دانلود مقاله ستاره نوترونی

مقدمه شناخت ستاره نوترونی: هنگامی که ستاره پر جرمی به شکل ابر نواختر منفجر می‌شود، شاید هسته‌اش سالم بماند.

اگر هسته بین 1.4 تا 3 جرم خورشیدی باشد، جاذبه آن را فراتر از مرحله کوتوله سفید متراکم می‌کند تا اینکه پروتونها و الکترونها برای تشکیل نوترونها به یکدیگر فشرده شوند.

این نوع شیء سماوی ستاره نوترونی نامیده می‌شود.

وقتی که قطر ستاره‌ای 10 کیلومتر (6مایل) باشد، انقباضش متوقف می‌شود.

برخی از ستارگان نوترونی در زمین به شکل تپنده شناسایی می‌شوند که با چرخش خود ، 2 نوع اشعه منتشر می‌کنن فانوس دریایی ستاره‌ ای ستارگان نوترونی جوان بسرعت می‌چرخند و 2 پرتو نیرومند موج رادیویی که مرتباً در آسمان سیر می‌کنند منتشر می‌نمایند.

اگر پرتویی از کنار زمین بگذرد ممکن است بصورت تپشی منظم دیده شود.

چنان ستارگانی پالسار نامیده می‌شوند.

تحقیقات انجام یافته : از آنجا که اطلاعات در مورد ستارگان نوترونی اندک است، در سالهای اخیر تحقیقات زیادی بر روی این دسته از ستارگان انجام شده است.

در اواخر سال 2002 میلادی ، یک تیم تحقیقاتی وابسته به ناسا بسرپرستی خانم J.

Cotto مطالعاتی را در مورد یک ستارۀ نوترونی به همراه یک ستارۀ همدم به نام 0748676 EXO انجام داد.

این گروه برای مطالعه این ستارۀ دوتایی که در فاصله 30000 سال نوری از زمین قرار دارد، از یک ماهوارۀ مجهز به اشعه ایکس بهره برد.

(این ماهواره متعلق به آزانس فضایی اروپاست و XMMX- ray Multi Mirror نیوتن نام دارد( هدف این تحقیق تعیین ساختار ستارۀ نوترونی با استفاده از تأثیرات جاذبه زیاد ستاره بر روی نور بود.

با توجه به نظریه نسبیت عام نوری که از یک میدان جاذبه زیاد عبور کند، مقداری از انرژی خود را از دست می‌دهد.

÷این کاهش انرژی به صورت افزایش طول موج نور نمود پیدا می‌کنند.

به این پدیده انتقال به قرمز می‌گویند.

این گروه برای اولین بار انتقال به قرمز نور گذرنده از اتمسفر بسیار بسیار نازک یک ستارۀ نوترونی را اندازه گیری کردند.

جاذبه عظیم ستارۀ نوترونی باعث انتقال به قرمز نور می‌شود، که میزان آن به مقدار جرم ستاره و شعاع آن بستگی دارد.

تعیین مقادیر جرم و شعاع ستاره می‌تواند محققان را در یافتن فشار درونی ستاره یاری کند.

با آگاهی از فشار درونی ستاره منجمان می‌توانند حدس بزنند که داخل ستارۀ نوترونی فقط متشکل از نوترونهاست یا ذرات ناشناخته دیگر را نیز شامل می‌شود.

این گروه تحقیقاتی پس از انجام مطالعات و آزمایشات خود دریافتند که این ستاره تنها باید از نوترون تشکیل شده باشد و در حقیقت طبق مدلهای کوارکی ذرۀ دیگری جز نوترون در آن وجود ندارد.

در حین این مطالعه و برای بررسی تغییرات طیف پرتوهای ایکس یک منبع پرقدرت اشعه ایکس لازم بود .

انفجارهای هسته‌ای (Thermonuclear Blasts) که بر اثر جذب ستارۀ همدم توسط ستارۀ نوترونی ایجاد می‌شود.

همان منبع مورد نیاز برای تولید اشعه ایکس بود.

