Είναι μακρύς όσο το Μανχάταν, 100 φορές πιο ζεστός από τον
Ήλιο, 400 τρισεκατομμύρια φορές πιο πυκνός από το νερό και με έλξη 100
τρισεκατομμύρια φορές πιο ισχυρή από το μαγνητικό πεδίο της Γης: είναι ο
αστέρας νετρονίων.
Το Σύμπαν είναι γεμάτο από περίεργα πράγματα και οι αστέρες νετρονίων είναι σίγουρα μερικοί από αυτά, γράφει ο Matthew R. Francis για το The Daily Beast.
Πρόκειται για τα «λείψανα» αστέρων τουλάχιστον οκτώ φορές πιο μαζικά από τον Ήλιο. Και όταν αυτοί οι αστέρες «ξεμείνουν» από… καύσιμα, σημειώνεται έκρηξη και μετατρέπονται σε σουπερνόβα, όμως ο πυρήνας τους καταρρέει υπό την έντονη βαρύτητα.
Οι αστέρες νετρονίων έχουν τη μάζα ενός άστρου, όμως διάμετρο σχεδόν 20 χιλιομέτρων… όσο είναι περίπου το μήκος του Μανχάταν, αναφέρει ο αρθρογράφος.
«Ο αστέρας νετρονίων σχηματίζεται από τη βαρυτική κατάρρευση ενός αστέρα μεγάλης μάζας μετά μία έκρηξη υπερκαινοφανούς τύπου II, και ίσως τύπων Ia και Ib. Οι αστέρες νετρονίων είναι πολύ μικροί για να ανιχνεύονται στον ουρανό ως άστρα, αλλά βρέθηκε ότι οι θεωρητικές τους ιδιότητες αντιστοιχούν με τις παρατηρούμενες ιδιότητες των ραδιοπηγών πάλσαρ, που ανακάλυψαν οι ραδιοαστρονόμοι το 1967, και έκτοτε ταυτίσθηκαν με αυτές. Σε σχέση με τους λευκούς νάνους, οι αστέρες νετρονίων είναι πολύ πιο «εξωτικά» ουράνια σώματα, όπως φαίνεται από τα ακόλουθα ποσοτικά τους χαρακτηριστικά.
Ο μέσος αστέρας νετρονίων έχει μάζα ανάμεσα σε 1,35 και 2,1 ηλιακές μάζες, αλλά η ακτίνα του κυμαίνεται από 10 ως 20 χιλιόμετρα (όπως και οι λευκοί νάνοι, οι αστέρες νετρονίων συρρικνώνονται όταν αυξάνεται η μάζα τους). Επομένως ο όγκος του είναι τρισεκατομμύρια φορές μικρότερος από τον ηλιακό και άρα η μέση πυκνότητα της ύλης του κυμαίνεται από 8×1013 ως 2×1015 γραμμάρια ανά κυβ.εκατοστό. Αυτή είναι η τάξη μεγέθους της πυκνότητας της ύλης μέσα στους πυρήνες των ατόμων, και αυτό πραγματικά συμβαίνει στο εσωτερικό του αστέρα νετρονίων: πρωτόνια και νετρόνια βρίσκονται σε επαφή, όλο το ουράνιο σώμα μπορεί να θεωρηθεί ένας τεράστιος ατομικός πυρήνας και εξαιτίας των νόμων των υποατομικών σωματίων τα περισσότερα ηλεκτρόνια ενώνονται με τα πρωτόνια και μετατρέπονται σε νετρόνια, από όπου και το όνομα των “αστέρων νετρονίων”» προσθέτει η ίδια πηγή.
Ο συνδυασμός έντονης βαρύτητας, υψηλής πυκνότητας, περίεργης σύνθεσης, ισχυρού μαγνητικού πεδίου και υψηλών θερμοκρασιών είναι αυτός που κάνει τους αστέρες νετρονίων… περίεργους, συνεχίζει ο Francis.
Για την ακρίβεια, οι ερευνητές δεν έχουν ένα πλήρες φυσικό μοντέλο για το «εσωτερικό» των αστέρων νετρονίων: απαιτείται εξελιγμένη γνώση φυσικής σωματιδίων, βαρυτικής φυσικής και γνώση των υλικών υψηλής πυκνότητας.
Και σαν να μην έφταναν αυτά, κάθε αστέρας νετρονίων είναι πολύ μακριά για να μπορέσουν οι ερευνητές να τον παρατηρήσουν με λεπτομέρεια, ή να δημιουργήσουν μια μινιατούρα αυτού στο εργαστήριο.
Ακόμη κι έτσι, οι αστρονόμοι γνωρίζουν πολλά για τους αστέρες νετρονίων.
