Fandom

Science Wiki

Νετρονιακός Αστέρας

63.276pages on
this wiki
Add New Page
Talk1 Share

Ad blocker interference detected!


Wikia is a free-to-use site that makes money from advertising. We have a modified experience for viewers using ad blockers

Wikia is not accessible if you’ve made further modifications. Remove the custom ad blocker rule(s) and the page will load as expected.

Νετρονιακός Αστήρ

Neutron star, Νετρονικός Αστέρας, Αστέρας Νετρονίων


Stars-Spectral-Types-02-goog.png

Αστρική Κύρια Ακολουθία
Ειδικοί Φασματικοί Αστέρες Ειδικοί Αστέρες

Main-Sequence-02-goog.jpg

Αστροφυσική
Αστρική Εξέλιξη Ειδικοί Αστέρες
Νεφέλωμα (Nebula) Πρωταστέρας (Protostar)
Δι-υπέρ-Γίγας Αστέρας (Hypergiant Star)
(Type: O)
Υπερ-Γίγας Αστέρας (Supergiant Star)
(Type: I)
Λαμπρός Γίγας Αστέρας (Bright Giant Star)
(Type: II)
Γίγας Αστέρας (Giant Star)
(Type: III)
Υπο-Γίγας Αστέρας (Subgiant Star)
(Type: IV)
Νάνος Αστέρας (Dwarf Star)
(Type: V)
Υπο-Νάνος Αστέρας (Subdwarf Star)
(Type: VI)
Λευκός Νάνος Αστέρας (White Dwarf Star)
(Type: VI)

Κυανός Γίγας Αστέρας (Blue Giant Star) Ερυθρός Γίγας Αστέρας (Red Giant Star) Κυανός Νάνος Αστέρας (Blue Dwarf Star) Ερυθρός Νάνος Αστέρας (Red Dwarf Star) Καστανός Νάνος Αστέρας (Brown Dwarf Star) Μέλας Νάνος Αστέρας (Black Dwarf Star)
Μεταβλητός Αστέρας (Variable star)
Καινοφανής Αστέρας (Nova Star) Υπερκαινοφανής Αστέρας (Super Nova Star)
Νετρονικός Αστέρας (Neutron Star) Κυρκονικός Αστέρας (Quark Star) Λεπτονικός Αστέρας (Electroweak Star) Βοσονικός Αστέρας (Boson Star) Πρεονικός Αστέρας (Preon Star)
Βαρυταστέρας (Gravastar) Μαγναστέρας (Magnetar)
Σκοτεινός Ενεργειακός Αστέρας
(Dark Energy Star)
Σκοτεινός Υλικός Αστέρας
(Dark Matter Star)

Σιδηραστέρας (Iron Star) Αστέρας Planck (Planck Star)
Φαιά Οπή (Gray Hole) Μελανή Οπή (Black Hole) Αστρική Μελανή Οπή (Stellar Black Hole)

Stars-Neutron-01-goog.jpg

Αστέρας Νετρονίων.

Stars-Neutron-02-goog.jpg

Αστέρας Νετρονίων.

Stars-Neutron-03-goog.jpeg

Αστέρας Νετρονίων.

Stars-Neutron-05-goog.jpg

Αστέρας Νετρονίων.

Stars-Neutron-06-goog.gif

Αστέρας Νετρονίων.

Stars-Neutron-07-goog.jpg

Αστέρας Νετρονίων.

Stars-Neutron-08-goog.jpg

Αστέρας Νετρονίων.

Stars-Neutron-09-goog.jpg

Αστέρας Νετρονίων.

Stars-Neutron-10-goog.jpg

Αστέρας Νετρονίων.

Stars-Neutron-11-goog.jpg

Αστέρας Νετρονίων.

Supernova-06-goog.jpg

Υπερκαινοφανής
στο κέντρο
(ως υπόλειμμα της έκρηξης)
Νετρονικός Αστέρας

Spacetime-Curvation-goog.png

Χωροχρονική Στρέβλωση

- Αστέρας προερχόμενος από έκρηξη Υπερκαινοφανούς.

- Οι Αστέρες Νετρονίων χαρακτηρίζονται «αστρικά πτώματα».