(ستارۀ نوترونی به سبب جرم زیاد و به طبع آن جاذبه قوی مواد ستارۀ همدم را بسوی خود جذب می‌کرد.) طیف پرتوهای X تولید شده پس از عبور از جو بسیار کم ستارۀ نوترونی که از اتمهای آهن فوق یونیزه شده تشکیل شده بود توسط ماهوارۀ XMM – نیوتن مورد بررسی قرار گرفتند.نکته قابل توجه این است که در آزمایشهای قبلی که توسط گروه دیگری انجام شده بود تحقیقات بر روی ستاره‌ای متمرکز بود که میدان مغناطیسی بزرگی داشت و چون میدان مغناطیسی نیز بر روی طیف نور تأثیر گذار است، تشخیص اثر نیروی جاذبه ستاره بر روی طیف نور بطور دقیق امکان پذیر نبود.

ولی ستارۀ مورد نظر در پروژۀ بعدی دارای میدان مغناطیسی ضعیفی بود که اثر آن از اثر نیروی جاذبه قابل تشخیص بود.

نکته ی قابل توجه این است که در آزمایشهای قبلی که توسط گروه دیگری انجام شده بود تحقیقات بر روی ستاره ای متمرکز بود که میدان مغناطیسی بزرگی داشت و چون میدان مغناطیسی نیز بر روی طیف نور تأثیر گذار است تشخیص اثر نیروی جاذبه ی ستاره بر روی طیف نور به طور دقیق امکان پذیر نبود.

ولی ستاره موردنظر در پروژه بعدی (که آن را توضیح دادیم) دارای میدان مغناطیسی ضعیفی بود که اثر آن از اثر نیروی جاذبه قابل تشخیص بود.

هر گاه واکنشهای هسته ای هسته ستاره متوقف شوند، ستاره به مرحله مرگ وارد و ساختارش ناپایدار می شود.

ستاره ای با جرم نسبتاً کم در طی میلیاردها سال، آهسته سوخت هسته ایش را می سوزاند، و سپس به غول سرخ تکامل می یابد.

سپس غول سرخ متلاشی می شود تا یک سحابی سیاره ای (پوسته منبسط شونده گازی) پیرامون یک کوتوله سفید تشکیل دهد.

ستاره ای با جرم زیاد، سوختش را سریعتر و فقط طی چند میلیون سال می سوزاند و سپس به یک ابر غول تکامل می یابد.

سپس در انفجاری بزرگ به نام ابرنواختر فوران می کند.

هسته باقیمانده، ستاره نوترونی یا حفره سیاه را تشکیل می دهد ستارگان کم جرم و پرجرم: ستارگان کم جرم کلیه ستارگان فرایند سنتز هسته ای را با گداخت هیدروژن در هسته شان برای تشکیل هلیوم آغاز می کنند.

هیدروژن ساده ترین و فراوانترین عنصر موجود است.

هنگامی که ستاره ای با جرمی کمتر از 10 جرم خورشیدی، هسته اش منقبض می شود.

توام با این انقباض، هسته حرارت می بیند و پوسته هیدروژنی پیرامون هسته را محترق می کند.

هنگامی که هیدروژن این پوسته برای تشکیل هلیوم گداخته می شود، هسته آنقدر داغ می شود که با گداخت هلیوم، کربن را تشکیل می دهد.

وقتی که هلیوم هسته به مصرف می رسد، واکنشهای هسته ای ستاره متوقف می شوند.

ستارگان پرجرم : در ستارگانی با جرم بیش از 10 جرم خورشیدی، مراحل اولیه سنتز هسته ای مشابه ستارگان کم جرم است.

ستارگان پر جرم سریعتر از ستارگان کم جرم سوخت هسته ایشان را مصرف می کنند زیرا دما و فشار هسته شان از ستارگان کم جرم بیشتر است ستاره های نوترونی در مورد ستاره های در حال انقباض با جرم بیش از M 4/1 ، فشار گاز الکترونی تبهگن نمی تواند بر جاذبه گرانشی غلبه کند.

ماده در هم شکسته می شود و به چنان چگالی های بالایی می رسد که واپاشی بتای معکوس به وقوع می پیوندد: توضیح این مطلب به این ترتیب است که : پروتونها و الکترونها به هم فشرده می شوند و نوترون به وجود آید؛ یک گاز نوترونی شکل می گیرد.

