கெவின் கில் / flickr.com

ஜேர்மன் வானியற்பியல் வல்லுநர்கள், ஈர்ப்பு அலைகள் மற்றும் மின்காந்த கதிர்வீச்சு ஆகியவற்றின் அளவீடுகளின் முடிவுகளின் அடிப்படையில் நியூட்ரான் நட்சத்திரத்தின் அதிகபட்ச வெகுஜனத்தை தெளிவுபடுத்தியுள்ளனர். இல் வெளியிடப்பட்ட ஒரு கட்டுரையின்படி, சுழலாத நியூட்ரான் நட்சத்திரத்தின் நிறை 2.16 சூரிய வெகுஜனங்களுக்கு மேல் இருக்க முடியாது என்று மாறியது. வானியற்பியல் ஜர்னல் கடிதங்கள்.

நியூட்ரான் நட்சத்திரங்கள் சூப்பர்நோவா வெடிப்பின் போது உருவாகும் அதி அடர்த்தியான சிறிய நட்சத்திரங்கள். நியூட்ரான் நட்சத்திரங்களின் ஆரம் பல பத்து கிலோமீட்டர்களுக்கு மேல் இல்லை, மேலும் அவற்றின் நிறை சூரியனின் வெகுஜனத்துடன் ஒப்பிடலாம், இது நட்சத்திரப் பொருளின் மிகப்பெரிய அடர்த்திக்கு வழிவகுக்கிறது (ஒரு கன மீட்டருக்கு சுமார் 10 17 கிலோகிராம்). அதே நேரத்தில், ஒரு நியூட்ரான் நட்சத்திரத்தின் நிறை ஒரு குறிப்பிட்ட வரம்பை மீற முடியாது - பெரிய வெகுஜனங்களைக் கொண்ட பொருள்கள் அவற்றின் சொந்த ஈர்ப்பு செல்வாக்கின் கீழ் கருந்துளைகளாக சரிகின்றன.

மூலம் பல்வேறு மதிப்பீடுகள், மேல் வரம்புநியூட்ரான் நட்சத்திரத்தின் நிறை இரண்டு முதல் மூன்று சூரிய வெகுஜனங்களின் வரம்பில் உள்ளது மற்றும் பொருளின் நிலையின் சமன்பாடு மற்றும் நட்சத்திரத்தின் சுழற்சியின் வேகத்தைப் பொறுத்தது. நட்சத்திரத்தின் அடர்த்தி மற்றும் வெகுஜனத்தைப் பொறுத்து, விஞ்ஞானிகள் பலவற்றை வேறுபடுத்துகிறார்கள் பல்வேறு வகையானநட்சத்திரங்கள், ஒரு திட்ட வரைபடம் படத்தில் காட்டப்பட்டுள்ளது. முதலாவதாக, சுழலாத நட்சத்திரங்கள் M TOV (வெள்ளை மண்டலம்) ஐ விட அதிக நிறை கொண்டிருக்க முடியாது. இரண்டாவதாக, ஒரு நட்சத்திரம் சுழலும் போது நிலையான வேகம், அதன் நிறை M TOV (வெளிர் பச்சை பகுதி) விட குறைவாகவோ அல்லது அதிகமாகவோ (பிரகாசமான பச்சை) இருக்கலாம், ஆனால் இன்னும் மற்றொரு வரம்பை விட அதிகமாக இருக்கக்கூடாது, M அதிகபட்சம். இறுதியாக, நியூட்ரான் நட்சத்திரம்ஒரு மாறி சுழற்சி வேகத்துடன் கோட்பாட்டளவில் தன்னிச்சையான வெகுஜனத்தைக் கொண்டிருக்கலாம் (வெவ்வேறு பிரகாசத்தின் சிவப்பு பகுதிகள்). இருப்பினும், சுழலும் நட்சத்திரங்களின் அடர்த்தி ஒரு குறிப்பிட்ட மதிப்பை விட அதிகமாக இருக்க முடியாது என்பதை நீங்கள் எப்போதும் நினைவில் கொள்ள வேண்டும், இல்லையெனில் நட்சத்திரம் இன்னும் கருந்துளையில் சரிந்துவிடும் (வரைபடத்தில் உள்ள செங்குத்து கோடு நிலையற்றவற்றிலிருந்து நிலையான தீர்வுகளை பிரிக்கிறது).

பல்வேறு வகையான நியூட்ரான் நட்சத்திரங்களின் நிறை மற்றும் அடர்த்தியின் அடிப்படையில் அவற்றின் வரைபடம். பைனரி அமைப்பின் நட்சத்திரங்களின் இணைப்பிற்குப் பிறகு உருவான பொருளின் அளவுருக்களை குறுக்கு குறிக்கிறது, புள்ளியிடப்பட்ட கோடுகள் பொருளின் பரிணாம வளர்ச்சிக்கான இரண்டு விருப்பங்களில் ஒன்றைக் குறிக்கின்றன.

எல். ரெசோல்லா மற்றும் பலர். / தி அஸ்ட்ரோபிசிகல் ஜர்னல்

லூசியானோ ரெசோல்லா தலைமையிலான வானியல் இயற்பியலாளர்கள் குழு M TOV என்ற நியூட்ரான் நட்சத்திரத்தின் அதிகபட்ச வெகுஜனத்தின் மீது புதிய, மிகவும் துல்லியமான வரம்புகளை அமைத்துள்ளது. விஞ்ஞானிகள் தங்கள் பணியில், முந்தைய ஆய்வுகளின் தரவைப் பயன்படுத்தினர், செயல்முறைகளுக்கு அர்ப்பணிக்கப்பட்டது, இது இரண்டு ஒன்றிணைக்கும் நியூட்ரான் நட்சத்திரங்களின் அமைப்பில் ஏற்பட்டது மற்றும் ஈர்ப்பு (நிகழ்வு GW170817) மற்றும் மின்காந்த (GRB 170817A) அலைகளின் உமிழ்வுக்கு வழிவகுத்தது. இந்த அலைகளின் ஒரே நேரத்தில் பதிவு மிகவும் மாறியது முக்கியமான நிகழ்வுஅறிவியலைப் பொறுத்தவரை, அதைப் பற்றி எங்களுடைய மற்றும் பொருளில் நீங்கள் மேலும் படிக்கலாம்.

வானியல் இயற்பியலாளர்களின் முந்தைய படைப்புகளிலிருந்து, நியூட்ரான் நட்சத்திரங்களின் இணைப்பிற்குப் பிறகு, ஒரு ஹைப்பர்மாசிவ் நியூட்ரான் நட்சத்திரம் உருவாக்கப்பட்டது (அதாவது, அதன் நிறை M > M அதிகபட்சம்), இது இரண்டு சாத்தியமான காட்சிகளில் ஒன்றின் படி மற்றும் குறுகிய காலத்திற்குப் பிறகு உருவாக்கப்பட்டது. நேரம் கருந்துளையாக மாறியது (வரைபடத்தில் கோடுகள்). நட்சத்திரத்தின் கதிர்வீச்சின் மின்காந்தக் கூறுகளைக் கவனிப்பது முதல் காட்சியை சுட்டிக்காட்டுகிறது, இதில் நட்சத்திரத்தின் பேரோனிக் நிறை அடிப்படையில் மாறாமல் உள்ளது மற்றும் ஈர்ப்பு அலைகளின் உமிழ்வு காரணமாக ஈர்ப்பு நிறை ஒப்பீட்டளவில் மெதுவாக குறைகிறது. மறுபுறம், கணினியில் இருந்து காமா-கதிர் வெடிப்பு கிட்டத்தட்ட ஒரே நேரத்தில் ஈர்ப்பு அலைகளுடன் வந்தது (1.7 வினாடிகளுக்குப் பிறகு), அதாவது கருந்துளையாக மாறும் புள்ளி M அதிகபட்சத்திற்கு அருகில் இருக்க வேண்டும்.

எனவே, நீங்கள் ஒரு அதிவேக நியூட்ரான் நட்சத்திரத்தின் பரிணாமத்தை மீண்டும் கண்டறிந்தால் ஆரம்ப நிலை, முந்தைய வேலைகளில் நல்ல துல்லியத்துடன் கணக்கிடப்பட்ட அளவுருக்கள், நமக்கு ஆர்வமுள்ள M max இன் மதிப்பைக் காணலாம். M max ஐ அறிந்துகொள்வது, M TOV ஐக் கண்டுபிடிப்பது கடினம் அல்ல, ஏனெனில் இந்த இரண்டு நிறைகளும் M max ≈ 1.2 M TOV உறவால் தொடர்புடையவை. இந்த கட்டுரையில், வானியற்பியல் வல்லுநர்கள் "உலகளாவிய உறவுகள்" என்று அழைக்கப்படுவதைப் பயன்படுத்தி இத்தகைய கணக்கீடுகளைச் செய்தனர், இது வெவ்வேறு வெகுஜனங்களின் நியூட்ரான் நட்சத்திரங்களின் அளவுருக்களுடன் தொடர்புடையது மற்றும் அவற்றின் பொருளின் நிலையின் சமன்பாட்டின் வகையைச் சார்ந்தது அல்ல. ஆசிரியர்கள் தங்கள் கணக்கீடுகள் எளிய அனுமானங்களை மட்டுமே பயன்படுத்துகின்றன மற்றும் எண் உருவகப்படுத்துதல்களை நம்பவில்லை என்பதை வலியுறுத்துகின்றனர். அதிகபட்ச சாத்தியமான வெகுஜனத்திற்கான இறுதி முடிவு 2.01 மற்றும் 2.16 சூரிய வெகுஜனங்களுக்கு இடையில் இருந்தது. பைனரி அமைப்புகளில் உள்ள பாரிய பல்சர்களின் அவதானிப்புகளிலிருந்து இதற்குக் குறைவான வரம்பு முன்பு பெறப்பட்டது - எளிமையாகச் சொன்னால், அதிகபட்ச நிறை 2.01 சூரிய வெகுஜனங்களுக்குக் குறைவாக இருக்க முடியாது, ஏனெனில் வானியலாளர்கள் உண்மையில் இவ்வளவு பெரிய நிறை கொண்ட நியூட்ரான் நட்சத்திரங்களைக் கவனித்துள்ளனர்.

