La Neutronenstern und Quarksterne sind wie Schwarze Löcher spannende Objekte. Die Astrophysik hat sich weit genug entwickelt, um uns sehr wertvolle Informationen über sie zu geben, die uns ermutigen, weiterhin aufmerksam zu sein, in der Hoffnung, dass Kosmologen sie besser verstehen und uns helfen können, den Prozess, der ihre Ausbildung auslöst, genauer zu verstehen.
In diesem Artikel erfahren Sie alles, was Sie über Neutronensterne, ihre Eigenschaften und ihren Ursprung wissen müssen.
Neutronenstern
Obwohl diese Sterne mit Neutronen und Quarks die wahren Protagonisten dieses Artikels sind, um sie zu verstehen, sind wir zunächst daran interessiert, den Lebensprozess von Sternen zu überprüfen. Bevor wir jedoch zum Mehl kommen, scheint es wichtig, eine Absichtserklärung abzugeben: Sie werden in diesem Artikel keine Gleichung finden. Sie müssen nicht genau und intuitiv verstehen, wie die spannenden physikalischen Prozesse, die ihre Entstehung erklären, funktionieren.
Sterne bestehen aus Staub- und Gaswolken, die im ganzen Universum verstreut sind. Wenn die Dichte einer der Wolken hoch genug ist, wird die Schwerkraft darauf einwirken, was das Auftreten eines unermüdlichen Mechanismus namens Gravitationskontraktion fördert, der das in der Wolke enthaltene Material kondensiert und allmählich kleine Sterne oder Protosterne bildet. Diese Stufe der Sternentwicklung wird als Hauptsequenz bezeichnet, in der Sterne Energie durch Gravitationskontraktion gewinnen.
Herkunft
Über 70 % der Masse eines Sterns sind Wasserstoff, 24-26% Helium und die restlichen 4-6% eine Kombination chemischer Elemente schwerer als Helium. Das Leben jedes Sterns wird von seiner anfänglichen Zusammensetzung beeinflusst, aber noch wichtiger ist, dass er stark von seiner Masse beeinflusst wird, die nichts anderes ist als die Menge an Materie, die die Schwerkraft in einem Teil des Weltraums ansammeln und kondensieren kann.
Interessanterweise verbrauchen massereichere Sterne viel schneller Treibstoff als weniger massereiche Sterne. Wie wir in diesem Artikel sehen werden, haben sie eine kürzere Lebensdauer und sind vor allem gewalttätiger und spektakulärer. Während die Gravitationskontraktion das in der Wolke enthaltene Material kondensiert, steigt seine Temperatur allmählich an.
Wenn die Menge an angesammeltem Material groß genug ist, treten im Kern die Druck- und Temperaturbedingungen auf, die für die spontane Fusion von Wasserstoffkernen durch Kernfusionsreaktionen erforderlich sind. Wenn die Temperatur des Kerns des Protosterns 10 Millionen Grad Celsius erreicht, kommt es zur Wasserstoffzündung. Der Moment, in dem diese Bedingungen eintreten, ist der Moment, in dem der Kernofen eingeschaltet wird. und der Stern beginnt eine Phase, die als Hauptsequenz bezeichnet wird und in der er Energie aus der Verschmelzung von Wasserstoffkernen bezieht.
Kernfusion
Das Produkt der Wasserstofffusion ist ein neuer Heliumkern, daher beginnt sich die Zusammensetzung des Sterns zu ändern. Dabei wird viel Energie freigesetzt und die Sterne müssen sich ständig nachjustieren, um das hydrostatische Gleichgewicht zu erhalten. Astrophysiker sie verfügen über mathematische Werkzeuge, die diesen Prozess sehr genau beschreiben können, aber wir sind daran interessiert zu wissen, dass das hydrostatische Gleichgewicht die Masse ist, die den Stern stabil hält.
Um dies zu erreichen, ist es wichtig, dass zwei gegensätzliche Kräfte koexistieren und sich gegenseitig aufheben. Eine davon ist die Gravitationskontraktion, die, wie wir gesehen haben, das Material des Sterns komprimiert und gnadenlos zusammendrückt. Der andere ist der Strahlungs- und Gasdruck, der durch die Zündung eines Kernofens entsteht, der versucht, den Stern auszudehnen. Die ständige Neujustierung, die Sterne erfahren, wenn sie Wasserstoff verbrauchen und neue Heliumkerne produzieren, ist dafür verantwortlich, es im Gleichgewicht zu halten. also einerseits die gravitative Kontraktion, Strahlung und Gasdruck andererseits, werden in Schach gehalten.
Bei diesem Prozess wird der Kern des Sterns gezwungen, sich zusammenzuziehen, um seine Temperatur zu erhöhen und einen Gravitationskollaps zu verhindern. Wenn es aufgrund des Strahlungs- und Gasdrucks nicht ausgleichen kann, ist es zum Gravitationskollaps verdammt. Wenn die Masse des Sterns groß genug ist, erwärmt sich sein Kern und wird so stark komprimiert, dass, wenn der Wasserstoff aufgebraucht ist, der Heliumkern wird fusionieren. Von diesem Moment an beginnt ein Prozess namens Triple Alpha.
Eigenschaften des Neutronensterns
Dieses Phänomen beschreibt den Mechanismus, durch den drei Heliumkerne zu einem Kohlenstoffkern verschmelzen, und es tritt bei einer Temperatur auf, die höher ist als die Fusionstemperatur von Wasserstoffkernen. In diesem Prozess wird der Stern weiterhin seine Heliumreserven verbrauchen, Kohlenstoffkerne produzieren und sich selbst neu einstellen, um ein perfektes Gleichgewicht aufrechtzuerhalten, wiederum dank der kombinierten Auswirkungen von Gravitationskontraktion und Strahlung und Gasdruck. Dann hört es nicht auf, Kohlenstoff zu produzieren.
Wenn dieses Element im Kern erschöpft ist, passt es sich neu an, komprimiert und erhöht seine Temperatur wieder, um einen Gravitationskollaps zu vermeiden. Ab diesem Zeitpunkt entzündet sich der Kohlenstoffkern durch den Prozess der Kernfusion und beginnt, schwerere chemische Elemente zu produzieren.
Obwohl im Kern des Sterns die Verschmelzung von Kohlenstoff in der unmittelbaren oberen Schicht stattfindet, bleibt die Zündung des Heliums unverändert. Und darüber Wasserstoff. Im Prozess der stellaren Nukleosynthese, Name des Prozesses, bei dem Kernreaktionen innerhalb dieser Objekte ablaufen, Sterne nehmen eine hierarchische Struktur an, ähnlich einer Zwiebel. Im Zentrum stehen die schwersten Elemente, und von dort finden wir nach und nach immer leichtere Elemente.
Die Sterne sind eigentlich für die Herstellung der chemischen Elemente verantwortlich. Darin sind synthetisiert Sauerstoff, Kohlenstoff, Wasserstoff, Stickstoff, Kalzium und Phosphor, die 99% der Masse unseres Körpers ausmachen. Und die chemischen Elemente, die die restlichen 1% ausmachen. Die Materie, die uns ausmacht, sind nicht nur wir, sondern alles, was uns umgibt, kommt buchstäblich von den Sternen.
Ich hoffe, dass Sie mit diesen Informationen mehr über den Neutronenstern und seine Eigenschaften erfahren können.