു ന്യൂട്രോണിനെ ക്ഷയിക്കാൻ അനുവദിക്കുന്നില്ല, അതുകൊണ്ടാണ് ന്യൂട്രോൺ നക്ഷത്രങ്ങൾ പ്രപഞ്ചത്തിലെ ഏറ്റവും സ്ഥിരതയുള്ള വസ്തുക്കളിൽ ഒന്ന്. [ ]

ന്യൂട്രോൺ നക്ഷത്രങ്ങളുടെ തണുപ്പിക്കൽ

ഒരു ന്യൂട്രോൺ നക്ഷത്രത്തിൻ്റെ ജനനസമയത്ത് (ഒരു സൂപ്പർനോവ സ്ഫോടനത്തിൻ്റെ ഫലമായി), അതിൻ്റെ താപനില വളരെ ഉയർന്നതാണ് - ഏകദേശം 10 11 കെ (അതായത്, സൂര്യൻ്റെ കേന്ദ്രത്തിലെ താപനിലയേക്കാൾ 4 ഓർഡറുകൾ കൂടുതലാണ്), എന്നാൽ ന്യൂട്രിനോ തണുപ്പിക്കൽ കാരണം ഇത് വളരെ വേഗത്തിൽ കുറയുന്നു. ഏതാനും മിനിറ്റുകൾക്കുള്ളിൽ, താപനില 10 11 മുതൽ 10 9 കെ വരെയും ഒരു മാസത്തിനുള്ളിൽ - 10 8 കെ വരെയും കുറയുന്നു. അപ്പോൾ ന്യൂട്രിനോ പ്രകാശം കുത്തനെ കുറയുന്നു (ഇത് താപനിലയെ വളരെയധികം ആശ്രയിച്ചിരിക്കുന്നു), ഫോട്ടോൺ കാരണം തണുപ്പിക്കൽ വളരെ സാവധാനത്തിൽ സംഭവിക്കുന്നു. (താപ) ഉപരിതലത്തിൽ നിന്നുള്ള വികിരണം. അറിയപ്പെടുന്ന ന്യൂട്രോൺ നക്ഷത്രങ്ങളുടെ ഉപരിതല താപനില അളക്കാൻ കഴിഞ്ഞത് 10 5 -10 6 K എന്ന ക്രമത്തിലാണ് (കാമ്പ് പ്രത്യക്ഷത്തിൽ കൂടുതൽ ചൂടുള്ളതാണെങ്കിലും).

കണ്ടെത്തലിൻ്റെ ചരിത്രം

നിരീക്ഷകർ കണ്ടെത്തുന്നതിന് മുമ്പ് സൈദ്ധാന്തികമായി പ്രവചിച്ച പ്രപഞ്ച വസ്തുക്കളുടെ ചുരുക്കം ചില വിഭാഗങ്ങളിലൊന്നാണ് ന്യൂട്രോൺ നക്ഷത്രങ്ങൾ.

1932 ഫെബ്രുവരി ആദ്യം ചാഡ്‌വിക്ക് നിർമ്മിച്ച ന്യൂട്രോൺ കണ്ടെത്തുന്നതിന് മുമ്പുതന്നെ, വർദ്ധിച്ച സാന്ദ്രതയുള്ള നക്ഷത്രങ്ങളുടെ അസ്തിത്വത്തെക്കുറിച്ചുള്ള ആശയം ആദ്യമായി പ്രകടിപ്പിച്ചത് പ്രശസ്ത സോവിയറ്റ് ശാസ്ത്രജ്ഞനായ ലെവ് ലാൻഡൗ ആണ്. അതിനാൽ, 1931 ഫെബ്രുവരിയിൽ എഴുതിയ “നക്ഷത്രങ്ങളുടെ സിദ്ധാന്തത്തെക്കുറിച്ച്” എന്ന ലേഖനത്തിൽ, അജ്ഞാതമായ കാരണങ്ങളാൽ 1932 ഫെബ്രുവരി 29 ന് (ഒരു വർഷത്തിലേറെ കഴിഞ്ഞ്) അദ്ദേഹം എഴുതുന്നു: “ഇതെല്ലാം [നിയമങ്ങളുടെ ലംഘനമാണെന്ന് ഞങ്ങൾ പ്രതീക്ഷിക്കുന്നു. ക്വാണ്ടം മെക്കാനിക്‌സ്] ദ്രവ്യത്തിൻ്റെ സാന്ദ്രത വളരെ വലുതാകുമ്പോൾ, ആറ്റോമിക് ന്യൂക്ലിയസുകൾ അടുത്ത് സമ്പർക്കം പുലർത്തുകയും ഒരു ഭീമൻ ന്യൂക്ലിയസ് രൂപപ്പെടുകയും ചെയ്യുമ്പോൾ സ്വയം പ്രകടമാകണം.

"പ്രൊപ്പല്ലർ"

കണങ്ങളുടെ പുറന്തള്ളലിന് ഭ്രമണ വേഗത മതിയാകില്ല, അതിനാൽ അത്തരമൊരു നക്ഷത്രത്തിന് റേഡിയോ പൾസർ ആകാൻ കഴിയില്ല. എന്നിരുന്നാലും, റൊട്ടേഷൻ സ്പീഡ് ഇപ്പോഴും ഉയർന്നതാണ്, ക്യാപ്ചർ കാന്തികക്ഷേത്രംന്യൂട്രോൺ നക്ഷത്രത്തിന് ചുറ്റുമുള്ള ദ്രവ്യത്തിന് വീഴാൻ കഴിയില്ല, അതായത്, ദ്രവ്യത്തിൻ്റെ അക്രിഷൻ സംഭവിക്കുന്നില്ല. ഈ തരത്തിലുള്ള ന്യൂട്രോൺ നക്ഷത്രങ്ങൾക്ക് ഫലത്തിൽ നിരീക്ഷിക്കാവുന്ന പ്രകടനങ്ങളൊന്നുമില്ല, അവ മോശമായി പഠിച്ചിട്ടില്ല.