முன்னதாக, நியூட்ரான் நட்சத்திரங்களின் நிறை மற்றும் ஆரம் ஆகியவற்றை மதிப்பிடுவதற்கு வானியல் இயற்பியலாளர்கள் கணினி உருவகப்படுத்துதல்களை எவ்வாறு பயன்படுத்தினார்கள் என்பது பற்றி நாங்கள் எழுதினோம், அதன் இணைப்பு GW170817 மற்றும் GRB 170817A நிகழ்வுகளுக்கு வழிவகுத்தது.

டிமிட்ரி ட்ரூனின்

வானியல் இயற்பியலில், வேறு எந்த அறிவியலையும் போலவே, "என்ன நடந்தது?" என்ற நித்திய கேள்விகளுடன் தொடர்புடைய பரிணாம சிக்கல்கள் மிகவும் சுவாரஸ்யமானவை. மற்றும் "என்ன நடக்கும்?" நமது சூரியனின் நிறைக்கு ஏறக்குறைய சமமான ஒரு நட்சத்திர வெகுஜனத்திற்கு என்ன நடக்கும் என்பதை நாம் ஏற்கனவே அறிவோம். அத்தகைய ஒரு நட்சத்திரம், ஒரு கட்டத்தை கடந்துவிட்டது சிவப்பு ராட்சத, ஆகிவிடும் வெள்ளை குள்ளன். ஹெர்ட்ஸ்ப்ரங்-ரஸ்ஸல் வரைபடத்தில் உள்ள வெள்ளைக் குள்ளர்கள் முக்கிய வரிசைக்கு அப்பாற்பட்டவை.

வெள்ளை குள்ளர்கள் சூரிய வெகுஜன நட்சத்திரங்களின் பரிணாம வளர்ச்சியின் முடிவு. அவை ஒரு வகையான பரிணாம முட்டுக்கட்டை. மெதுவான மற்றும் அமைதியான அழிவு என்பது சூரியனை விட குறைவான நிறை கொண்ட அனைத்து நட்சத்திரங்களுக்கும் சாலையின் முடிவாகும். இன்னும் பெரிய நட்சத்திரங்களைப் பற்றி என்ன? அவர்களின் வாழ்க்கை கொந்தளிப்பான நிகழ்வுகள் நிறைந்ததாக இருப்பதைக் கண்டோம். ஆனால் ஒரு இயற்கையான கேள்வி எழுகிறது: சூப்பர்நோவா வெடிப்புகளின் வடிவத்தில் காணப்பட்ட பயங்கரமான பேரழிவுகள் எவ்வாறு முடிவடைகின்றன?

1054 இல், ஒரு விருந்தினர் நட்சத்திரம் வானத்தில் ஒளிர்ந்தது. அது பகலில் கூட வானில் தெரியும், சில மாதங்களுக்குப் பிறகுதான் வெளியே சென்றது. இன்று நாம் இந்த நட்சத்திர பேரழிவின் எச்சங்களை மெஸ்ஸியர் நெபுலா கேடலாக்கில் M1 என குறிப்பிடப்பட்டுள்ள பிரகாசமான ஒளியியல் பொருளின் வடிவத்தில் காண்கிறோம். இது பிரபலமானது நண்டு நெபுலா- ஒரு சூப்பர்நோவா வெடிப்பின் எச்சம்.

எங்கள் நூற்றாண்டின் 40 களில், அமெரிக்க வானியலாளர் V. Baade ஆய்வு செய்யத் தொடங்கினார் மத்திய பகுதி"நண்டு" நெபுலாவின் மையத்தில் ஒரு சூப்பர்நோவா வெடிப்பிலிருந்து ஒரு நட்சத்திர எச்சத்தை கண்டுபிடிக்க முயற்சிக்கும். மூலம், "நண்டு" என்ற பெயர் இந்த பொருளுக்கு 19 ஆம் நூற்றாண்டில் ஆங்கில வானியலாளர் லார்ட் ரோஸால் வழங்கப்பட்டது. 17t என்ற நட்சத்திரக் குறியின் வடிவத்தில் ஒரு நட்சத்திர எச்சத்திற்கான வேட்பாளரை பாடே கண்டுபிடித்தார்.

ஆனால் வானியலாளர் துரதிர்ஷ்டவசமாக இருந்தார், விரிவான ஆய்வுக்கு பொருத்தமான உபகரணங்கள் அவரிடம் இல்லை, எனவே இந்த நட்சத்திரம் மின்னும் மற்றும் துடிப்பதை அவர் கவனிக்கவில்லை. இந்த பிரகாச துடிப்புகளின் காலம் 0.033 வினாடிகள் அல்ல, ஆனால், பல வினாடிகள் எனில், பாடே சந்தேகத்திற்கு இடமின்றி இதைக் கவனித்திருப்பார், பின்னர் முதல் பல்சரைக் கண்டுபிடித்த பெருமை A. ஹெவிஷ் மற்றும் D. பெல் ஆகியோருக்கு சொந்தமானது அல்ல.

சுமார் பத்து ஆண்டுகளுக்கு முன்பு பாடே தனது தொலைநோக்கியை மையத்தில் சுட்டிக்காட்டினார் நண்டு நெபுலா, கோட்பாட்டு இயற்பியலாளர்கள் வெள்ளை குள்ளர்களின் (106 - 107 g/cm3) அடர்த்தியை விட அதிக அடர்த்தியில் உள்ள பொருளின் நிலையை ஆய்வு செய்யத் தொடங்கினர். விண்மீன் பரிணாமத்தின் இறுதி கட்டங்களின் பிரச்சனை தொடர்பாக இந்த பிரச்சினையில் ஆர்வம் எழுந்தது. இந்த யோசனையின் இணை ஆசிரியர்களில் ஒருவர் நியூட்ரான் நட்சத்திரத்தின் இருப்பை ஒரு சூப்பர்நோவா வெடிப்புடன் இணைத்த அதே பாடே ஆவார் என்பது சுவாரஸ்யமானது.

வெள்ளை குள்ளர்களின் அடர்த்தியை விட பருப்பொருள் அடர்த்திக்கு சுருக்கப்பட்டால், நியூட்ரானைசேஷன் செயல்முறைகள் எனப்படும். நட்சத்திரத்தின் உள்ளே இருக்கும் பயங்கர அழுத்தம் எலக்ட்ரான்களை அணுக்கருக்களாக இயக்குகிறது. IN சாதாரண நிலைமைகள்எலக்ட்ரான்களை உறிஞ்சிய ஒரு அணு நிலையற்றதாக இருக்கும், ஏனெனில் அது அதிக எண்ணிக்கையிலான நியூட்ரான்களைக் கொண்டுள்ளது. இருப்பினும், சிறிய நட்சத்திரங்களில் இது இல்லை. நட்சத்திரத்தின் அடர்த்தி அதிகரிக்கும் போது, ​​சிதைந்த வாயுவின் எலக்ட்ரான்கள் படிப்படியாக கருக்களால் உறிஞ்சப்படுகின்றன, மேலும் சிறிது சிறிதாக நட்சத்திரம் ஒரு ராட்சதமாக மாறுகிறது. நியூட்ரான் நட்சத்திரம்- ஒரு துளி. சிதைந்த எலக்ட்ரான் வாயு 1014-1015 g/cm3 அடர்த்தியுடன் சிதைந்த நியூட்ரான் வாயுவால் மாற்றப்படுகிறது. வேறு வார்த்தைகளில் கூறுவதானால், ஒரு நியூட்ரான் நட்சத்திரத்தின் அடர்த்தி வெள்ளை குள்ளை விட பில்லியன் மடங்கு அதிகம்.

நீண்ட காலமாக, நட்சத்திரத்தின் இந்த பயங்கரமான உள்ளமைவு கோட்பாட்டாளர்களின் மனதின் தந்திரமாக கருதப்பட்டது. இந்த சிறந்த கணிப்பை உறுதிப்படுத்த இயற்கைக்கு முப்பது ஆண்டுகளுக்கும் மேலாக ஆனது. அதே 30 களில், மற்றொன்று செய்யப்பட்டது முக்கியமான கண்டுபிடிப்பு, இது முழு விண்மீன் பரிணாமக் கோட்பாட்டிலும் ஒரு தீர்க்கமான செல்வாக்கைக் கொண்டிருந்தது. சந்திரசேகர் மற்றும் எல். லாண்டவ் ஆகியோர் அணுசக்தி ஆதாரங்களைத் தீர்த்துவிட்ட ஒரு நட்சத்திரத்திற்கு, அந்த நட்சத்திரம் இன்னும் நிலையாக இருக்கும் போது, ​​ஒரு குறிப்பிட்ட வரம்பு நிறை இருக்கும் என்பதை நிறுவினர். இந்த வெகுஜனத்தில், சிதைந்த வாயுவின் அழுத்தம் இன்னும் ஈர்ப்பு விசைகளை எதிர்க்க முடியும். இதன் விளைவாக, சிதைந்த நட்சத்திரங்களின் நிறை (வெள்ளை குள்ளர்கள், நியூட்ரான் நட்சத்திரங்கள்) ஒரு வரையறுக்கப்பட்ட வரம்பை (சந்திரசேகர் வரம்பு) கொண்டுள்ளது, இது நட்சத்திரத்தின் பேரழிவு சுருக்கத்தை ஏற்படுத்துகிறது, அதன் சரிவு.