در چگالی ای در حدود kg/m3 10 قوانین کوانتوم در مورد نوترونها کاربرد پیدا می کنند و نوترونها به صورت یک گاز تبهگن در می آیند.

مشابه رفتاری که الکترونها در یک گاز الکترونی تبهگن از خود نشان می دهند، یک گاز نوترونی تبهگن تولید فشار داخلی کرده باعث تشکیل یک موجود پایدار می شود که همان ستاره نوترونی است .

چون مبادله حالت یک گاز نوترونی تبهگن تقریباً همان حالت یک گاز الکترونی تبهگن است، از این رو، ستاره های نوترونی با جرم بیشتر، شعاعهای کمتری خواهند داشت – دارای حدی برای جرم خواهند بود (که گمان می رود.

این حد تقریباً 5 برابر جرم خورشید باشد).

خواص فیزیکی ستاره های نوترونی ، بسته به جرمشان ، قطرهایی در حدود 10 تا KM 20 دارند.

در یک ستاره نوترونی نمونه با شعاع حدود KM 15 ، KM 12 داخل آن شامل گاز نوترون با چنان چگالی بالایی است که به صورت مایع می باشد.

KM 3 خارجی آن شامل مخلوطی از یک نوع ابر مایع نوترونی و هسته های غنی از نوترون که در یک شبکه بلور جامد مرتب شده اند، می باشد.

این ساختار همان ساختار یک جامد بلوری است که شبیه ساختار داخلی یک کوتوله سفید است.

خارجی ترین قسمت ستاره نوترونی که در حدود چند متر است و در این ناحیه، چگالی به سرعت کم می شود، شامل جوی مرکب از اتمها، الکترونها و پروتونهاست.

بیشتر اتمهای موجود در این قسمت اتمهای آهن هستند.

ستاره های نوترونی ، بسته به جرمشان ، قطرهایی در حدود 10 تا KM 20 دارند.

نمودار جرم بر حسب شعاع برای ماده سرد .

در شکل شعاع مربوط به هر جرم داده شده است.

به نواحی ای که به کوتوله های سفید پایدار و ستاره های نوترونی پایدار مربوط است، توجه کنید.

در این نواحی فشار تبهگن داخلی، ستاره را نگه می دارد.

(این منحنی بر اساس محاسبات نظری ک .

تورن (K.

Thorne ) و همکارانش رسم شده است) یک ستاره نوترونی، چون بسیار چگال است، دارای گرانش سطحی فوق العاده زیادی است.

به عنوان مثال، گرانش در سطح یک ستاره نوترونی با جرمی به اندازه جرم خورشید و شعاع KM 12 ، به اندازه 1011 بار بیشتر از گرانش در سطح زمین است.

این میدان گرانشی شدید منجر به یک سرعت فرار خیلی بالا به اندازه C 8/0 می شود.

همچنین سرعت اشیایی که از فاصله زیاد بر روی یک ستاره نوترونی سقوط می کنند، به هنگام برخورد با ستاره، حداقل معادل سرعت فرار است.

این بدان معنی است که حتی یک جرم کوچک، مقدار بسیار زیادی انرژی جنبشی با خود حمل می کند.

ستاره نوترونی در محل فرضی سیاهچاله: بر اساس نتایج اخیر رصد خانه پرتو ایکس چاندرا ، یک ستاره پرجرم پس از فروریختن بر خلاف انتظار به جای تبدیل شدن به یک سیاهچاله ، ستاره ای نوترونی را بوجود آورد.

دانشمندان این ستاره که گلوله ای چرخان نوترونی به قطر 12 مایل است را در یک خوشه ستاره ای بسیار جوان کشف کرده اند.

اخترشناسان با استفاده از خواص تعیین شده ستاره های دیگر این خوشه به این نتیجه رسیدند که سرچشمه آن ستاره ای با جرم ۴۰ برابر جرم خورشید بوده است.