അക്രെക്ടർ (എക്‌സ്-റേ പൾസർ)

ഭ്രമണ വേഗത വളരെ കുറയുന്നു, അത്തരമൊരു ന്യൂട്രോൺ നക്ഷത്രത്തിലേക്ക് ദ്രവ്യം വീഴുന്നതിൽ നിന്ന് ഇപ്പോൾ ഒന്നും തടയുന്നില്ല. വീഴുമ്പോൾ, ദ്രവ്യം, ഇതിനകം ഒരു പ്ലാസ്മ അവസ്ഥയിൽ, കാന്തികക്ഷേത്രരേഖകളിലൂടെ നീങ്ങുകയും ന്യൂട്രോൺ നക്ഷത്രത്തിൻ്റെ ശരീരത്തിൻ്റെ ധ്രുവപ്രദേശത്തെ ഖര പ്രതലത്തിൽ പതിക്കുകയും ദശലക്ഷക്കണക്കിന് ഡിഗ്രി വരെ ചൂടാക്കുകയും ചെയ്യുന്നു. അത്തരത്തിൽ ചൂടാക്കിയ ഒരു പദാർത്ഥം ഉയർന്ന താപനില, എക്സ്-റേ ശ്രേണിയിൽ തിളങ്ങുന്നു. ന്യൂട്രോൺ നക്ഷത്ര ശരീരത്തിൻ്റെ ഉപരിതലവുമായി വീഴുന്ന ദ്രവ്യത്തിൻ്റെ കൂട്ടിയിടി സംഭവിക്കുന്ന പ്രദേശം വളരെ ചെറുതാണ് - ഏകദേശം 100 മീറ്റർ മാത്രം. നക്ഷത്രത്തിൻ്റെ ഭ്രമണം കാരണം, ഈ ഹോട്ട് സ്പോട്ട് ഇടയ്ക്കിടെ കാഴ്ചയിൽ നിന്ന് അപ്രത്യക്ഷമാകുന്നു, അതിനാൽ എക്സ്-റേ വികിരണത്തിൻ്റെ പതിവ് സ്പന്ദനങ്ങൾ നിരീക്ഷിക്കപ്പെടുന്നു. അത്തരം വസ്തുക്കളെ എക്സ്-റേ പൾസാറുകൾ എന്ന് വിളിക്കുന്നു.

ജിയോറോട്ടേറ്റർ

ഇത്തരം ന്യൂട്രോൺ നക്ഷത്രങ്ങളുടെ ഭ്രമണവേഗത കുറവായതിനാൽ അക്രിഷൻ തടയുന്നില്ല. എന്നാൽ കാന്തികമണ്ഡലത്തിൻ്റെ അളവുകൾ ഗുരുത്വാകർഷണത്താൽ പിടിക്കപ്പെടുന്നതിന് മുമ്പ് പ്ലാസ്മയെ കാന്തികക്ഷേത്രം നിർത്തുന്നു. സമാനമായ ഒരു സംവിധാനം ഭൂമിയുടെ കാന്തികമണ്ഡലത്തിൽ പ്രവർത്തിക്കുന്നു, അതിനാലാണ് ഇത്തരത്തിലുള്ള ന്യൂട്രോൺ നക്ഷത്രത്തിന് ഈ പേര് ലഭിച്ചത്.

കുറിപ്പുകൾ

1. ദിമിത്രി ട്രൂനിൻ. ന്യൂട്രോൺ നക്ഷത്രങ്ങളുടെ പരമാവധി പിണ്ഡം ജ്യോതിശാസ്ത്രജ്ഞർ വ്യക്തമാക്കിയിട്ടുണ്ട് (നിർവചിക്കാത്തത്) . nplus1.ru. 2018 ജനുവരി 18-ന് ശേഖരിച്ചത്.
2. H. Quaintrell et al. Vela X-1-ലെ ന്യൂട്രോൺ നക്ഷത്രത്തിൻ്റെ പിണ്ഡവും GP Vel // ജ്യോതിശാസ്ത്രത്തിലും ജ്യോതിശാസ്ത്രത്തിലും വേലിയേറ്റമില്ലാത്ത റേഡിയൽ ആന്ദോളനങ്ങളും. - ഏപ്രിൽ 2003. - നമ്പർ 401. - പേജ് 313-323. - arXiv:astro-ph/0301243.
3. പി.ബി.ഡെമോറെസ്റ്റ്, ടി.പെന്നൂച്ചി, എസ്.എം.റാൻസം, എം.എസ്.ഇ.റോബർട്ട്സ് & ജെ.ഡബ്ല്യു.ടി.ഹെസൽസ്.ഷാപ്പിറോ കാലതാമസം (ഇംഗ്ലീഷ്) // പ്രകൃതി ഉപയോഗിച്ച് അളക്കുന്ന രണ്ട് സൗരപിണ്ഡമുള്ള ന്യൂട്രോൺ നക്ഷത്രം. - 2010. - വാല്യം. 467. - പി. 1081-1083.