ஒரு நட்சத்திரத்தின் மைய நிறை 1.2 M மற்றும் 2.4 M இடையே இருந்தால், அத்தகைய நட்சத்திரத்தின் பரிணாம வளர்ச்சியின் இறுதி "தயாரிப்பு" ஒரு நியூட்ரான் நட்சத்திரமாக இருக்க வேண்டும் என்பதை நினைவில் கொள்க. 1.2 M க்கும் குறைவான மைய நிறை கொண்ட, பரிணாமம் இறுதியில் ஒரு வெள்ளை குள்ளன் பிறப்பதற்கு வழிவகுக்கும்.

நியூட்ரான் நட்சத்திரம் என்றால் என்ன? அதன் வெகுஜனத்தை நாங்கள் அறிவோம், இது முக்கியமாக நியூட்ரான்களைக் கொண்டுள்ளது என்பதையும் நாங்கள் அறிவோம், அவற்றின் அளவுகளும் அறியப்படுகின்றன. இங்கிருந்து நட்சத்திரத்தின் ஆரம் தீர்மானிக்க எளிதானது. இது 10 கிலோமீட்டருக்கு அருகில் இருக்கும்! அத்தகைய ஒரு பொருளின் ஆரத்தை தீர்மானிப்பது உண்மையில் கடினம் அல்ல, ஆனால் மாஸ்கோவில் உள்ள Profsoyuznaya தெருவின் நீளத்தை விட சற்று பெரிய விட்டம் கொண்ட ஒரு பொருளில் சூரியனின் வெகுஜனத்திற்கு நெருக்கமான ஒரு வெகுஜனத்தை வைக்க முடியும் என்பதைக் கற்பனை செய்வது மிகவும் கடினம். இது ஒரு மாபெரும் அணுக்கரு துளி, எதற்கும் பொருந்தாத ஒரு தனிமத்தின் சூப்பர்நியூக்ளியஸ் கால அமைப்புகள்மற்றும் ஒரு எதிர்பாராத, விசித்திரமான அமைப்பு உள்ளது.

நியூட்ரான் நட்சத்திரத்தின் விஷயம் ஒரு சூப்பர் ஃப்ளூயிட் திரவத்தின் பண்புகளைக் கொண்டுள்ளது! இந்த உண்மையை முதல் பார்வையில் நம்புவது கடினம், ஆனால் அது உண்மைதான். பயங்கரமான அடர்த்திக்கு சுருக்கப்பட்ட பொருள், ஓரளவிற்கு திரவ ஹீலியத்தை ஒத்திருக்கிறது. கூடுதலாக, ஒரு நியூட்ரான் நட்சத்திரத்தின் வெப்பநிலை சுமார் ஒரு பில்லியன் டிகிரி என்பதை நாம் மறந்துவிடக் கூடாது, மேலும், நமக்குத் தெரிந்தபடி, அதிகப்படியான திரவம் நிலப்பரப்பு நிலைமைகள்மிகக் குறைந்த வெப்பநிலையில் மட்டுமே தோன்றும்.

உண்மை, நியூட்ரான் நட்சத்திரத்தின் நடத்தையில் வெப்பநிலை ஒரு சிறப்புப் பாத்திரத்தை வகிக்காது, ஏனெனில் அதன் நிலைத்தன்மை சிதைந்த நியூட்ரான் வாயு - திரவத்தின் அழுத்தத்தால் தீர்மானிக்கப்படுகிறது. ஒரு நியூட்ரான் நட்சத்திரத்தின் அமைப்பு பல வழிகளில் ஒரு கிரகத்தின் அமைப்பைப் போன்றது. "மேன்டில்" கூடுதலாக, ஒரு சூப்பர் கண்டக்டிங் திரவத்தின் அற்புதமான பண்புகளைக் கொண்ட ஒரு பொருளைக் கொண்டுள்ளது, அத்தகைய நட்சத்திரம் ஒரு கிலோமீட்டர் தடிமன் கொண்ட மெல்லிய, கடினமான மேலோடு உள்ளது. பட்டை ஒரு விசித்திரமான படிக அமைப்பைக் கொண்டுள்ளது என்று கருதப்படுகிறது. விசித்திரமானது ஏனெனில், நமக்குத் தெரிந்த படிகங்களைப் போலல்லாமல், படிகத்தின் அமைப்பு உள்ளமைவைப் பொறுத்தது. எலக்ட்ரான் குண்டுகள்அணு, ஒரு நியூட்ரான் நட்சத்திரத்தின் மேலோட்டத்தில், அணுக்கருக்கள் எலக்ட்ரான்கள் அற்றவை. எனவே, அவை இரும்பு, தாமிரம், துத்தநாகம் ஆகியவற்றின் கனசதுர லட்டுகளை நினைவூட்டும் ஒரு லட்டியை உருவாக்குகின்றன, ஆனால், அதன்படி, அளவிட முடியாத அதிக அடர்த்தியில். அடுத்து மேன்டில் வருகிறது, அதன் பண்புகள் நாம் ஏற்கனவே பேசியுள்ளோம். ஒரு நியூட்ரான் நட்சத்திரத்தின் மையத்தில், அடர்த்தி ஒரு கன சென்டிமீட்டருக்கு 1015 கிராம் அடையும். வேறு வார்த்தைகளில் கூறுவதானால், அத்தகைய நட்சத்திரத்திலிருந்து ஒரு டீஸ்பூன் பொருள் பில்லியன் கணக்கான டன் எடையைக் கொண்டுள்ளது. நியூட்ரான் நட்சத்திரத்தின் மையத்தில் உள்ளது என்று கருதப்படுகிறது தொடர் கல்விஅனைத்து அணுக்கரு இயற்பியலில் அறியப்பட்டவை, அத்துடன் இன்னும் கவர்ச்சியானவை கண்டுபிடிக்கப்படவில்லை அடிப்படை துகள்கள்.

நியூட்ரான் நட்சத்திரங்கள் மிக விரைவாக குளிர்ச்சியடைகின்றன. முதல் பத்து முதல் நூறாயிரம் ஆண்டுகளில் வெப்பநிலை பல பில்லியனில் இருந்து நூற்றுக்கணக்கான மில்லியன் டிகிரி வரை குறைகிறது என்று மதிப்பீடுகள் காட்டுகின்றன. நியூட்ரான் நட்சத்திரங்கள் வேகமாக சுழல்கின்றன, மேலும் இது பல சுவாரஸ்யமான விளைவுகளுக்கு வழிவகுக்கிறது. மூலம், இது நட்சத்திரத்தின் சிறிய அளவு, இது விரைவான சுழற்சியின் போது அப்படியே இருக்க அனுமதிக்கிறது. அதன் விட்டம் 10 அல்ல, ஆனால், 100 கிலோமீட்டர் எனில், அது வெறுமனே மையவிலக்கு விசைகளால் கிழிந்துவிடும்.

பல்சர்களின் கண்டுபிடிப்பு பற்றிய புதிரான வரலாற்றைப் பற்றி நாம் ஏற்கனவே பேசினோம். பல்சர் வேகமாகச் சுழலும் நியூட்ரான் நட்சத்திரம் என்ற கருத்து உடனடியாக முன்வைக்கப்பட்டது, ஏனெனில் அறியப்பட்ட அனைத்து நட்சத்திர அமைப்புகளிலும், அது மட்டுமே நிலையானதாக இருக்க முடியும், அதிக வேகத்தில் சுழலும். கோட்பாட்டாளர்களால் "பேனாவின் நுனியில்" கண்டுபிடிக்கப்பட்ட நியூட்ரான் நட்சத்திரங்கள் உண்மையில் இயற்கையில் உள்ளன மற்றும் அவை சூப்பர்நோவா வெடிப்புகளின் விளைவாக எழுகின்றன என்ற குறிப்பிடத்தக்க முடிவுக்கு வருவதற்கு பல்சர்களின் ஆய்வுதான் சாத்தியமாக்கியது. ஒளியியல் வரம்பில் அவற்றைக் கண்டறிவதில் உள்ள சிரமங்கள் வெளிப்படையானவை, ஏனெனில் அவற்றின் சிறிய விட்டம் காரணமாக, பெரும்பாலான நியூட்ரான் நட்சத்திரங்களை அதிகமாகக் காண முடியாது. சக்திவாய்ந்த தொலைநோக்கிகள், இருப்பினும், நாம் பார்த்தபடி, இங்கே விதிவிலக்குகள் உள்ளன - ஒரு பல்சர் இன் நண்டு நெபுலா.

எனவே, வானியலாளர்கள் கண்டுபிடித்தனர் புதிய வகுப்புபொருள்கள் - பல்சர்கள், வேகமாகச் சுழலும் நியூட்ரான் நட்சத்திரங்கள். ஒரு இயற்கையான கேள்வி எழுகிறது: ஒரு நியூட்ரான் நட்சத்திரத்தின் விரைவான சுழற்சிக்கான காரணம் என்ன, உண்மையில், அது ஏன் அதன் அச்சில் மிகப்பெரிய வேகத்தில் சுற்ற வேண்டும்?

இந்த நிகழ்வுக்கான காரணம் எளிது. ஒரு ஸ்கேட்டர் தனது கைகளை தனது உடலுக்கு நெருக்கமாக அழுத்தும்போது சுழற்சியின் வேகத்தை எவ்வாறு அதிகரிக்க முடியும் என்பதை நாம் நன்கு அறிவோம். அவ்வாறு செய்யும்போது, ​​கோண உந்தத்தைப் பாதுகாக்கும் விதியைப் பயன்படுத்துகிறார். இந்தச் சட்டம் ஒருபோதும் மீறப்படுவதில்லை, மேலும் துல்லியமாக இந்தச் சட்டமே, ஒரு சூப்பர்நோவா வெடிப்பின் போது, ​​அதன் எச்சமான பல்சரின் சுழற்சி வேகத்தை பல மடங்கு அதிகரிக்கிறது.