ΕισαγωγήEdit

Είναι αυτό που απομένει όταν ένα άστρο αρκετά μεγάλης μάζας (μεγαλύτερης από το όριο Chandrasekhar) καταρρέει με μια μεγάλη έκρηξη, αφήνοντας πίσω του ένα απίθανα πυκνό υπόλειμμα - τόσο πυκνό όσο ο πυρήνας ενός ατόμου.

Η ύπαρξη των αστέρων νετρονίων προβλέφθηκε θεωρητικά την δεκαετία του '30, από δύο Αμερικανούς αστρονόμους, τον γερμανικής καταγωγής Walter Baade (1893 - 1960) και τον Ελβετικής καταγωγής Fritz Zwicky (1898 - 1974), μόλις δύο έτη μετά την πειραματική ανακάλυψη του νετρονίου από τον Sir James Chadwick . Η επιστημονική κοινότητα της εποχής αντέδρασε έντονα στις προτάσεις των δύο ερευνητών, καθώς ήταν αντίθετες με τις κρατούσες επιστημονικές απόψεις. To 1937, o George Gamov (1904 - 1968) απέδειξε ότι η διάμετρος ενός αστέρα νετρονίων με μάζα ίση με την ηλιακή θα ήταν μόνο 10 km. Αργότερα, η ύπαρξη αστέρων νετρονίων απεδείχθη θεωρητικά και από άλλους ερευνητές.

Η θεωρία φαίνεται ότι επαληθεύθηκε το 1967, με την ανακάλυψη των Pulsars (pulsating radio sourses) στο Campridge, από μία ομάδα Άγγλων αστρονόμων με επικεφαλής τον Antony Hewish (βραβείο Νόμπελ το 1974 για την ανακάλυψη αυτή) και κύρια ερευνήτρια την Joselyn S. Bell, που εκπονούσε τότε την διδακτορική της διατριβή. Η ανακάλυψη έγκειται στον εντοπισμό μιας παλλόμενης ραδιοπηγής στον αστερισμό της Αλώπεκος, με περίοδο παλμών 1.337 sec. Δυστυχώς, η συνεισφορά της Bell στην ανακάλυψη αυτή αποσιωπήθηκε, γεγονός που προκάλεσε την αντίδραση πολλών αστρονόμων.

Η πρώτη ερμηνεία που δόθηκε για τους pulsars ήταν ότι η εκπομπή των περιοδικών ραδιοπαλμών οφείλεται στην επαναλαμβανόμενη συστολή και διαστολή ενός άστρου. Αλλά το 1968, ο αστρονόμος Thomas Gold απέδειξε ότι οι pulsars είναι αστέρες νετρονίων με πολύ μεγάλη ταχύτητα περιστροφής. Η άποψη αυτή επιβεβαιώθηκε από τις παρατηρήσεις.

Οι ερευνητές πιστεύουν ότι κάθε αστέρας νετρονίων περιστρέφεται σε μικρή απόσταση γύρω από έναν άλλο, συνηθισμένο αστέρα. Το ισχυρό Βαρυτικό Πεδίο του Νετρονικού Αστέρα έλκει τα αέρια που σχηματίζουν την εξωτερική επιφάνεια του γείτονά του. Καθώς περιστρέφονται, επιταχύνονται και θερμαίνονται, τα αέρια εκπέμπουν ακτίνες Χ με ένα χαρακτηριστικό ρυθμό, ο οποίος «προδίδει» την παραμόρφωση του περιβάλλοντος χώρου.

ΔομήEdit

Ενας τυπικός αστέρας νετρονίων έχει διάμετρο μόλις 20 χιλιομέτρων, αλλά ζυγίζει περισσότερο από τον Ηλιο.

Η πυκνότητα τους είναι τεράστια, 10^{8} - 10^{13} Kgr/cm3, ενώ η θερμοκρασία στην επιφάνεια τους φτάνει τους 10^{6}Kelvin.

O υπολογισμός της κρίσιμης μάζας για τους αστέρες νετρονίων είναι δύσκολη υπόθεση καθόσον η συμπεριφορά της ύλης στις συνθήκες αυτές χρήζει περαιτέρω μελέτης.