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, കാഴ്ചരേഖയ്ക്ക് 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 പോലുള്ള വസ്തുക്കളും ഉൾപ്പെടുന്നു. ന്യൂട്രോൺ നക്ഷത്രങ്ങൾ, ഭീമന്മാരും സൂപ്പർജയൻ്റുകളും, ക്വാസറുകളും പൾസാറുകളും. 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 വളരെ ഉയർന്ന ഭ്രമണ നിരക്ക് ഉണ്ട്, സെക്കൻഡിൽ ആയിരക്കണക്കിന് വിപ്ലവങ്ങൾ വരെ. ന്യൂട്രോൺ നക്ഷത്രങ്ങൾ പൊട്ടിത്തെറിക്കുന്ന സമയത്താണ് ജനിക്കുന്നത് എന്ന് വിശ്വസിക്കപ്പെടുന്നു. സൂപ്പർനോവകൾ.

ന്യൂട്രോൺ നക്ഷത്രങ്ങളിലെ ഗുരുത്വാകർഷണ ബലങ്ങൾ ഡീജനറേറ്റ് ന്യൂട്രോൺ വാതകത്തിൻ്റെ മർദ്ദത്താൽ സന്തുലിതമാണ്, ഒരു ന്യൂട്രോൺ നക്ഷത്രത്തിൻ്റെ പിണ്ഡത്തിൻ്റെ പരമാവധി മൂല്യം ഓപ്പൺഹൈമർ-വോൾക്കോഫ് പരിധിയാൽ സജ്ജീകരിച്ചിരിക്കുന്നു, അതിൻ്റെ സംഖ്യാ മൂല്യം (ഇപ്പോഴും മോശമായി അറിയപ്പെടുന്ന) സമവാക്യത്തെ ആശ്രയിച്ചിരിക്കുന്നു. നക്ഷത്രത്തിൻ്റെ കാമ്പിലെ ദ്രവ്യത്തിൻ്റെ അവസ്ഥ. 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. അത്തരം ഉയർന്ന താപനിലയിൽ ചൂടാക്കിയ പദാർത്ഥം എക്സ്-റേ ശ്രേണിയിൽ തിളങ്ങുന്നു. വീഴുന്ന പദാർത്ഥം 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.

മോസ്കോ, ഓഗസ്റ്റ് 28 - RIA നോവോസ്റ്റി.സൂര്യൻ്റെ 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 അന്തർഭാഗത്തെ അവസ്ഥ ഏറെക്കുറെ നിഗൂഢമാണ്. ഉദാഹരണത്തിന്, "സ്വതന്ത്ര" ക്വാർക്കുകളുടെയും മറ്റും സാന്നിധ്യം പ്രാഥമിക കണങ്ങൾ, ഒരു ന്യൂട്രോൺ നക്ഷത്രത്തിൻ്റെ മധ്യപ്രദേശങ്ങളിലെ കെ-മെസോണുകളും ഹൈപ്പറോണുകളും പോലെ.

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; ഭൂമിയിലെ റേഡിയോ സിഗ്നലുകളുടെ വരവ് സമയം അളക്കുന്നതിലൂടെ ശാസ്ത്രജ്ഞർക്ക്, 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 അരികിൽ, 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 പഠനം 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 ഗുണങ്ങൾ നിർണ്ണയിക്കാൻ, എന്താണെന്ന് കണ്ടെത്തേണ്ടത് വളരെ പ്രധാനമാണ് പരമാവധി ഭാരംഒരു ന്യൂട്രോൺ നക്ഷത്രത്തിന് തമോദ്വാരമായി മാറാനും കഴിയില്ല, ”പോപോവ് RIA നോവോസ്റ്റിയോട് പറഞ്ഞു.

സൂര്യനേക്കാൾ 1.5-3 മടങ്ങ് പിണ്ഡമുള്ള നക്ഷത്രങ്ങൾക്ക് അവരുടെ ജീവിതാവസാനം വെളുത്ത കുള്ളൻ ഘട്ടത്തിൽ സങ്കോചം തടയാൻ കഴിയില്ല. ശക്തമായ ശക്തികൾഗുരുത്വാകർഷണം അവയെ ദ്രവ്യത്തിൻ്റെ "ന്യൂട്രലൈസേഷൻ" സംഭവിക്കുന്ന സാന്ദ്രതയിലേക്ക് ചുരുക്കും: പ്രോട്ടോണുകളുമായുള്ള ഇലക്ട്രോണുകളുടെ പ്രതിപ്രവർത്തനം നക്ഷത്രത്തിൻ്റെ മിക്കവാറും മുഴുവൻ പിണ്ഡവും ന്യൂട്രോണുകളിൽ അടങ്ങിയിരിക്കും എന്ന വസ്തുതയിലേക്ക് നയിക്കും. രൂപീകരിച്ചത് ന്യൂട്രോൺ നക്ഷത്രം. ഏറ്റവും പിണ്ഡമുള്ള നക്ഷത്രങ്ങൾ സൂപ്പർനോവകളായി പൊട്ടിത്തെറിച്ച ശേഷം ന്യൂട്രോൺ നക്ഷത്രങ്ങളായി മാറും.