உண்மையில், ஒரு நட்சத்திரத்தின் சரிவின் போது, ​​அதன் நிறை (வெடிப்புக்குப் பிறகு எஞ்சியிருப்பது) மாறாது, ஆனால் ஆரம் சுமார் நூறாயிரம் மடங்கு குறைகிறது. ஆனால் நிறை மற்றும் ஆரம் மூலம் பூமத்திய ரேகை சுழற்சி வேகத்தின் பெருக்கத்திற்கு சமமான கோண உந்தம் அப்படியே உள்ளது. நிறை மாறாது, எனவே, வேகம் அதே நூறாயிரம் மடங்கு அதிகரிக்க வேண்டும்.

ஒரு எளிய உதாரணத்தைப் பார்ப்போம். நமது சூரியன் அதன் சொந்த அச்சில் மிக மெதுவாக சுழல்கிறது. இந்த சுழற்சியின் காலம் தோராயமாக 25 நாட்கள் ஆகும். எனவே, சூரியன் திடீரென நியூட்ரான் நட்சத்திரமாக மாறினால், அதன் சுழற்சி காலம் ஒரு நொடியில் பத்தாயிரத்தில் ஒரு பங்காகக் குறையும்.

பாதுகாப்புச் சட்டங்களின் இரண்டாவது முக்கியமான விளைவு என்னவென்றால், நியூட்ரான் நட்சத்திரங்கள் மிகவும் வலுவாக காந்தமாக்கப்பட வேண்டும். உண்மையில், எந்தவொரு இயற்கை செயல்முறையிலும் நாம் காந்தப்புலத்தை அழிக்க முடியாது (அது ஏற்கனவே இருந்தால்). சிறந்த மின் கடத்துத்திறன் கொண்ட நட்சத்திரப் பொருளுடன் காந்தப்புலக் கோடுகள் எப்போதும் தொடர்புடையவை. நட்சத்திரத்தின் மேற்பரப்பில் உள்ள காந்தப் பாய்வின் அளவு தீவிரத்தின் அளவின் உற்பத்திக்கு சமம் காந்தப்புலம்நட்சத்திரத்தின் ஆரம் சதுரத்திற்கு. இந்த மதிப்பு கண்டிப்பாக நிலையானது. அதனால்தான், ஒரு நட்சத்திரம் சுருங்கும்போது, ​​காந்தப்புலம் மிகவும் வலுவாக அதிகரிக்க வேண்டும். பல்சர்களின் பல அற்புதமான பண்புகளை இந்த நிகழ்வு தீர்மானிக்கிறது என்பதால், இந்த நிகழ்வைப் பற்றி கொஞ்சம் விரிவாகப் பார்ப்போம்.

காந்தப்புல வலிமையை நமது பூமியின் மேற்பரப்பில் அளவிட முடியும். சுமார் ஒரு காஸின் சிறிய மதிப்பைப் பெறுவோம். ஒரு நல்ல இயற்பியல் ஆய்வகத்தில், ஒரு மில்லியன் காஸ் காந்தப்புலங்களைப் பெறலாம். வெள்ளை குள்ளர்களின் மேற்பரப்பில், காந்தப்புல வலிமை நூறு மில்லியன் காஸ்ஸை அடைகிறது. அருகிலுள்ள புலம் இன்னும் வலுவாக உள்ளது - பத்து பில்லியன் காஸ் வரை. ஆனால் ஒரு நியூட்ரான் நட்சத்திரத்தின் மேற்பரப்பில், இயற்கை ஒரு முழுமையான பதிவை அடைகிறது. இங்கே புல வலிமை நூறாயிரக்கணக்கான பில்லியன் காஸ்களாக இருக்கலாம். அத்தகைய வயலைக் கொண்ட ஒரு லிட்டர் ஜாடியில் உள்ள வெற்றிடமானது சுமார் ஆயிரம் டன் எடையுள்ளதாக இருக்கும்.

இத்தகைய வலுவான காந்தப்புலங்கள் சுற்றியுள்ள பொருளுடன் நியூட்ரான் நட்சத்திரத்தின் தொடர்புகளின் தன்மையை (நிச்சயமாக, ஈர்ப்பு விசையுடன் இணைந்து) பாதிக்க முடியாது. எல்லாவற்றிற்கும் மேலாக, பல்சர்கள் ஏன் மகத்தான செயல்பாட்டைக் கொண்டுள்ளன, அவை ஏன் ரேடியோ அலைகளை வெளியிடுகின்றன என்பதைப் பற்றி நாங்கள் இன்னும் பேசவில்லை. மற்றும் ரேடியோ அலைகள் மட்டுமல்ல. இன்று, வானியல் இயற்பியலாளர்கள் பைனரி அமைப்புகளில் மட்டுமே காணப்பட்ட எக்ஸ்-ரே பல்சர்கள், அசாதாரண பண்புகளைக் கொண்ட காமா-கதிர் மூலங்கள், எக்ஸ்ரே பர்ஸ்டர்கள் என்று அழைக்கப்படுவதை நன்கு அறிந்திருக்கிறார்கள்.

பொருளுடன் நியூட்ரான் நட்சத்திரத்தின் தொடர்புகளின் பல்வேறு வழிமுறைகளை கற்பனை செய்ய, நியூட்ரான் நட்சத்திரங்களின் தொடர்பு முறைகளில் மெதுவான மாற்றங்களின் பொதுவான கோட்பாட்டிற்கு திரும்புவோம். சூழல். இந்த பரிணாம வளர்ச்சியின் முக்கிய கட்டங்களை சுருக்கமாகக் கருதுவோம். நியூட்ரான் நட்சத்திரங்கள் - சூப்பர்நோவா வெடிப்புகளின் எச்சங்கள் - ஆரம்பத்தில் 10 -2 - 10 -3 வினாடிகளில் மிக விரைவாக சுழலும். இத்தகைய விரைவான சுழற்சியுடன், நட்சத்திரம் ரேடியோ அலைகள், மின்காந்த கதிர்வீச்சு மற்றும் துகள்களை வெளியிடுகிறது.

மிகவும் ஒன்று அற்புதமான பண்புகள்பல்சர்கள் அவற்றின் கதிர்வீச்சின் பயங்கரமான சக்தியாகும், இது நட்சத்திரங்களின் உட்புறத்திலிருந்து வரும் கதிர்வீச்சின் சக்தியை விட பில்லியன் மடங்கு அதிகம். எடுத்துக்காட்டாக, "கிராப்" இல் உள்ள பல்சரின் ரேடியோ உமிழ்வு சக்தி 1031 erg/sec ஐ அடைகிறது, ஒளியியலில் - 1034 erg/sec, இது சூரியனின் உமிழ்வு சக்தியை விட அதிகம். இந்த பல்சர் எக்ஸ்-ரே மற்றும் காமா-கதிர் வரம்புகளில் இன்னும் அதிகமாக வெளியிடுகிறது.

இந்த இயற்கை ஆற்றல் ஜெனரேட்டர்கள் எப்படி வேலை செய்கின்றன? அனைத்து ரேடியோ பல்சர்களுக்கும் ஒரு பொதுவான சொத்து உள்ளது, அவை அவற்றின் செயல்பாட்டின் பொறிமுறையை அவிழ்ப்பதற்கான திறவுகோலாக செயல்பட்டன. துடிப்பு உமிழ்வு காலம் நிலையானதாக இல்லை, அது மெதுவாக அதிகரிக்கிறது என்பதில் இந்த சொத்து உள்ளது. சுழலும் நியூட்ரான் நட்சத்திரங்களின் இந்த பண்பு முதலில் கோட்பாட்டாளர்களால் கணிக்கப்பட்டது, பின்னர் மிக விரைவாக சோதனை மூலம் உறுதிப்படுத்தப்பட்டது என்பது கவனிக்கத்தக்கது. இவ்வாறு, 1969 ஆம் ஆண்டில், நண்டில் உள்ள பல்சர் பருப்புகளின் உமிழ்வு காலம் ஒரு நாளைக்கு ஒரு நொடியில் 36 பில்லியன்கள் அதிகரிக்கிறது என்று கண்டறியப்பட்டது.

அத்தகைய குறுகிய காலங்கள் எவ்வாறு அளவிடப்படுகின்றன என்பதைப் பற்றி நாம் இப்போது பேச மாட்டோம். பருப்புகளுக்கு இடையிலான காலத்தை அதிகரிப்பது எங்களுக்கு முக்கியமானது, இது பல்சர்களின் வயதை மதிப்பிடுவதை சாத்தியமாக்குகிறது. ஆனாலும், பல்சர் ஏன் ரேடியோ உமிழ்வின் பருப்புகளை வெளியிடுகிறது? எந்தவொரு முழுமையான கோட்பாட்டின் கட்டமைப்பிற்குள் இந்த நிகழ்வு முழுமையாக விளக்கப்படவில்லை. இருப்பினும், நிகழ்வின் தரமான படத்தை வரைய முடியும்.

விஷயம் என்னவென்றால், நியூட்ரான் நட்சத்திரத்தின் சுழற்சியின் அச்சு அதன் காந்த அச்சுடன் ஒத்துப்போவதில்லை. காந்தத்துடன் ஒத்துப்போகாத அச்சைச் சுற்றி ஒரு வெற்றிடத்தில் ஒரு காந்தத்தை சுழற்றினால், காந்தத்தின் சுழற்சியின் அதிர்வெண்ணில் மின்காந்த கதிர்வீச்சு சரியாக எழும் என்பது மின் இயக்கவியலில் இருந்து நன்கு அறியப்பட்டதாகும். அதே நேரத்தில், காந்தத்தின் சுழற்சி வேகம் குறையும். பொதுவான கருத்தில் இருந்து இது புரிந்துகொள்ளத்தக்கது, ஏனெனில் பிரேக்கிங் ஏற்படவில்லை என்றால், எங்களிடம் ஒரு நிரந்தர இயக்க இயந்திரம் இருக்கும்.