مایکل مونو (Michael Muno) از دانشگاه کالیفورنیا می گوید" این کشف نشان می دهد که بر خلاف پیش بینی ، بعضی از پرجرم ترین ستاره ها بعد از رمبش به جای بوجود آوردن سیاهچاله ها باعث شکل گیری ستاره های نوترنی می شوند.

زمانیکه ستاره های پرجرم به جای سیاه چاله ها باعث زایش ستاره های نوترونی می شوند ، تاثیربیشتری بر ترکیب ستاره های نسل آینده خواهند داشت.

وقتی این ستاره فروریخته و ستاره نوترنی را بوجود میآورد ، بیش از ۹۵ درصد جرم آن که عمدتا مواد سرشار از فلزات موجود در هسته است به فضای اطراف آن بر میگردد.سیمون کلارک (J.

Simon Clark) از دانشگاه Open انگلستان می گوید" این بدان معنی است که مقادیر بسیار زیادی از عناصر سنگین دوباره به گردش در آورده می شوند که در نهایت می تواند باعث بوجود آمدن ستاره ها و سیارات دیگر شوند".

اختر شناسان دقیقا نمی دانند که بزرگی یک ستاره باید چقدر باشد تا به جای یک ستاره نوترونی یک سیاهچاله را بوجود بیاورد.

مطمئن ترین روش برای تخمین جرم ستاره مادر این است که نشان داد ستاره نوترونی یا سیاهچاله عضوی از یک خوشه ستاره ای هستند که تقریبا همگی از عمر یکسان برخوردار می باشند.

به دلیل اینکه ستاره های پرجرم سریعتر از ستاره های کم جرم تر تکامل می بابند ، جرم یک ستاره در صورتیکه مرحله تکاملی آن شناخته شود قابل تخمین است.

ستاره های نوترنی و سیاهچاله ها مراحل پایانی چرخه تکاملی یک ستاره هستند و بنابراین ستاره های مادر می باید در میان پرجرم ترین ستاره های خوشه باشند.

وقوع 'ستاره لرزه' بی نهایت عظیم در کهکشان راه شیری : ستاره شناسان می گویند که مقدار انرژی آزاد شده از انفجار سطحی یک ستاره نوترونی در سوی دیگر کهکشان راه شیری در فاصله 50 هزار سال نوری زمین، آنها را به حیرت افکنده است.

تلالو ناشی از این انفجار در روز 27 دسامبر چنان قدرتمند بود که از سطح ماه منعکس شد و جو زمین را روشن کرد.

این انفجار در سطح "اس جی آر 20-1806" که یک نوع ستاره نوترونی ابرمغناطیسی و کاملا غیرعادی است روی داد.

اخترشناسان می گویند اگر این انفجار در فاصله 10 سال نوری زمین روی داده بود، احتمالا باعث انقراض انبوه موجودات زنده می شد.

دکتر راب فندر، از دانشگاه ساتهمپتون در بریتانیا به بی بی سی گفت: "به حساب ما این احتمالا بزرگترین انفجاری است که بشر از زمانی که یوهانس کپلر ابرنواخترش را در سال 1604 کشف کرد شاهد آن است." وی افزود: "این رویدادی است که تنها یک بار در زندگی بشر روی می دهد.

ما شاهد شیئی به قطر تنها 20 کیلومتر در سوی دیگر کهکشان خود بوده ایم که در تنها در یک دهم ثانیه مقداری انرژی آزاد کرده است که خورشید نمی تواند طی 100 هزار سال تولید کند." ستارگان نوترونی و حفره های سیاه برای بعضی از ستارگان، چنین برمی آید که در پیشرفته ترین مرحله تحول آنها، هسته دارای نوترونهای بسیار فراوان مجتمع شده باشند.

ما می توانیم تصور کنیم که سیر تحولی به سمت حالی که در زیر بحث خواهد شد، پیش می رود.

ما با یک ستاره چگال روبرو هستیم، ولی همچنانکه ستاره تحول می یابد، مقدار تغییر می کند.

همچنان که هیدروژن تهی می شود.

ملاحظه می کنیم که مقدار 2 را به خود می گیرد.

به عنوان مثال، در این مورد برای ستاره ای که بنیان