ന്യൂട്രോൺ നക്ഷത്രങ്ങളുടെ ആശയം

ന്യൂട്രോൺ നക്ഷത്രങ്ങൾ എന്ന ആശയം പുതിയതല്ല: 1934-ൽ കാലിഫോർണിയയിൽ നിന്നുള്ള പ്രഗത്ഭരായ ജ്യോതിശാസ്ത്രജ്ഞരായ ഫ്രിറ്റ്സ് സ്വിക്കിയും വാൾട്ടർ ബാർഡുമാണ് അവയുടെ നിലനിൽപ്പിൻ്റെ സാധ്യതയെക്കുറിച്ചുള്ള ആദ്യത്തെ നിർദ്ദേശം നടത്തിയത്. (ഏതാനും മുമ്പ് 1932-ൽ, ന്യൂട്രോൺ നക്ഷത്രങ്ങളുടെ അസ്തിത്വത്തിൻ്റെ സാധ്യത പ്രവചിച്ചത് പ്രശസ്ത സോവിയറ്റ് ശാസ്ത്രജ്ഞനായ എൽ.ഡി. ലാൻഡൗ ആയിരുന്നു.) 30-കളുടെ അവസാനത്തിൽ, മറ്റ് അമേരിക്കൻ ശാസ്ത്രജ്ഞരായ ഓപ്പൺഹൈമർ, വോൾക്കോവ് എന്നിവരുടെ ഗവേഷണ വിഷയമായി. ഈ ഭൗതികശാസ്ത്രജ്ഞരുടെ ഈ പ്രശ്നത്തിൽ താൽപ്പര്യമുണ്ടായത് ഒരു വലിയ ചുരുങ്ങൽ നക്ഷത്രത്തിൻ്റെ പരിണാമത്തിൻ്റെ അവസാന ഘട്ടം നിർണ്ണയിക്കാനുള്ള ആഗ്രഹമാണ്. സൂപ്പർനോവകളുടെ പങ്കും പ്രാധാന്യവും ഏകദേശം ഒരേ സമയത്തുതന്നെ കണ്ടെത്തിയതിനാൽ, ന്യൂട്രോൺ നക്ഷത്രം ഒരു സൂപ്പർനോവ സ്ഫോടനത്തിൻ്റെ അവശിഷ്ടമാകാമെന്ന് അഭിപ്രായപ്പെടുകയുണ്ടായി. നിർഭാഗ്യവശാൽ, രണ്ടാം ലോകമഹായുദ്ധം പൊട്ടിപ്പുറപ്പെട്ടതോടെ, ശാസ്ത്രജ്ഞരുടെ ശ്രദ്ധ സൈനിക ആവശ്യങ്ങളിലേക്ക് തിരിയുകയും ഈ പുതിയതും വളരെ നിഗൂഢവുമായ വസ്തുക്കളുടെ വിശദമായ പഠനം താൽക്കാലികമായി നിർത്തിവയ്ക്കുകയും ചെയ്തു. പിന്നീട്, 50 കളിൽ, ന്യൂട്രോൺ നക്ഷത്രങ്ങളെക്കുറിച്ചുള്ള പഠനം പൂർണ്ണമായും സൈദ്ധാന്തികമായി പുനരാരംഭിച്ചു, അവ ജനന പ്രശ്നവുമായി ബന്ധപ്പെട്ടതാണോ എന്ന് സ്ഥാപിക്കാൻ. രാസ ഘടകങ്ങൾനക്ഷത്രങ്ങളുടെ മധ്യഭാഗങ്ങളിൽ.
കണ്ടെത്തുന്നതിന് വളരെ മുമ്പുതന്നെ അതിൻ്റെ അസ്തിത്വവും ഗുണങ്ങളും പ്രവചിക്കപ്പെട്ട ഒരേയൊരു ജ്യോതിശാസ്ത്ര വസ്തുവായി തുടരുന്നു.

60-കളുടെ തുടക്കത്തിൽ, എക്സ്-റേ റേഡിയേഷൻ്റെ കോസ്മിക് സ്രോതസ്സുകളുടെ കണ്ടെത്തൽ ന്യൂട്രോൺ നക്ഷത്രങ്ങളെ പരിഗണിക്കുന്നവർക്ക് വളരെ പ്രോത്സാഹജനകമായിരുന്നു. സാധ്യമായ ഉറവിടങ്ങൾആകാശ എക്സ്-റേ വികിരണം. 1967 അവസാനത്തോടെ കണ്ടെത്തി പുതിയ ക്ലാസ്ഖഗോള വസ്തുക്കൾ - പൾസാറുകൾ, ഇത് ശാസ്ത്രജ്ഞരെ ആശയക്കുഴപ്പത്തിലേക്ക് നയിച്ചു. ഈ കണ്ടുപിടുത്തമാണ് ഏറ്റവും കൂടുതൽ പ്രധാനപ്പെട്ട സംഭവംന്യൂട്രോൺ നക്ഷത്രങ്ങളെക്കുറിച്ചുള്ള പഠനത്തിൽ, അത് കോസ്മിക് എക്സ്-റേ വികിരണത്തിൻ്റെ ഉത്ഭവത്തെക്കുറിച്ചുള്ള ചോദ്യം വീണ്ടും ഉയർത്തി. ന്യൂട്രോൺ നക്ഷത്രങ്ങളെക്കുറിച്ച് പറയുമ്പോൾ, അവയുടെ ഭൗതിക സവിശേഷതകൾ സൈദ്ധാന്തികമായി സ്ഥാപിക്കപ്പെട്ടിട്ടുണ്ടെന്നും വളരെ സാങ്കൽപ്പികമാണെന്നും കണക്കിലെടുക്കണം. ശാരീരിക അവസ്ഥകൾ, ഈ ശരീരങ്ങളിൽ നിലവിലുള്ളത്, ലബോറട്ടറി പരീക്ഷണങ്ങളിൽ പുനർനിർമ്മിക്കാൻ കഴിയില്ല.