இவ்வாறு, நமது டிரான்ஸ்மிட்டர் நட்சத்திரத்தின் சுழற்சியில் இருந்து ரேடியோ பருப்புகளின் ஆற்றலைப் பெறுகிறது, மேலும் அதன் காந்தப்புலம் ஒரு இயந்திரத்தின் டிரைவிங் பெல்ட் போன்றது. வெற்றிடத்தில் சுழலும் ஒரு காந்தம் ஒரு பல்சரின் ஓரளவு மட்டுமே ஒத்ததாக இருப்பதால், உண்மையான செயல்முறை மிகவும் சிக்கலானது. எல்லாவற்றிற்கும் மேலாக, ஒரு நியூட்ரான் நட்சத்திரம் ஒரு வெற்றிடத்தில் சுழலவில்லை, அது ஒரு சக்திவாய்ந்த காந்த மண்டலம், ஒரு பிளாஸ்மா மேகம் மற்றும் இது சூழப்பட்டுள்ளது நல்ல வழிகாட்டி, நாம் வரைந்த எளிய மற்றும் மாறாக திட்டவட்டமான படத்தில் அதன் சொந்த மாற்றங்களைச் செய்தல். சுற்றியுள்ள காந்த மண்டலத்துடன் பல்சரின் காந்தப்புலத்தின் தொடர்புகளின் விளைவாக, இயக்கப்பட்ட கதிர்வீச்சின் குறுகிய கற்றைகள் உருவாகின்றன, அவை சாதகமான "நட்சத்திரங்களின் இருப்பிடத்துடன்" விண்மீன் மண்டலத்தின் பல்வேறு பகுதிகளில், குறிப்பாக பூமியில் காணப்படுகின்றன. .

ரேடியோ பல்சரின் வாழ்க்கையின் தொடக்கத்தில் அதன் விரைவான சுழற்சி ரேடியோ உமிழ்வை மட்டுமல்ல. ஆற்றலின் குறிப்பிடத்தக்க பகுதியும் சார்பியல் துகள்களால் எடுத்துச் செல்லப்படுகிறது. பல்சரின் சுழற்சி வேகம் குறையும்போது, ​​கதிர்வீச்சு அழுத்தம் குறைகிறது. முன்னதாக, கதிர்வீச்சு பிளாஸ்மாவை பல்சரில் இருந்து தள்ளி விட்டது. இப்போது சுற்றியுள்ள பொருள் நட்சத்திரத்தின் மீது விழத் தொடங்குகிறது மற்றும் அதன் கதிர்வீச்சை அணைக்கிறது. பல்சர் பைனரி அமைப்பின் ஒரு பகுதியாக இருந்தால் இந்த செயல்முறை குறிப்பாக பயனுள்ளதாக இருக்கும். அத்தகைய அமைப்பில், குறிப்பாக அது போதுமான அளவு நெருக்கமாக இருந்தால், பல்சர் "சாதாரண" துணையின் விஷயத்தை தனக்குள் இழுக்கிறது.

பல்சர் இளமையாகவும் ஆற்றல் நிரம்பியதாகவும் இருந்தால், அதன் ரேடியோ உமிழ்வு இன்னும் பார்வையாளருக்கு "உடைக்க" முடியும். ஆனால் பழைய பல்சரால் இனி திரட்டலை எதிர்த்துப் போராட முடியாது, மேலும் அது நட்சத்திரத்தை "அணைக்கிறது". பல்சரின் சுழற்சி குறையும்போது, ​​மற்ற குறிப்பிடத்தக்க செயல்முறைகள் தோன்றத் தொடங்குகின்றன. நியூட்ரான் நட்சத்திரத்தின் ஈர்ப்புப் புலம் மிகவும் சக்தி வாய்ந்ததாக இருப்பதால், பொருளின் திரட்சியானது X-கதிர்கள் வடிவில் கணிசமான அளவு ஆற்றலை வெளியிடுகிறது. ஒரு பைனரி அமைப்பில், சாதாரண துணையானது பல்சருக்கு குறிப்பிடத்தக்க அளவு பொருட்களை பங்களித்தால், ஒரு வருடத்திற்கு சுமார் 10 -5 - 10 -6 M, நியூட்ரான் நட்சத்திரம் ரேடியோ பல்சராக அல்ல, மாறாக ஒரு எக்ஸ்ரே பல்சராகக் கவனிக்கப்படும்.

ஆனால் அதெல்லாம் இல்லை. சில சந்தர்ப்பங்களில், ஒரு நியூட்ரான் நட்சத்திரத்தின் காந்த மண்டலம் அதன் மேற்பரப்புக்கு அருகில் இருக்கும்போது, ​​​​பொருள் அங்கு குவிந்து, நட்சத்திரத்தின் ஒரு வகையான ஷெல் உருவாகிறது. இந்த ஷெல்லில், தெர்மோநியூக்ளியர் எதிர்வினைகள் ஏற்படுவதற்கு சாதகமான நிலைமைகளை உருவாக்கலாம், பின்னர் வானத்தில் ஒரு எக்ஸ்ரே பர்ஸ்டரைக் காணலாம் (இருந்து ஆங்கில வார்த்தைவெடிப்பு - "ஃபிளாஷ்").

உண்மையில், இந்த செயல்முறை நமக்கு எதிர்பாராததாக இருக்கக்கூடாது; இருப்பினும், ஒரு வெள்ளை குள்ளன் மற்றும் ஒரு நியூட்ரான் நட்சத்திரத்தின் மேற்பரப்பில் உள்ள நிலைமைகள் மிகவும் வேறுபட்டவை, எனவே எக்ஸ்ரே பர்ஸ்டர்கள் நியூட்ரான் நட்சத்திரங்களுடன் தெளிவாக தொடர்புடையவை. தெர்மோ அணு வெடிப்புகள்எக்ஸ்ரே எரிப்பு மற்றும், ஒருவேளை, காமா-கதிர் வெடிப்புகள் வடிவில் நம்மால் கவனிக்கப்படுகிறது. உண்மையில், சில காமா-கதிர் வெடிப்புகள் நியூட்ரான் நட்சத்திரங்களின் மேற்பரப்பில் தெர்மோநியூக்ளியர் வெடிப்புகள் காரணமாக தோன்றலாம்.

ஆனால் எக்ஸ்ரே பல்சர்களுக்குத் திரும்புவோம். அவற்றின் கதிர்வீச்சின் வழிமுறை, இயற்கையாகவே, பர்ஸ்டர்களில் இருந்து முற்றிலும் வேறுபட்டது. அணுசக்தி ஆதாரங்கள் இனி இங்கு எந்தப் பாத்திரத்தையும் வகிக்காது. நியூட்ரான் நட்சத்திரத்தின் இயக்க ஆற்றலையும் அவதானிப்புத் தரவுகளுடன் சமரசம் செய்ய முடியாது.

எக்ஸ்-ரே மூலமான சென்டாரஸ் எக்ஸ்-1 ஐ உதாரணமாக எடுத்துக் கொள்வோம். இதன் சக்தி 10 erg/sec. எனவே, இந்த ஆற்றலின் இருப்பு ஒரு வருடத்திற்கு மட்டுமே போதுமானதாக இருக்கும். கூடுதலாக, இந்த விஷயத்தில் நட்சத்திரத்தின் சுழற்சி காலம் அதிகரிக்க வேண்டும் என்பது மிகவும் வெளிப்படையானது. இருப்பினும், பல எக்ஸ்ரே பல்சர்களுக்கு, ரேடியோ பல்சர்கள் போலல்லாமல், பருப்புகளுக்கு இடையேயான காலம் காலப்போக்கில் குறைகிறது. இதன் பொருள் இங்கே பிரச்சினை சுழற்சியின் இயக்க ஆற்றல் அல்ல. எக்ஸ்ரே பல்சர்கள் எவ்வாறு வேலை செய்கின்றன?

அவர்கள் இரட்டை அமைப்புகளில் தங்களை வெளிப்படுத்துகிறார்கள் என்பதை நாங்கள் நினைவில் கொள்கிறோம். அங்கு திரட்டல் செயல்முறைகள் குறிப்பாக பயனுள்ளதாக இருக்கும். ஒரு நியூட்ரான் நட்சத்திரத்தின் மீது விழும் பொருளின் வேகமானது ஒளியின் வேகத்தில் மூன்றில் ஒரு பங்கை எட்டும் (வினாடிக்கு 100 ஆயிரம் கிலோமீட்டர்). பின்னர் ஒரு கிராம் பொருள் 1020 எர்ஜின் ஆற்றலை வெளியிடும். மேலும் 1037 erg/sec என்ற ஆற்றல் வெளியீட்டை உறுதி செய்ய, நியூட்ரான் நட்சத்திரத்தின் மீது பொருளின் ஓட்டம் வினாடிக்கு 1017 கிராம் இருக்க வேண்டும். இது, பொதுவாக, மிக அதிகமாக இல்லை, ஆண்டுக்கு பூமியின் நிறை ஆயிரத்தில் ஒரு பங்கு.

பொருள் சப்ளையர் ஆப்டிகல் துணையாக இருக்கலாம். ஒரு வாயு ஓட்டம் அதன் மேற்பரப்பின் ஒரு பகுதியிலிருந்து நியூட்ரான் நட்சத்திரத்தை நோக்கி தொடர்ந்து பாயும். இது நியூட்ரான் நட்சத்திரத்தைச் சுற்றி உருவாகும் திரட்சி வட்டுக்கு ஆற்றல் மற்றும் பொருள் இரண்டையும் வழங்கும்.