Προβλέφθηκαν πρώτη φορά τη δεκαετία του 1930. Το 1967 η βρετανίδα αστρονόμος Jocelyn Bell ήταν η πρώτη που τους μελέτησε/παρατήρησε, ως τακτικούς παλμούς ραδιοκυμάτων κατά τη διάρκεια μιας βαθμονόμησης ρουτίνας ενός τηλεσκοπίου.
news.grΤο Σύμπαν είναι γεμάτο από περίεργα πράγματα και οι αστέρες νετρονίων είναι σίγουρα μερικοί από αυτά, γράφει ο Matthew R. Francis για το The Daily Beast.
Πρόκειται για τα «λείψανα» αστέρων τουλάχιστον οκτώ φορές πιο μαζικά από τον Ήλιο. Και όταν αυτοί οι αστέρες «ξεμείνουν» από… καύσιμα, σημειώνεται έκρηξη και μετατρέπονται σε σουπερνόβα, όμως ο πυρήνας τους καταρρέει υπό την έντονη βαρύτητα.
Οι αστέρες νετρονίων έχουν τη μάζα ενός άστρου, όμως διάμετρο σχεδόν 20 χιλιομέτρων… όσο είναι περίπου το μήκος του Μανχάταν, αναφέρει ο αρθρογράφος.
«Ο αστέρας νετρονίων σχηματίζεται από τη βαρυτική κατάρρευση ενός αστέρα μεγάλης μάζας μετά μία έκρηξη υπερκαινοφανούς τύπου II, και ίσως τύπων Ia και Ib. Οι αστέρες νετρονίων είναι πολύ μικροί για να ανιχνεύονται στον ουρανό ως άστρα, αλλά βρέθηκε ότι οι θεωρητικές τους ιδιότητες αντιστοιχούν με τις παρατηρούμενες ιδιότητες των ραδιοπηγών πάλσαρ, που ανακάλυψαν οι ραδιοαστρονόμοι το 1967, και έκτοτε ταυτίσθηκαν με αυτές. Σε σχέση με τους λευκούς νάνους, οι αστέρες νετρονίων είναι πολύ πιο «εξωτικά» ουράνια σώματα, όπως φαίνεται από τα ακόλουθα ποσοτικά τους χαρακτηριστικά.
Ο μέσος αστέρας νετρονίων έχει μάζα ανάμεσα σε 1,35 και 2,1 ηλιακές μάζες, αλλά η ακτίνα του κυμαίνεται από 10 ως 20 χιλιόμετρα (όπως και οι λευκοί νάνοι, οι αστέρες νετρονίων συρρικνώνονται όταν αυξάνεται η μάζα τους). Επομένως ο όγκος του είναι τρισεκατομμύρια φορές μικρότερος από τον ηλιακό και άρα η μέση πυκνότητα της ύλης του κυμαίνεται από 8×1013 ως 2×1015 γραμμάρια ανά κυβ.εκατοστό. Αυτή είναι η τάξη μεγέθους της πυκνότητας της ύλης μέσα στους πυρήνες των ατόμων, και αυτό πραγματικά συμβαίνει στο εσωτερικό του αστέρα νετρονίων: πρωτόνια και νετρόνια βρίσκονται σε επαφή, όλο το ουράνιο σώμα μπορεί να θεωρηθεί ένας τεράστιος ατομικός πυρήνας και εξαιτίας των νόμων των υποατομικών σωματίων τα περισσότερα ηλεκτρόνια ενώνονται με τα πρωτόνια και μετατρέπονται σε νετρόνια, από όπου και το όνομα των “αστέρων νετρονίων”» προσθέτει η ίδια πηγή.
Ο συνδυασμός έντονης βαρύτητας, υψηλής πυκνότητας, περίεργης σύνθεσης, ισχυρού μαγνητικού πεδίου και υψηλών θερμοκρασιών είναι αυτός που κάνει τους αστέρες νετρονίων… περίεργους, συνεχίζει ο Francis.
Για την ακρίβεια, οι ερευνητές δεν έχουν ένα πλήρες φυσικό μοντέλο για το «εσωτερικό» των αστέρων νετρονίων: απαιτείται εξελιγμένη γνώση φυσικής σωματιδίων, βαρυτικής φυσικής και γνώση των υλικών υψηλής πυκνότητας.
Και σαν να μην έφταναν αυτά, κάθε αστέρας νετρονίων είναι πολύ μακριά για να μπορέσουν οι ερευνητές να τον παρατηρήσουν με λεπτομέρεια, ή να δημιουργήσουν μια μινιατούρα αυτού στο εργαστήριο.
Ακόμη κι έτσι, οι αστρονόμοι γνωρίζουν πολλά για τους αστέρες νετρονίων.
Προβλέφθηκαν πρώτη φορά τη δεκαετία του 1930. Το 1967 η βρετανίδα αστρονόμος Jocelyn Bell ήταν η πρώτη που τους μελέτησε/παρατήρησε, ως τακτικούς παλμούς ραδιοκυμάτων κατά τη διάρκεια μιας βαθμονόμησης ρουτίνας ενός τηλεσκοπίου.
.jpg)
0 σχόλια:
Δημοσίευση σχολίου