ന്യൂട്രോൺ നക്ഷത്രങ്ങളുടെ ഗുണവിശേഷതകൾ

ഗുരുത്വാകർഷണ ബലങ്ങൾ ന്യൂട്രോൺ നക്ഷത്രങ്ങളുടെ ഗുണങ്ങളിൽ നിർണായക സ്വാധീനം ചെലുത്തുന്നു. എഴുതിയത് വിവിധ കണക്കുകൾ, ന്യൂട്രോൺ നക്ഷത്രങ്ങളുടെ വ്യാസം 10-200 കി.മീ. കോസ്മിക് സങ്കൽപ്പങ്ങളാൽ നിസ്സാരമായ ഈ വോള്യം, ഇത്രയധികം ദ്രവ്യം കൊണ്ട് "നിറഞ്ഞിരിക്കുന്നു". ആകാശ ശരീരം, സൂര്യന് സമാനമായ, ഏകദേശം 1.5 ദശലക്ഷം കിലോമീറ്റർ വ്യാസവും, ഭൂമിയേക്കാൾ ഒരു ദശലക്ഷത്തിൻ്റെ മൂന്നിലൊന്ന് മടങ്ങ് ഭാരവും! ദ്രവ്യത്തിൻ്റെ ഈ സാന്ദ്രതയുടെ സ്വാഭാവിക അനന്തരഫലമാണ് ന്യൂട്രോൺ നക്ഷത്രത്തിൻ്റെ അവിശ്വസനീയമാംവിധം ഉയർന്ന സാന്ദ്രത. വാസ്തവത്തിൽ, അത് വളരെ സാന്ദ്രമായി മാറുന്നു, അത് കട്ടിയുള്ളതായിരിക്കും. ഒരു ന്യൂട്രോൺ നക്ഷത്രത്തിൻ്റെ ഗുരുത്വാകർഷണം വളരെ വലുതാണ്, അവിടെ ഒരാൾക്ക് ഏകദേശം ഒരു ദശലക്ഷം ടൺ ഭാരമുണ്ടാകും. ന്യൂട്രോൺ നക്ഷത്രങ്ങൾ വളരെ കാന്തികവൽക്കരിക്കപ്പെട്ടവയാണെന്ന് കണക്കുകൂട്ടലുകൾ കാണിക്കുന്നു. ഒരു ന്യൂട്രോൺ നക്ഷത്രത്തിൻ്റെ കാന്തികക്ഷേത്രം 1 ദശലക്ഷത്തിൽ എത്തുമെന്ന് കണക്കാക്കപ്പെടുന്നു. ദശലക്ഷക്കണക്കിന് ഗോസ്, ഭൂമിയിൽ ഇത് 1 ഗോസ് ആണ്. ന്യൂട്രോൺ നക്ഷത്ര ആരംഏകദേശം 15 കി.മീ ആണെന്ന് അനുമാനിക്കപ്പെടുന്നു, പിണ്ഡം ഏകദേശം 0.6 - 0.7 സൗര പിണ്ഡം ആണ്. പുറം പാളിഅപൂർവ ഇലക്ട്രോണും ന്യൂക്ലിയർ പ്ലാസ്മയും അടങ്ങുന്ന ഒരു കാന്തികമണ്ഡലമാണ്, അത് നക്ഷത്രത്തിൻ്റെ ശക്തമായ കാന്തികക്ഷേത്രത്താൽ തുളച്ചുകയറുന്നു. ഇവിടെയാണ് റേഡിയോ സിഗ്നലുകൾ ഉത്ഭവിക്കുന്നത് മുഖമുദ്രപൾസാറുകൾ. അൾട്രാഫാസ്റ്റ് ചാർജുള്ള കണികകൾ, കാന്തികക്ഷേത്രരേഖകളിലൂടെ സർപ്പിളമായി നീങ്ങുന്നത്, വിവിധ തരം വികിരണങ്ങൾക്ക് കാരണമാകുന്നു. ചില സന്ദർഭങ്ങളിൽ, വൈദ്യുതകാന്തിക സ്പെക്ട്രത്തിൻ്റെ റേഡിയോ ശ്രേണിയിൽ വികിരണം സംഭവിക്കുന്നു, മറ്റുള്ളവയിൽ - ഉയർന്ന ആവൃത്തിയിലുള്ള വികിരണം.