ஒரு நியூட்ரான் நட்சத்திரம் ஒரு பெரிய காந்தப்புலத்தைக் கொண்டிருப்பதால், வாயு காந்தப்புலக் கோடுகளுடன் துருவங்களை நோக்கி "பாயும்". ஒரு கிலோமீட்டர் அளவுள்ள ஒப்பீட்டளவில் சிறிய "புள்ளிகளில்", சக்திவாய்ந்த எக்ஸ்ரே கதிர்வீச்சை உருவாக்கும் பிரமாண்ட அளவிலான செயல்முறைகள் நடைபெறுகின்றன. பல்சரின் காந்தப்புலத்தில் நகரும் சார்பியல் மற்றும் சாதாரண எலக்ட்ரான்களால் எக்ஸ்-கதிர்கள் உமிழப்படுகின்றன. அதன் மீது விழும் வாயு அதன் சுழற்சியை "உணவளிக்க" முடியும். அதனால்தான் துல்லியமாக எக்ஸ்ரே பல்சர்களில் சுழற்சி காலத்தில் குறைவு பல நிகழ்வுகளில் காணப்படுகிறது.

எக்ஸ்ரே மூலங்கள் சேர்க்கப்பட்டுள்ளன இரட்டை அமைப்புகள், விண்வெளியில் மிகவும் குறிப்பிடத்தக்க நிகழ்வுகளில் ஒன்றாகும். அவற்றில் சில உள்ளன, ஒருவேளை நமது கேலக்ஸியில் நூற்றுக்கு மேல் இல்லை, ஆனால் அவற்றின் முக்கியத்துவம் பார்வையில் இருந்து மட்டுமல்ல, குறிப்பாக வகை I ஐப் புரிந்துகொள்வதற்கும் மிகப்பெரியது. பைனரி அமைப்புகள் மிகவும் இயற்கையான மற்றும் திறமையான வழியை நட்சத்திரத்திலிருந்து நட்சத்திரத்திற்குப் பாயும் வழியை வழங்குகின்றன, மேலும் இங்கே (நட்சத்திரங்களின் நிறை ஒப்பீட்டளவில் விரைவான மாற்றம் காரணமாக) நாம் சந்திக்கலாம். பல்வேறு விருப்பங்கள்"முடுக்கப்பட்ட" பரிணாமம்.

மற்றொரு சுவாரஸ்யமான கருத்து. ஒரு நட்சத்திரத்தின் வெகுஜனத்தை மதிப்பிடுவது எவ்வளவு கடினம், கிட்டத்தட்ட சாத்தியமற்றது என்பதை நாம் அறிவோம். ஆனால் நியூட்ரான் நட்சத்திரங்கள் பைனரி அமைப்புகளின் ஒரு பகுதியாக இருப்பதால், விரைவில் அல்லது பின்னர் அனுபவபூர்வமாக (இது மிகவும் முக்கியமானது!) நியூட்ரான் நட்சத்திரத்தின் அதிகபட்ச வெகுஜனத்தை தீர்மானிக்க முடியும், அத்துடன் அதன் தோற்றம் பற்றிய நேரடி தகவலைப் பெறலாம். .

அறிமுகம்

அதன் வரலாறு முழுவதும், மனிதகுலம் பிரபஞ்சத்தைப் புரிந்துகொள்ள முயற்சிப்பதை நிறுத்தவில்லை. பிரபஞ்சம் என்பது இருக்கும் எல்லாவற்றின் முழுமை, இந்த துகள்களுக்கு இடையிலான இடைவெளியின் அனைத்து பொருள் துகள்கள். நவீன யோசனைகளின்படி, பிரபஞ்சத்தின் வயது சுமார் 14 பில்லியன் ஆண்டுகள்.

பிரபஞ்சத்தின் புலப்படும் பகுதியின் அளவு தோராயமாக 14 பில்லியன் ஒளி ஆண்டுகள் ஆகும் (ஒரு ஒளி ஆண்டு என்பது ஒளி ஒரு வருடத்தில் வெற்றிடத்தில் பயணிக்கும் தூரம்). சில விஞ்ஞானிகள் பிரபஞ்சத்தின் அளவை 90 பில்லியன் ஒளி ஆண்டுகள் என மதிப்பிடுகின்றனர். இவ்வளவு பெரிய தூரங்களை இயக்குவதற்கு வசதியாக, பார்செக் எனப்படும் மதிப்பு பயன்படுத்தப்படுகிறது. பார்செக் என்பது பூமியின் சுற்றுப்பாதையின் சராசரி ஆரம், பார்வைக் கோட்டிற்கு செங்குத்தாக, ஒரு ஆர்க்செகண்ட் கோணத்தில் தெரியும் தூரம். 1 பார்செக் = 3.2616 ஒளி ஆண்டுகள்.

பிரபஞ்சத்தில் ஏராளமான வெவ்வேறு பொருள்கள் உள்ளன, அவற்றின் பெயர்கள் கிரகங்கள் மற்றும் செயற்கைக்கோள்கள், நட்சத்திரங்கள், கருந்துளைகள் போன்ற பலருக்குத் தெரிந்திருக்கும். நட்சத்திரங்கள் அவற்றின் பிரகாசம், அளவு, வெப்பநிலை மற்றும் பிற அளவுருக்களில் மிகவும் வேறுபட்டவை. நட்சத்திரங்களில் வெள்ளை குள்ளர்கள், நியூட்ரான் நட்சத்திரங்கள், ராட்சதர்கள் மற்றும் சூப்பர்ஜெயண்ட்கள், குவாசர்கள் மற்றும் பல்சர்கள் போன்ற பொருட்கள் அடங்கும். விண்மீன் திரள்களின் மையங்கள் குறிப்பாக ஆர்வமாக உள்ளன. நவீன யோசனைகளின்படி, விண்மீனின் மையத்தில் அமைந்துள்ள பொருளின் பங்கிற்கு கருந்துளை பொருத்தமானது. கருந்துளைகள் நட்சத்திரங்களின் பரிணாம வளர்ச்சியின் தயாரிப்புகள், அவற்றின் பண்புகளில் தனித்துவமானது. கருந்துளைகளின் இருப்பின் சோதனை நம்பகத்தன்மை பொது சார்பியல் கோட்பாட்டின் செல்லுபடியாகும்.

விண்மீன் திரள்கள் தவிர, பிரபஞ்சம் நெபுலாக்களால் (தூசி, வாயு மற்றும் பிளாஸ்மாவைக் கொண்ட நட்சத்திரங்களுக்கு இடையேயான மேகங்கள்), முழு பிரபஞ்சத்தையும் ஊடுருவிச் செல்லும் காஸ்மிக் மைக்ரோவேவ் பின்னணி கதிர்வீச்சு மற்றும் பிற சிறிய ஆய்வு செய்யப்பட்ட பொருட்களால் நிரம்பியுள்ளது.

நியூட்ரான் நட்சத்திரங்கள்

நியூட்ரான் நட்சத்திரம் என்பது ஒரு வானியல் பொருளாகும், இது நட்சத்திரங்களின் பரிணாம வளர்ச்சியின் இறுதி தயாரிப்புகளில் ஒன்றாகும், இது முக்கியமாக கனமான அணுக்கருக்கள் மற்றும் எலக்ட்ரான்களின் வடிவத்தில் ஒப்பீட்டளவில் மெல்லிய (? 1 கிமீ) மேலோடு மூடப்பட்ட நியூட்ரான் மையத்தைக் கொண்டுள்ளது. நியூட்ரான் நட்சத்திரங்களின் நிறை சூரியனின் வெகுஜனத்துடன் ஒப்பிடத்தக்கது, ஆனால் வழக்கமான ஆரம் 10-20 கிலோமீட்டர்கள் மட்டுமே. எனவே, அத்தகைய நட்சத்திரத்தின் பொருளின் சராசரி அடர்த்தி அணுக்கருவின் அடர்த்தியை விட பல மடங்கு அதிகமாகும் (கனமான அணுக்களுக்கு சராசரியாக 2.8 * 1017 கிலோ/மீ?). நியூட்ரான் நட்சத்திரத்தின் மேலும் ஈர்ப்பு சுருக்கமானது நியூட்ரான்களின் தொடர்பு காரணமாக எழும் அணுக்கருப் பொருளின் அழுத்தத்தால் தடுக்கப்படுகிறது.

பல நியூட்ரான் நட்சத்திரங்கள் மிக அதிகமாக உள்ளன அதிக வேகம்சுழற்சி, வினாடிக்கு ஆயிரம் புரட்சிகள் வரை. சூப்பர்நோவா வெடிப்பின் போது நியூட்ரான் நட்சத்திரங்கள் பிறக்கின்றன என்று நம்பப்படுகிறது.

உள்ள ஈர்ப்பு விசைகள் நியூட்ரான் நட்சத்திரங்கள்சிதைந்த நியூட்ரான் வாயுவின் அழுத்தத்தால் சமநிலைப்படுத்தப்படுகிறது, நியூட்ரான் நட்சத்திரத்தின் நிறை அதிகபட்ச மதிப்பு ஓப்பன்ஹைமர்-வோல்கோவ் வரம்பால் அமைக்கப்படுகிறது, இதன் எண் மதிப்பு, பொருளின் நிலையின் (இன்னும் மோசமாக அறியப்பட்ட) சமன்பாட்டைப் பொறுத்தது. நட்சத்திரத்தின் மையப்பகுதி. அடர்த்தியில் இன்னும் அதிக அதிகரிப்புடன், நியூட்ரான் நட்சத்திரங்கள் குவார்க்குகளாக சிதைவது சாத்தியமாகும் என்று கோட்பாட்டு வளாகங்கள் உள்ளன.

