La neutronitähti ja kvarkitähdet, kuten mustat aukot, ovat jännittäviä esineitä. Astrofysiikka on kehittynyt tarpeeksi antaakseen meille erittäin arvokasta tietoa niistä, mikä rohkaisee meitä jatkamaan kiinnittämistä huomiota toivoen, että kosmologit ymmärtävät ne paremmin ja auttavat meitä ymmärtämään tarkemmin heidän koulutuksensa käynnistävän prosessin.
Tässä artikkelissa kerromme sinulle kaiken, mitä sinun tarvitsee tietää neutronitähdistä, niiden ominaisuuksista ja alkuperästä.
Neutroni tähti
Vaikka nämä tähdet, joissa on neutroneja ja kvarkkeja, ovat tämän artikkelin todellisia päähenkilöitä, jotta voisimme ymmärtää ne, olemme ensin kiinnostuneita katsomaan tähtien elämänprosessia. Ennen kuin pääsemme jauhoihin, näyttää kuitenkin tärkeältä tehdä aikomusilmoitus: et löydä yhtälöä tästä artikkelista. Heidän ei tarvitse ymmärtää tarkasti ja intuitiivisesti, kuinka jännittävät fyysiset prosessit, jotka selittävät niiden muodostumisen, toimivat.
Tähdet koostuvat pöly- ja kaasupilvistä, jotka ovat hajallaan kaikkialla maailmankaikkeudessa. Kun yhden pilvien tiheys on riittävän suuri, painovoima vaikuttaa siihen, mikä edistää väsymättömän mekanismin syntymistä, jota kutsutaan painovoimaiseksi supistukseksi, joka tiivistää pilven sisältämän materiaalin ja muodostaa vähitellen pieniä tähtiä tai protostareja. Tätä tähtien evoluution vaihetta kutsutaan pääjaksoksi, jossa tähdet saavat energiaa painovoiman supistumisen kautta.
Alkuperä
noin 70% tähden massasta on vetyä, 24-26% heliumia ja loput 4-6% on kemiallisten alkuaineiden yhdistelmä heliumia raskaampaa. Jokaisen tähden elämään vaikuttaa sen alkuperäinen koostumus, mutta mikä tärkeintä, sen massa vaikuttaa siihen syvästi, mikä ei ole muuta kuin aineen määrä, jonka painovoima voi kerätä ja tiivistyä osassa tilaa.
Mielenkiintoista on, että massiivisemmat tähdet kuluttavat polttoainetta paljon nopeammin kuin vähemmän massiiviset tähdet, joten kuten näemme tässä artikkelissa, niiden käyttöikä on lyhyempi ja mikä tärkeintä, ne ovat väkivaltaisempia ja näyttävämpiä. Kun painovoiman supistuminen tiivistää pilven sisältämän materiaalin, sen lämpötila nousee vähitellen.
Jos kertyneen materiaalin määrä on riittävän suuri, ytimessä näkyvät vetyytimien spontaaniin fuusioon tarvittavat paine- ja lämpötilaolosuhteet. Kun protostaarin ytimen lämpötila saavuttaa 10 miljoonaa celsiusastetta, vety syttyy. Näiden olosuhteiden ilmetessä ydinuunin virta kytketään päälle. ja tähti aloittaa vaiheen, jota kutsutaan pääjaksoksi ja jonka aikana se ammentaa energiaa vetyytimien fuusiosta.
Ydinfuusio
Vetyfuusion tuote on uusi heliumydin, joten tähden koostumus alkaa muuttua. Tässä prosessissa vapautuu suuri määrä energiaa ja tähdet joutuvat jatkuvasti sopeutumaan hydrostaattisen tasapainon ylläpitämiseksi. Astrofyysikot heillä on matemaattisia työkaluja, jotka voivat kuvata tätä prosessia hyvin tarkasti, mutta olemme kiinnostuneita tietämään, että hydrostaattinen tasapaino on massa, joka pitää tähden vakaana.
Tämän saavuttamiseksi on välttämätöntä, että kaksi vastakkaista voimaa esiintyy rinnakkain ja toisiaan vasten. Yksi niistä on painovoiman supistuminen, joka, kuten olemme nähneet, puristaa tähden materiaalia puristamalla sitä armottomasti. Toinen on säteilyn ja kaasun paine, joka on seurausta ydinuunin syttymisestä, joka yrittää laajentaa tähteä. Jatkuva säätö, jonka tähdet kokevat, kun he kuluttavat vetyä ja tuottavat uusia heliumytimiä, ovat vastuussa sen pitämisestä tasapainossa, siis toisaalta painovoiman supistuminen, toisaalta säteily ja kaasun paine pysyvät loitolla.
Tässä prosessissa tähden ydin joutuu supistumaan nostamaan lämpötilaa ja estämään painovoiman romahtamisen. Jos se ei pysty tasapainottumaan säteilyn ja kaasun paineen vuoksi, se on tuomittu painovoiman romahtamiseen. Jos tähden massa on riittävän suuri, sen ydin lämpenee ja puristuu niin paljon, että kun vety loppuu, heliumydin sulautuu. Tästä hetkestä alkaa prosessi, jota kutsutaan kolmoisalfaksi.
Neutronitähden ominaisuudet
Tämä ilmiö kuvaa mekanismia, jolla kolme heliumydintä fuusioituvat muodostaen hiiliytimen, ja se tapahtuu lämpötilassa, joka on korkeampi kuin vetyytimien fuusiolämpötila. Tässä prosessissa tähti kuluttaa edelleen heliumvarantojaan, tuottaa hiiliatomia ja säätää uudelleen ylläpitääkseen täydellisen tasapainon, jälleen painovoiman supistumisen sekä säteilyn ja kaasun paineen yhteisvaikutusten ansiosta. Silloin se ei lopeta hiilen tuotantoa.
Kun tämä elementti on tyhjentynyt ytimessä, se säätää uudelleen, puristaa ja nostaa lämpötilaa uudelleen välttääkseen painovoiman romahtamisen. Tästä lähtien hiiliydin syttyy ydinfuusion aikana ja alkaa tuottaa raskaampia kemiallisia elementtejä.
Vaikka tähden ytimessä hiilen fuusio tapahtuu välittömässä yläkerroksessa, heliumin syttyminen pysyy muuttumattomana. Ja tämän vedyn yläpuolella. Tähtien nukleosynteesiprosessissa sen prosessin nimi, jossa ydinreaktiot tapahtuvat näissä esineissä, tähdet saavat sipulin kaltaisen hierarkkisen rakenteen. Raskaimmat elementit ovat ytimessä, ja sieltä löydämme yhä kevyempiä elementtejä peräkkäin.
Tähdet ovat itse asiassa vastuussa kemiallisten alkuaineiden tuottamisesta. Siinä syntetisoidaan happea, hiiltä, vetyä, typpeä, kalsiumia ja fosforia, jotka muodostavat 99% kehomme massasta. Ja kemialliset alkuaineet, jotka muodostavat loput 1%. Asia, joka meidät muodostaa, ei ole vain meitä, vaan kaikki ympärillämme oleva kirjaimellisesti tulee tähdistä.
Toivon, että näiden tietojen avulla voit oppia lisää neutronitähdestä ja sen ominaisuuksista.