ന്യൂട്രോൺ നക്ഷത്ര സാന്ദ്രത

കാന്തികമണ്ഡലത്തിന് കീഴിൽ, പദാർത്ഥത്തിൻ്റെ സാന്ദ്രത 1 t/cm3 ൽ എത്തുന്നു, ഇത് ഇരുമ്പിൻ്റെ സാന്ദ്രതയേക്കാൾ 100,000 മടങ്ങ് കൂടുതലാണ്. പുറം പാളിക്ക് ശേഷമുള്ള അടുത്ത പാളിക്ക് ലോഹത്തിൻ്റെ പ്രത്യേകതകൾ ഉണ്ട്. "സൂപ്പർഹാർഡ്" പദാർത്ഥത്തിൻ്റെ ഈ പാളി ക്രിസ്റ്റലിൻ രൂപത്തിലാണ്. പരലുകൾ 26 - 39, 58 - 133 ആറ്റോമിക് പിണ്ഡമുള്ള ആറ്റങ്ങളുടെ ന്യൂക്ലിയസുകൾ ഉൾക്കൊള്ളുന്നു. ഈ പരലുകൾ വളരെ ചെറുതാണ്: 1 സെൻ്റിമീറ്റർ ദൂരം മറയ്ക്കാൻ, ഏകദേശം 10 ബില്യൺ പരലുകൾ ഒരു വരിയിൽ നിരത്തേണ്ടതുണ്ട്. ഈ പാളിയിലെ സാന്ദ്രത പുറം പാളിയേക്കാൾ 1 ദശലക്ഷം മടങ്ങ് കൂടുതലാണ്, അല്ലെങ്കിൽ ഇരുമ്പിൻ്റെ സാന്ദ്രതയേക്കാൾ 400 ബില്യൺ മടങ്ങ് കൂടുതലാണ്.
നക്ഷത്രത്തിൻ്റെ മധ്യഭാഗത്തേക്ക് കൂടുതൽ നീങ്ങുമ്പോൾ, ഞങ്ങൾ മൂന്നാമത്തെ പാളി മുറിച്ചുകടക്കുന്നു. കാഡ്മിയം പോലുള്ള കനത്ത ന്യൂക്ലിയസുകളുടെ ഒരു പ്രദേശം ഇതിൽ ഉൾപ്പെടുന്നു, പക്ഷേ ന്യൂട്രോണുകളും ഇലക്ട്രോണുകളും കൊണ്ട് സമ്പുഷ്ടമാണ്. മൂന്നാമത്തെ പാളിയുടെ സാന്ദ്രത മുമ്പത്തേതിനേക്കാൾ 1,000 മടങ്ങ് കൂടുതലാണ്. ന്യൂട്രോൺ നക്ഷത്രത്തിലേക്ക് ആഴത്തിൽ തുളച്ചുകയറുന്നു, ഞങ്ങൾ നാലാമത്തെ പാളിയിൽ എത്തുന്നു, സാന്ദ്രത ചെറുതായി വർദ്ധിക്കുന്നു - ഏകദേശം അഞ്ച് മടങ്ങ്. എന്നിരുന്നാലും, അത്തരം സാന്ദ്രതയിൽ, അണുകേന്ദ്രങ്ങൾക്ക് അവയുടെ ഭൗതിക സമഗ്രത നിലനിർത്താൻ കഴിയില്ല: അവ ന്യൂട്രോണുകൾ, പ്രോട്ടോണുകൾ, ഇലക്ട്രോണുകൾ എന്നിവയിലേക്ക് ക്ഷയിക്കുന്നു. മിക്ക ദ്രവ്യങ്ങളും ന്യൂട്രോണുകളുടെ രൂപത്തിലാണ്. ഓരോ ഇലക്ട്രോണിനും പ്രോട്ടോണിനും 8 ന്യൂട്രോണുകൾ ഉണ്ട്. ഈ പാളി, സാരാംശത്തിൽ, ഒരു ന്യൂട്രോൺ ദ്രാവകമായി കണക്കാക്കാം, ഇലക്ട്രോണുകളും പ്രോട്ടോണുകളും ഉപയോഗിച്ച് "മലിനമായ". ഈ പാളിക്ക് താഴെയാണ് ന്യൂട്രോൺ നക്ഷത്രത്തിൻ്റെ കാമ്പ്. ഇവിടെ സാന്ദ്രത മുകളിലെ പാളിയേക്കാൾ ഏകദേശം 1.5 മടങ്ങ് കൂടുതലാണ്. എന്നിട്ടും, സാന്ദ്രതയിലെ ഇത്രയും ചെറിയ വർദ്ധനവ് പോലും കാമ്പിലെ കണങ്ങൾ മറ്റേതൊരു പാളിയേക്കാളും വളരെ വേഗത്തിൽ നീങ്ങുന്നു എന്ന വസ്തുതയിലേക്ക് നയിക്കുന്നു. ചെറിയ എണ്ണം പ്രോട്ടോണുകളും ഇലക്ട്രോണുകളും കലർന്ന ന്യൂട്രോണുകളുടെ ചലനത്തിൻ്റെ ഗതികോർജ്ജം വളരെ വലുതാണ്, കണികകളുടെ ഇലാസ്റ്റിക് കൂട്ടിയിടികൾ നിരന്തരം സംഭവിക്കുന്നു. കൂട്ടിയിടി പ്രക്രിയകളിൽ, ന്യൂക്ലിയർ ഫിസിക്സിൽ അറിയപ്പെടുന്ന എല്ലാ കണങ്ങളും അനുരണനങ്ങളും ജനിക്കുന്നു, അതിൽ ആയിരത്തിലധികം ഉണ്ട്. എല്ലാ സാധ്യതയിലും, നമുക്ക് ഇതുവരെ അറിയാത്ത ധാരാളം കണങ്ങൾ ഉണ്ട്.

ന്യൂട്രോൺ നക്ഷത്ര താപനില

ന്യൂട്രോൺ നക്ഷത്രങ്ങളുടെ താപനില താരതമ്യേന ഉയർന്നതാണ്. അവ എങ്ങനെ ഉണ്ടാകുന്നു എന്നത് കണക്കിലെടുക്കുമ്പോൾ ഇത് പ്രതീക്ഷിക്കേണ്ടതാണ്. നക്ഷത്രത്തിൻ്റെ അസ്തിത്വത്തിൻ്റെ ആദ്യ 10-100 ആയിരം വർഷങ്ങളിൽ, കാമ്പിൻ്റെ താപനില നൂറുകണക്കിന് ദശലക്ഷം ഡിഗ്രിയായി കുറയുന്നു. വൈദ്യുതകാന്തിക വികിരണത്തിൻ്റെ ഉദ്വമനം മൂലം നക്ഷത്രത്തിൻ്റെ കാമ്പിൻ്റെ താപനില പതുക്കെ കുറയുമ്പോൾ ഒരു പുതിയ ഘട്ടം ആരംഭിക്കുന്നു.

കേന്ദ്രത്തിൽ ന്യൂട്രോൺ നക്ഷത്രമുള്ള സൂപ്പർനോവ Corma-A യുടെ അവശിഷ്ടം

സമയത്തിലും സ്ഥലത്തിലും പരിണാമ പാതയുടെ അവസാനത്തിലെത്തിയ കൂറ്റൻ നക്ഷത്രങ്ങളുടെ അവശിഷ്ടങ്ങളാണ് ന്യൂട്രോൺ നക്ഷത്രങ്ങൾ.