நியூட்ரான் நட்சத்திரங்களின் மேற்பரப்பில் உள்ள காந்தப்புலம் 1012-1013 ஜி மதிப்பை அடைகிறது (காஸ் என்பது காந்த தூண்டலின் அளவீட்டு அலகு), மேலும் இது பல்சர்களின் ரேடியோ உமிழ்வுக்கு காரணமான நியூட்ரான் நட்சத்திரங்களின் காந்த மண்டலங்களில் உள்ள செயல்முறைகள் ஆகும். 1990 களில் இருந்து, சில நியூட்ரான் நட்சத்திரங்கள் காந்தப்புலங்களாக அடையாளம் காணப்பட்டுள்ளன - 1014 காஸ் அல்லது அதற்கு மேற்பட்ட வரிசையின் காந்தப்புலங்களைக் கொண்ட நட்சத்திரங்கள். அத்தகைய புலங்கள் (4.414 1013 G இன் "முக்கியமான" மதிப்பைத் தாண்டியது, ஒரு காந்தப்புலத்துடன் எலக்ட்ரானின் தொடர்பு ஆற்றல் அதன் ஓய்வு ஆற்றலை மீறுகிறது) தரமான புதிய இயற்பியலை அறிமுகப்படுத்துகிறது, ஏனெனில் குறிப்பிட்ட சார்பியல் விளைவுகள், இயற்பியல் வெற்றிடத்தின் துருவமுனைப்பு போன்றவை. குறிப்பிடத்தக்கதாக ஆக.

நியூட்ரான் நட்சத்திரங்களின் வகைப்பாடு

இரண்டு முக்கிய அளவுருக்கள் நியூட்ரான் நட்சத்திரங்கள் சுற்றியுள்ள பொருளுடன் தொடர்பு கொள்கின்றன மற்றும் அதன் விளைவாக, அவற்றின் அவதானிப்பு வெளிப்பாடுகள் சுழற்சி காலம் மற்றும் காந்தப்புலத்தின் அளவு. காலப்போக்கில், நட்சத்திரம் அதன் சுழற்சி ஆற்றலை செலவழிக்கிறது, மேலும் அதன் சுழற்சி காலம் அதிகரிக்கிறது. காந்தப்புலமும் பலவீனமடைகிறது. இந்த காரணத்திற்காக, ஒரு நியூட்ரான் நட்சத்திரம் அதன் வாழ்நாளில் அதன் வகையை மாற்ற முடியும்.

எஜெக்டர் (ரேடியோ பல்சர்) - வலுவான காந்தப்புலங்கள் மற்றும் குறுகிய சுழற்சி காலம். IN எளிமையான மாதிரிகாந்த மண்டலம், காந்தப்புலம் திடமாக சுழல்கிறது, அதாவது, அதே கோண வேகம், இது நியூட்ரான் நட்சத்திரத்தைப் போன்றது. ஒரு குறிப்பிட்ட ஆரத்தில், புலத்தின் சுழற்சியின் நேரியல் வேகம் ஒளியின் வேகத்தை நெருங்குகிறது. இந்த ஆரம் ஒளி உருளையின் ஆரம் என்று அழைக்கப்படுகிறது. இந்த ஆரத்திற்கு அப்பால், ஒரு சாதாரண இருமுனை புலம் இருக்க முடியாது, எனவே இந்த கட்டத்தில் புல வலிமை கோடுகள் உடைந்துவிடும். காந்தப்புலக் கோடுகளில் நகரும் சார்ஜ் செய்யப்பட்ட துகள்கள் நியூட்ரான் நட்சத்திரத்தை அத்தகைய பாறைகள் வழியாக விட்டுவிட்டு முடிவிலிக்கு பறந்து செல்லும். இந்த வகை நியூட்ரான் நட்சத்திரம் ரேடியோ வரம்பில் வெளியிடும் சார்பியல் சார்ஜ் துகள்களை வெளியேற்றுகிறது (வெளியேற்றுகிறது). ஒரு பார்வையாளருக்கு, வெளியேற்றிகள் ரேடியோ பல்சர்கள் போல இருக்கும்.

ப்ரொப்பல்லர் - துகள்களை வெளியேற்றுவதற்கு சுழற்சி வேகம் போதுமானதாக இல்லை, எனவே அத்தகைய நட்சத்திரம் ரேடியோ பல்சராக இருக்க முடியாது. இருப்பினும், அது இன்னும் பெரியதாக உள்ளது, மேலும் காந்தப்புலத்தால் கைப்பற்றப்பட்ட நியூட்ரான் நட்சத்திரத்தைச் சுற்றியுள்ள விஷயம் விழ முடியாது, அதாவது, பொருளின் திரட்டல் ஏற்படாது. இந்த வகை நியூட்ரான் நட்சத்திரங்கள் கிட்டத்தட்ட காணக்கூடிய வெளிப்பாடுகள் இல்லை மற்றும் மோசமாக ஆய்வு செய்யப்படுகின்றன.

அக்ரேட்டர் (எக்ஸ்-ரே பல்சர்) - சுழற்சி வேகம் குறைக்கப்பட்டது, இப்போது எதுவும் அத்தகைய நியூட்ரான் நட்சத்திரத்தின் மீது விழுவதைத் தடுக்கிறது. பிளாஸ்மா, விழுந்து, காந்தப்புலக் கோடுகளுடன் நகர்கிறது மற்றும் நியூட்ரான் நட்சத்திரத்தின் துருவங்களின் பகுதியில் ஒரு திடமான மேற்பரப்பைத் தாக்கி, பல்லாயிரக்கணக்கான டிகிரி வரை வெப்பமடைகிறது. அத்தகைய ஒரு பொருள் சூடு உயர் வெப்பநிலை, எக்ஸ்ரே வரம்பில் ஒளிர்கிறது. நட்சத்திரத்தின் மேற்பரப்பில் விழும் பொருள் மோதும் பகுதி மிகவும் சிறியது - சுமார் 100 மீட்டர் மட்டுமே. நட்சத்திரத்தின் சுழற்சியின் காரணமாக, இந்த ஹாட் ஸ்பாட் அவ்வப்போது பார்வையில் இருந்து மறைந்துவிடும், இது பார்வையாளர் துடிப்புகளாக உணர்கிறது. இத்தகைய பொருட்கள் எக்ஸ்ரே பல்சர்கள் என்று அழைக்கப்படுகின்றன.

ஜியோரோடேட்டர் - அத்தகைய நியூட்ரான் நட்சத்திரங்களின் சுழற்சி வேகம் குறைவாக உள்ளது மற்றும் திரட்டலைத் தடுக்காது. ஆனால் காந்த மண்டலத்தின் அளவு பிளாஸ்மா புவியீர்ப்பு விசையால் கைப்பற்றப்படுவதற்கு முன்பு காந்தப்புலத்தால் நிறுத்தப்படும். பூமியின் காந்த மண்டலத்தில் இதேபோன்ற வழிமுறை செயல்படுகிறது, அதனால்தான் இந்த வகை அதன் பெயரைப் பெற்றது.

நியூட்ரான் நட்சத்திரம்
நியூட்ரான் நட்சத்திரம்

நியூட்ரான் நட்சத்திரம் - சூப்பர்நோவா வெடிப்பின் விளைவாக உருவான அதி அடர்த்தியான நட்சத்திரம். நியூட்ரான் நட்சத்திரத்தின் விஷயம் முக்கியமாக நியூட்ரான்களைக் கொண்டுள்ளது.
ஒரு நியூட்ரான் நட்சத்திரம் அணுக்கரு அடர்த்தி (10 14 -10 15 g/cm 3) மற்றும் 10-20 கிமீ ஆரம் கொண்டது. நியூட்ரான் நட்சத்திரத்தின் மேலும் ஈர்ப்பு சுருக்கமானது நியூட்ரான்களின் தொடர்பு காரணமாக எழும் அணுக்கருப் பொருளின் அழுத்தத்தால் தடுக்கப்படுகிறது. சிதைந்த குறிப்பிடத்தக்க அடர்த்தியான நியூட்ரான் வாயுவின் இந்த அழுத்தம் புவியீர்ப்பு சரிவிலிருந்து 3M வரை வெகுஜனங்களை வைத்திருக்க முடியும்.

எனவே, நியூட்ரான் நட்சத்திரத்தின் நிறை (1.4-3)M வரம்பிற்குள் மாறுபடுகிறது.