Για έναν αστέρα αποτελούμενο εξ ολοκλήρου από νετρόνια η κρίσιμη μάζα υπολογίζεται σε 0.72 ηλιακές (Θεώρηση Fermi) ενώ οι Cameron-Tsuruta την υπολογίζουν σε 1.6 - 2.0 ηλιακές μάζες.

Οι αστέρες νετρονίων παρουσιάζουν πολύ μεγάλη ταχύτητα περιστροφής η οποία εύκολα εκτιμάται με χρήση της Αρχής Διατήρησης της Στροφορμής, αν ο αστέρας θεωρηθεί ως μία ομογενής σφαίρα.

Το μαγνητικό πεδίο τους είναι ιδαίτερα ισχυρό και εκτιμάται στα 1010 Gauss, τρισεκατομμύρια φορές ισχυρότερο από το μαγνητικό πεδίο του Ήλιου, και παράγει περιοδικούς παλμούς ισχυρών ραδιοκυμάτων.

Η Eξέλιξη ενός Αστέρα σε ΝετρονιακόEdit

Κατά τη διάρκεια της εξέλιξής του, ένας αστέρας με μάζα μεγαλύτερη από το όριο Chandrasekhar, που έχει εξαντλήσει τα πυρηνικά του καύσιμα, κάτω από ορισμένες προϋποθέσεις μπορεί να βρεθεί σε μία κατάσταση όπου ο πυρήνας του να αποτελείται μόνο από νετρόνια και ταυτόχρονα η κατάρρευσή του να συνεχίζεται.

Συγκεκριμένα, σε ένα μεγάλο Αστέρα, η θερμοκρασία στον πυρήνα λόγω της βαρυτικής κατάρρευσης, μπορεί να ανέλθει στους 106, οπότε αρχίζουν οι θερμοπυρηνικές αντιδράσεις του Άνθρακα (C), συντίθεται διαδοχικά βαρύτεροι πυρήνες στοιχείων, καταλήγοντας στον αδρανή Σίδηρο (26Fe56).

Σε αυτό το σημείο και καθώς έχουν εξαντληθεί οι διαθέσιμες πηγές ενέργειας, η υδροστατική ισορροπία διαταράσσεται, και αρχίζει μια νέα διαδικασία βαρυτικής κατάρρευσης που παρασύρει τις επιφανειακές στοιβάδες. Ελαφρά στοιχεία φθάνουν στο ιδιαίτερα θερμό κέντρο του Αστέρα, με αποτέλεσμα να συμβαίνουν πάρα πολλές αντιδράσεις που παράγουν πολύ πρισσότερο βαρέα μέταλλα.

Ένα τεράστιο κρουστικό κύμα γεννιέται σε αυτό το στάδιο το οποίο, διαδιδόμενο προς τα έξω, προκαλεί μία ιδιαίτερα βίαιη έκρηξη με απότομη εκτίναξη μεγάλης ποσότητας ύλης στον μεσοαστρικό χώρο. Πρόκειται για μια έκρηξη υπερκαινοφανούς (supernova), το πλέον κατακλυσμικό φαινόμενο που συμβαίνει στην Σύγχρονη Εποχή στο Σύμπαν.

Αν η μάζα του αστέρα μετά την έκρηξη κυμαίνεται μεταξύ 1.4 και 3.2 ηλιακών μαζών τότε το κεντρικό τμήμα του συνεχίζει να συστέλλεται και η εναπομείνασα ύλη συμπιέζεται τόσο πολύ, ώστε καταλήγει σε πυκνότητα πολύ μεγαλύτερη από αυτήν των λευκών νάνων.

Στην περίπτωση αυτή η νευτώνεια θεώρηση περί βαρύτητας παύει πλέον να επαρκεί, οπότε η εξίσωση υδροστατικής ισορροπίας του αστέρα αντικαθίσταται από ακριβέστερη σχετικιστική, με τη βοήθεια της Γενικής Θεωρίας της Σχετικότητας.

Τα ηλεκτρόνια επιταχύνονται σε σχετικιστικές ταχύτητες και ενώνονται με τα πρωτόνια σχηματίζοντας νετρόνια (p + e → n + ν). Τα νετρίνα που παράγονται διαφεύγουν από τον αστέρα οπότε το εσωτερικό του πλέον αποτελείται μόνο από ένα εκφυλισμένο αέριο νετρονίων (αέριο το οποίο δεν υπακούει στους νόμους των τέλειων αερίων) ενώ φυσικά στην επιφάνειά του κυριαρχούν τα πρωτόνια και τα ηλεκτρόνια.