നമ്മുടെ സൂര്യനേക്കാൾ നാലോ എട്ടോ മടങ്ങ് വലിപ്പമുള്ള ഭീമാകാരമായ ഭീമന്മാരിൽ നിന്നാണ് ഈ രസകരമായ വസ്തുക്കൾ ജനിച്ചത്. ഒരു സൂപ്പർനോവ സ്ഫോടനത്തിലാണ് ഇത് സംഭവിക്കുന്നത്.

അത്തരമൊരു സ്ഫോടനത്തിനുശേഷം, പുറം പാളികൾ ബഹിരാകാശത്തേക്ക് എറിയപ്പെടുന്നു, കാമ്പ് അവശേഷിക്കുന്നു, പക്ഷേ അതിന് ഇനി ന്യൂക്ലിയർ ഫ്യൂഷൻ പിന്തുണയ്ക്കാൻ കഴിയില്ല. മുകളിലെ പാളികളിൽ നിന്നുള്ള ബാഹ്യ സമ്മർദ്ദം കൂടാതെ, അത് തകരുകയും വിനാശകരമായി ചുരുങ്ങുകയും ചെയ്യുന്നു.

ചെറിയ വ്യാസം ഉണ്ടായിരുന്നിട്ടും - ഏകദേശം 20 കിലോമീറ്റർ, ന്യൂട്രോൺ നക്ഷത്രങ്ങൾക്ക് നമ്മുടെ സൂര്യനെക്കാൾ 1.5 മടങ്ങ് പിണ്ഡം അഭിമാനിക്കാൻ കഴിയും. അതിനാൽ, അവ അവിശ്വസനീയമാംവിധം സാന്ദ്രമാണ്.

ഭൂമിയിലെ ഒരു ചെറിയ സ്പൂൺ നക്ഷത്ര ദ്രവ്യത്തിന് ഏകദേശം നൂറ് ദശലക്ഷം ടൺ ഭാരമുണ്ടാകും. അതിൽ പ്രോട്ടോണുകളും ഇലക്ട്രോണുകളും കൂടിച്ചേർന്ന് ന്യൂട്രോണുകൾ രൂപപ്പെടുന്നു - ഈ പ്രക്രിയയെ ന്യൂട്രോണൈസേഷൻ എന്ന് വിളിക്കുന്നു.

സംയുക്തം

അവയുടെ ഘടന അജ്ഞാതമാണ്; അവയ്ക്ക് വളരെ ശക്തമായ ഗുരുത്വാകർഷണ ശക്തിയുണ്ട്, ഭൂമിയേക്കാളും സൂര്യനെക്കാളും വളരെ വലുതാണ്. വലിപ്പത്തിൽ ചെറുതായതിനാൽ ഈ ഗുരുത്വാകർഷണബലം പ്രത്യേകിച്ചും ശ്രദ്ധേയമാണ്.
അവയെല്ലാം ഒരു അച്ചുതണ്ടിന് ചുറ്റും കറങ്ങുന്നു. കംപ്രഷൻ സമയത്ത്, ഭ്രമണത്തിൻ്റെ കോണീയ ആക്കം നിലനിർത്തുന്നു, വലിപ്പം കുറയുന്നതിനാൽ, ഭ്രമണ വേഗത വർദ്ധിക്കുന്നു.

ഭീമാകാരമായ ഭ്രമണ വേഗത കാരണം, പുറം ഉപരിതലം, ഒരു ഖര "പുറംതോട്" ആണ്, ഇടയ്ക്കിടെ വിള്ളലുകളും "നക്ഷത്രകമ്പങ്ങളും" സംഭവിക്കുന്നു, ഇത് ഭ്രമണ വേഗത കുറയ്ക്കുകയും "അധിക" ഊർജ്ജം ബഹിരാകാശത്തേക്ക് തള്ളുകയും ചെയ്യുന്നു.

കാമ്പിൽ നിലനിൽക്കുന്ന അമ്പരപ്പിക്കുന്ന മർദ്ദം മഹാവിസ്ഫോടന സമയത്ത് നിലനിന്നിരുന്നതിന് സമാനമായിരിക്കാം, പക്ഷേ നിർഭാഗ്യവശാൽ അവ ഭൂമിയിൽ അനുകരിക്കാൻ കഴിയില്ല. അതിനാൽ, ഈ വസ്തുക്കൾ ഭൂമിയിൽ ലഭ്യമല്ലാത്ത ഊർജ്ജം നിരീക്ഷിക്കാൻ കഴിയുന്ന അനുയോജ്യമായ പ്രകൃതിദത്ത ലബോറട്ടറികളാണ്.

റേഡിയോ പൾസാറുകൾ

റേഡിയോ അൾസാറുകൾ 1967-ൻ്റെ അവസാനത്തിൽ ബിരുദ വിദ്യാർത്ഥിയായ ജോസെലിൻ ബെൽ ബർണൽ ഒരു സ്ഥിര ആവൃത്തിയിൽ സ്പന്ദിക്കുന്ന റേഡിയോ സ്രോതസ്സുകളായി കണ്ടെത്തി.
നക്ഷത്രം പുറപ്പെടുവിക്കുന്ന വികിരണം സ്പന്ദിക്കുന്ന വികിരണ സ്രോതസ്സായി അല്ലെങ്കിൽ പൾസാറായി ദൃശ്യമാണ്.

ഒരു ന്യൂട്രോൺ നക്ഷത്രത്തിൻ്റെ ഭ്രമണത്തിൻ്റെ സ്കീമാറ്റിക് പ്രാതിനിധ്യം

റേഡിയോ പൾസാറുകൾ (അല്ലെങ്കിൽ ലളിതമായി പൾസാറുകൾ) കറങ്ങുന്ന ന്യൂട്രോൺ നക്ഷത്രങ്ങളാണ്, അവയുടെ കണികാ ജെറ്റുകൾ ഭ്രമണം ചെയ്യുന്ന ലൈറ്റ്ഹൗസ് ബീം പോലെ പ്രകാശത്തിൻ്റെ വേഗതയിൽ നീങ്ങുന്നു.