அரிசி. 1. நிறை 1.5M மற்றும் R = 16 கிமீ ஆரம் கொண்ட நியூட்ரான் நட்சத்திரத்தின் குறுக்குவெட்டு. அடர்த்தி ρ நட்சத்திரத்தின் வெவ்வேறு பகுதிகளில் g/cm 3 இல் குறிக்கப்படுகிறது.
நியூட்ரான் நட்சத்திரங்கள் என வகைப்படுத்தப்பட்ட சுமார் 1200 அறியப்பட்ட பொருள்கள் உள்ளன.
அவற்றில் சுமார் 1000 நமது விண்மீன் மண்டலத்தில் அமைந்துள்ளன. 1.5M நிறை மற்றும் 16 கிமீ ஆரம் கொண்ட நியூட்ரான் நட்சத்திரத்தின் அமைப்பு படம். 1: I - அடர்த்தியாக நிரம்பிய அணுக்களின் மெல்லிய வெளிப்புற அடுக்கு. மண்டலம் II என்பது அணுக்கருக்கள் மற்றும் சிதைந்த எலக்ட்ரான்களின் படிக லட்டு ஆகும். மண்டலம் III என்பது நியூட்ரான்களுடன் மிகைப்படுத்தப்பட்ட அணுக்கருக்களின் திடமான அடுக்கு ஆகும். IV - திரவ மையமானது, முக்கியமாக சிதைந்த நியூட்ரான்களைக் கொண்டுள்ளது. பகுதி V நியூட்ரான் நட்சத்திரத்தின் ஹாட்ரானிக் மையத்தை உருவாக்குகிறது. நியூக்ளியோன்களுக்கு கூடுதலாக, இது பியோன்கள் மற்றும் ஹைபரான்களைக் கொண்டிருக்கலாம். நியூட்ரான் நட்சத்திரத்தின் இந்த பகுதியில், நியூட்ரான் திரவத்தை திடமான படிக நிலைக்கு மாற்றுவது, பியோன் மின்தேக்கியின் தோற்றம் மற்றும் குவார்க்-குளுவான் மற்றும் ஹைபரான் பிளாஸ்மாவின் உருவாக்கம் ஆகியவை சாத்தியமாகும். நியூட்ரான் நட்சத்திரத்தின் கட்டமைப்பின் சில விவரங்கள் தற்போது தெளிவுபடுத்தப்படுகின்றன.நியூட்ரான் நட்சத்திரங்களைக் கண்டறியவும்

ஒளியியல் முறைகள்விஞ்ஞானிகள் சூரியனை விட இரண்டு மடங்கு நிறை கொண்ட ஒரு சாதனை நியூட்ரான் நட்சத்திரத்தை கண்டுபிடித்துள்ளனர், இது பல கோட்பாடுகளை மறுபரிசீலனை செய்ய கட்டாயப்படுத்தியது, குறிப்பாக நியூட்ரான் நட்சத்திரங்களின் அதி அடர்த்தியான பொருளுக்குள் "இலவச" குவார்க்குகள் இருக்கலாம் என்ற கோட்பாடு. நேச்சர் இதழில் வியாழக்கிழமை வெளியிடப்பட்ட ஒரு கட்டுரை.

ஒரு நியூட்ரான் நட்சத்திரம் என்பது ஒரு சூப்பர்நோவா வெடிப்பிற்குப் பிறகு எஞ்சியிருக்கும் ஒரு நட்சத்திரத்தின் "பிணம்" ஆகும். அதன் அளவு ஒரு சிறிய நகரத்தின் அளவை விட அதிகமாக இல்லை, ஆனால் பொருளின் அடர்த்தி ஒரு அணுக்கருவின் அடர்த்தியை விட 10-15 மடங்கு அதிகம் - நியூட்ரான் நட்சத்திரத்தின் பொருளின் "பிஞ்ச்" 500 மில்லியன் டன்களுக்கு மேல் எடையுள்ளதாக இருக்கிறது.

ஈர்ப்பு எலக்ட்ரான்களை புரோட்டான்களாக "அழுத்துகிறது", அவற்றை நியூட்ரான்களாக மாற்றுகிறது, அதனால்தான் நியூட்ரான் நட்சத்திரங்கள் அவற்றின் பெயரைப் பெறுகின்றன. சமீப காலம் வரை, விஞ்ஞானிகள் ஒரு நியூட்ரான் நட்சத்திரத்தின் நிறை இரண்டு சூரிய வெகுஜனங்களுக்கு மேல் இருக்க முடியாது என்று நம்பினர், இல்லையெனில் புவியீர்ப்பு நட்சத்திரத்தை கருந்துளைக்குள் "சரிந்துவிடும்". நியூட்ரான் நட்சத்திரங்களின் உட்புறத்தின் நிலை பெரும்பாலும் மர்மமாகவே உள்ளது. எடுத்துக்காட்டாக, நியூட்ரான் நட்சத்திரத்தின் மையப் பகுதிகளில் "இலவச" குவார்க்குகள் மற்றும் K-மெசான்கள் மற்றும் ஹைபரான்கள் போன்ற அடிப்படைத் துகள்கள் இருப்பது விவாதிக்கப்படுகிறது.

இந்த ஆய்வின் ஆசிரியர்கள், தேசிய வானொலி ஆய்வகத்தைச் சேர்ந்த பால் டெமோரெஸ்ட் தலைமையிலான அமெரிக்க விஞ்ஞானிகள் குழு, இரட்டை நட்சத்திரமான J1614-2230, பூமியிலிருந்து மூவாயிரம் ஒளி ஆண்டுகள், அதன் கூறுகளில் ஒன்று நியூட்ரான் நட்சத்திரம் மற்றும் மற்றொன்று வெள்ளை குள்ளமானது. .

இந்த வழக்கில், ஒரு நியூட்ரான் நட்சத்திரம் ஒரு பல்சர் ஆகும், அதாவது, நட்சத்திரத்தின் சுழற்சியின் விளைவாக ரேடியோ உமிழ்வின் குறுகலான இயக்கப்பட்ட பாய்வுகளை உமிழும் ஒரு நட்சத்திரம், ரேடியோ தொலைநோக்கிகளைப் பயன்படுத்தி பூமியின் மேற்பரப்பில் இருந்து கதிர்வீச்சின் பாய்ச்சலைக் கண்டறிய முடியும்; வெவ்வேறு நேர இடைவெளியில்.

வெள்ளை குள்ளன் மற்றும் நியூட்ரான் நட்சத்திரம் ஒன்றுடன் ஒன்று சுழலும். இருப்பினும், ஒரு நியூட்ரான் நட்சத்திரத்தின் மையத்திலிருந்து ஒரு ரேடியோ சிக்னல் கடந்து செல்லும் வேகம் வெள்ளை குள்ளனின் ஈர்ப்பு விசையால் பாதிக்கப்படுகிறது; விஞ்ஞானிகள், பூமியில் ரேடியோ சிக்னல்களின் வருகை நேரத்தை அளவிடுவதன் மூலம், சமிக்ஞை தாமதத்திற்கு "பொறுப்பான" பொருளின் வெகுஜனத்தை துல்லியமாக தீர்மானிக்க முடியும்.

"இந்த அமைப்பில் நாங்கள் மிகவும் அதிர்ஷ்டசாலிகள். வேகமாகச் சுழலும் பல்சர் சுற்றுப்பாதையில் இருந்து வரும் சமிக்ஞையை நமக்குத் தருகிறது. மேலும், நமது வெள்ளைக் குள்ளமானது இந்த வகை நட்சத்திரங்களுக்கு மிகவும் பெரியது. இந்த தனித்துவமான கலவையானது நம்மை முழுமையாகப் பயன்படுத்த அனுமதிக்கிறது. ஷாபிரோ விளைவு (சிக்னலின் ஈர்ப்பு தாமதம்) மற்றும் அளவீடுகளை எளிதாக்குகிறது," என்று கட்டுரையின் ஆசிரியர்களில் ஒருவரான ஸ்காட் ரான்சம் கூறுகிறார்.

பைனரி அமைப்பு J1614-2230 என்பது கிட்டத்தட்ட விளிம்பில், அதாவது சுற்றுப்பாதை விமானத்தில் காணக்கூடிய வகையில் அமைந்துள்ளது. இது அதன் அங்கமான நட்சத்திரங்களின் வெகுஜனங்களை துல்லியமாக அளவிடுவதை எளிதாக்குகிறது.

இதன் விளைவாக, பல்சரின் நிறை 1.97 சூரிய வெகுஜனங்களுக்கு சமமாக மாறியது, இது நியூட்ரான் நட்சத்திரங்களுக்கான சாதனையாக மாறியது.

"இந்த வெகுஜன அளவீடுகள், நியூட்ரான் நட்சத்திரத்தின் மையப்பகுதியில் குவார்க்குகள் இருந்தால், அவை "இலவசமாக" இருக்க முடியாது, ஆனால் பெரும்பாலும் "சாதாரண" ஒன்றை விட மிகவும் வலுவாக ஒருவருக்கொருவர் தொடர்பு கொள்ள வேண்டும் என்று கூறுகின்றன. அணுக்கருக்கள்", இந்த பிரச்சினையில் பணிபுரியும் வானியற்பியல் நிபுணர்களின் குழுவின் தலைவர், அரிசோனா மாநில பல்கலைக்கழகத்தைச் சேர்ந்த ஃபெரியல் ஓசெல் விளக்குகிறார்.

"நியூட்ரான் நட்சத்திரத்தின் நிறை போன்ற எளிமையான ஒன்று இயற்பியல் மற்றும் வானியல் துறைகளில் பலவற்றைச் சொல்ல முடியும் என்பது எனக்கு ஆச்சரியமாக இருக்கிறது" என்று ரான்சம் கூறுகிறார்.

ஸ்டெர்ன்பெர்க் மாநில வானியல் நிறுவனத்தைச் சேர்ந்த வானியல் இயற்பியலாளர் செர்ஜி போபோவ், நியூட்ரான் நட்சத்திரங்களின் ஆய்வு வழங்க முடியும் என்று குறிப்பிடுகிறார். முக்கிய தகவல்பொருளின் அமைப்பு பற்றி.

"பூமிக்குரிய ஆய்வகங்களில், அணு அடர்த்தியை விட அதிக அடர்த்தியில் உள்ள பொருளைப் படிப்பது சாத்தியமில்லை, அதிர்ஷ்டவசமாக, இது எவ்வாறு செயல்படுகிறது என்பதைப் புரிந்துகொள்வதற்கு இது மிகவும் முக்கியமானது அடர்த்தியான பொருள்நியூட்ரான் நட்சத்திரங்களின் ஆழத்தில் உள்ளது. இந்த பொருளின் பண்புகளைத் தீர்மானிக்க, கருந்துளையாக மாறாமல் நியூட்ரான் நட்சத்திரம் எவ்வளவு அதிகபட்ச எடையைக் கொண்டிருக்க முடியும் என்பதைக் கண்டுபிடிப்பது மிகவும் முக்கியம், ”என்று போபோவ் RIA நோவோஸ்டியிடம் கூறினார்.