Όμως τα νετρόνια είναι φερμιόνια, δηλαδή υπόκεινται στην απαγορευτική αρχή του Pauli. Συνεπώς οι αστέρες νετρονίων ισορροπούν εξ αιτίας της "Πίεσης των Εκφυλισμένων Νετρονίων".

Αστρική ΕξέλιξηEdit

Δεν παρουσιάζουν περαιτέρω εξέλιξη. Εφόσον έχουν εξαντλήσει τα ενεργειακά τους αποθέματα, απλά συνεχίζουν να ψύχονται και στο τέλος σβήνουν εντελώς. . Στη πορεία της αστρικής εξέλιξης οι αστέρες νετρονίων τοποθετούνται ένα βήμα πριν τις μελανές οπές.

Μελανή ΟπήEdit

Αν ο αρχικός αστέρας είναι ακόμη μεγαλύτερος, μπορεί να εξελιχθεί, μετά τον «θάνατό του», όχι σε αστέρα νετρονίων αλλά σε μαύρη τρύπα, ένα ακόμη περισσότερο εξωτικό ουράνιο σώμα, όπου η Βαρυτική Κατάρρευση συνεχίζεται ακόμη περισσότερο, με αποτέλεσμα η τρομακτικά υψηλή πυκνότητα της Μελανής Οπής να δημιουργήσει ένα ισχυρότατο Βαρυτικό Πεδίο που αιχμαλωτίζει τα πάντα γύρω του, ακόμη και το ίδιο το φως.

ΥποσημειώσειςEdit

Εσωτερική ΑρθρογραφίαEdit

ΒιβλιογραφίαEdit

ΙστογραφίαEdit


Ikl.jpg Κίνδυνοι ΧρήσηςIkl.jpg

Αν και θα βρείτε εξακριβωμένες πληροφορίες
σε αυτήν την εγκυκλοπαίδεια
ωστόσο, παρακαλούμε να λάβετε σοβαρά υπ' όψη ότι
η "Sciencepedia" δεν μπορεί να εγγυηθεί, από καμιά άποψη,
την εγκυρότητα των πληροφοριών που περιλαμβάνει.

"Οι πληροφορίες αυτές μπορεί πρόσφατα
να έχουν αλλοιωθεί, βανδαλισθεί ή μεταβληθεί από κάποιο άτομο,
η άποψη του οποίου δεν συνάδει με το "επίπεδο γνώσης"
του ιδιαίτερου γνωστικού τομέα που σας ενδιαφέρει."

Πρέπει να λάβετε υπ' όψη ότι
όλα τα άρθρα μπορεί να είναι ακριβή, γενικώς,
και για μακρά χρονική περίοδο,
αλλά να υποστούν κάποιο βανδαλισμό ή ακατάλληλη επεξεργασία,
ελάχιστο χρονικό διάστημα, πριν τα δείτε.



Επίσης,
Οι διάφοροι "Εξωτερικοί Σύνδεσμοι (Links)"
(όχι μόνον, της Sciencepedia
αλλά και κάθε διαδικτυακού ιστότοπου (ή αλλιώς site)),
αν και άκρως απαραίτητοι,
είναι αδύνατον να ελεγχθούν
(λόγω της ρευστής φύσης του Web),
και επομένως είναι ενδεχόμενο να οδηγήσουν
σε παραπλανητικό, κακόβουλο ή άσεμνο περιεχόμενο.
Ο αναγνώστης πρέπει να είναι
εξαιρετικά προσεκτικός όταν τους χρησιμοποιεί.

- Μην κάνετε χρήση του περιεχομένου της παρούσας εγκυκλοπαίδειας
αν διαφωνείτε με όσα αναγράφονται σε αυτήν

IonnKorr-System-00-goog.png



>>Διαμαρτυρία προς την wikia<<

- Όχι, στις διαφημίσεις που περιέχουν απαράδεκτο περιεχόμενο (άσεμνες εικόνες, ροζ αγγελίες κλπ.)


Also on Fandom

Random Wiki