ദശലക്ഷക്കണക്കിന് വർഷങ്ങൾ തുടർച്ചയായി കറങ്ങുമ്പോൾ, പൾസാറുകൾ അവയുടെ ഊർജ്ജം നഷ്ടപ്പെടുകയും സാധാരണ ന്യൂട്രോൺ നക്ഷത്രങ്ങളായി മാറുകയും ചെയ്യുന്നു. ഏതാണ്ട് 1,000 പൾസാറുകൾ മാത്രമേ ഇന്ന് അറിയപ്പെടുന്നുള്ളൂ, എന്നിരുന്നാലും അവ ഗാലക്സിയിൽ നൂറുകണക്കിന് ഉണ്ടെങ്കിലും.

ക്രാബ് നെബുലയിലെ റേഡിയോ പൾസർ

ചില ന്യൂട്രോൺ നക്ഷത്രങ്ങൾ എക്സ്-റേകൾ പുറപ്പെടുവിക്കുന്നു. പ്രശസ്തമായ ക്രാബ് നെബുല നല്ല ഉദാഹരണംഒരു സൂപ്പർനോവ സ്ഫോടന സമയത്ത് രൂപംകൊണ്ട അത്തരമൊരു വസ്തു. ഈ സൂപ്പർനോവ സ്ഫോടനം എഡി 1054 ൽ നിരീക്ഷിക്കപ്പെട്ടു.

പൾസറിൽ നിന്നുള്ള കാറ്റ്, ചന്ദ്ര ദൂരദർശിനി വീഡിയോ

ക്രാബ് നെബുലയിലെ ഒരു റേഡിയോ പൾസർ 2000 ഓഗസ്റ്റ് 7 മുതൽ 2001 ഏപ്രിൽ 17 വരെ ഹബിൾ ബഹിരാകാശ ദൂരദർശിനി 547nm ഫിൽട്ടറിലൂടെ (ഗ്രീൻ ലൈറ്റ്) ചിത്രീകരിച്ചു.

മാഗ്നെറ്ററുകൾ

ഭൂമിയിൽ ഉൽപ്പാദിപ്പിക്കുന്ന ഏറ്റവും ശക്തമായ കാന്തികക്ഷേത്രത്തേക്കാൾ ദശലക്ഷക്കണക്കിന് മടങ്ങ് ശക്തിയുള്ള കാന്തികക്ഷേത്രമാണ് ന്യൂട്രോൺ നക്ഷത്രങ്ങൾക്കുള്ളത്. അവ കാന്തികങ്ങൾ എന്നും അറിയപ്പെടുന്നു.

ന്യൂട്രോൺ നക്ഷത്രങ്ങൾക്ക് ചുറ്റുമുള്ള ഗ്രഹങ്ങൾ

നാല് ഗ്രഹങ്ങളുണ്ടെന്ന് ഇന്ന് നമുക്കറിയാം. ഒരു ബൈനറി സിസ്റ്റത്തിലായിരിക്കുമ്പോൾ, അതിൻ്റെ പിണ്ഡം അളക്കാൻ സാധിക്കും. ഈ റേഡിയോ അല്ലെങ്കിൽ എക്സ്-റേ ബൈനറികളിൽ, ന്യൂട്രോൺ നക്ഷത്രങ്ങളുടെ അളന്ന പിണ്ഡം സൂര്യൻ്റെ പിണ്ഡത്തിൻ്റെ 1.4 ഇരട്ടി ആയിരുന്നു.

ഇരട്ട സംവിധാനങ്ങൾ

തികച്ചും വ്യത്യസ്തമായ ഒരു തരം പൾസർ ചില എക്സ്-റേ ബൈനറികളിൽ കാണപ്പെടുന്നു. ഈ സന്ദർഭങ്ങളിൽ, ഒരു ന്യൂട്രോൺ നക്ഷത്രവും ഒരു സാധാരണ നക്ഷത്രവും രൂപം കൊള്ളുന്നു ഇരട്ട സംവിധാനം. ശക്തമായ ഗുരുത്വാകർഷണ മണ്ഡലം ഒരു സാധാരണ നക്ഷത്രത്തിൽ നിന്ന് വസ്തുക്കളെ വലിച്ചെടുക്കുന്നു. അക്രിഷൻ പ്രക്രിയയിൽ അതിൽ വീഴുന്ന മെറ്റീരിയൽ വളരെ ചൂടാകുകയും അത് എക്സ്-റേകൾ ഉത്പാദിപ്പിക്കുകയും ചെയ്യുന്നു. കറങ്ങുന്ന പൾസാറിലെ ചൂടുള്ള പാടുകൾ ഭൂമിയിൽ നിന്നുള്ള കാഴ്ച രേഖയിലൂടെ കടന്നുപോകുമ്പോൾ പൾസ്ഡ് എക്സ്-റേകൾ ദൃശ്യമാകും.

ഒരു അജ്ഞാത ഒബ്‌ജക്റ്റ് അടങ്ങിയ ബൈനറി സിസ്റ്റങ്ങൾക്ക്, ഇത് ഒരു ന്യൂട്രോൺ നക്ഷത്രമാണോ, അല്ലെങ്കിൽ, ഉദാഹരണത്തിന്, ഒരു തമോദ്വാരമാണോ എന്ന് വേർതിരിച്ചറിയാൻ ഈ വിവരങ്ങൾ സഹായിക്കുന്നു, കാരണം തമോദ്വാരങ്ങൾ വളരെ വലുതാണ്.