La nøytronstjerne og kvarkstjerner, som svarte hull, er spennende objekter. Astrofysikk har utviklet seg nok til å gi oss svært verdifull informasjon om dem, noe som oppmuntrer oss til å fortsette å være oppmerksom, i håp om at kosmologer bedre kan forstå dem og hjelpe oss å forstå mer presist prosessen som utløser treningen.
I denne artikkelen skal vi fortelle deg alt du trenger å vite om nøytronstjerner, deres egenskaper og opprinnelse.
Nøytronstjerne
Selv om disse stjernene med nøytroner og kvarker er de sanne hovedpersonene i denne artikkelen, for å forstå dem, er vi først interessert i å gjennomgå livsprosessen til stjerner. Men før vi kommer inn på melet, virker det viktig å lage en intensjonserklæring: du vil ikke finne en ligning i denne artikkelen. De trenger ikke å forstå nøyaktig og intuitivt hvordan de spennende fysiske prosessene som forklarer dannelsen deres fungerer.
Stjerner består av skyer av støv og gass spredt over hele universet. Når tettheten til en av skyene er høy nok, vil tyngdekraften virke på den, noe som vil fremme utseendet til en utrettelig mekanisme kalt gravitasjonssammentrekning, som vil kondensere materialet i skyen og gradvis danne små stjerner eller protostjerner. Dette stadiet av stjerneutviklingen kalles hovedsekvensen, der stjerner får energi gjennom gravitasjonssammentrekning.
Origen
omtrent 70% av massen til en stjerne er hydrogen, 24-26% er helium og de resterende 4-6% er en kombinasjon av kjemiske elementer tyngre enn helium. Livet til hver stjerne påvirkes av dens opprinnelige sammensetning, men enda viktigere er den dypt påvirket av massen, som ikke er mer enn mengden materie som tyngdekraften kan akkumulere og kondensere i en del av verdensrommet.
Interessant nok bruker mer massive stjerner drivstoff mye raskere enn mindre massive stjerner, så som vi vil se gjennom denne artikkelen, har de en kortere levetid og, viktigst av alt, er de mer voldelige og spektakulære. Ettersom gravitasjonssammentrekningen kondenserer materialet i skyen, øker temperaturen gradvis.
Hvis mengden akkumulert materiale er stor nok, vil trykk- og temperaturforholdene som kreves for spontan fusjon av hydrogenkjerner gjennom kjernefusjonsreaksjoner vises i kjernen. Når temperaturen i protostjernens kjerne når 10 millioner grader Celsius, oppstår antennelse av hydrogen. Øyeblikket disse forholdene oppstår er øyeblikket atomovnen slås på. og stjernen begynner en fase kalt hovedsekvensen, hvor den henter energi fra fusjonen av hydrogenkjerner.
Kjernefusjon
Produktet av hydrogenfusjon er en ny heliumkjerne, så sammensetningen av stjernen begynner å endre seg. I denne prosessen frigjøres en stor mengde energi og stjernene tvinges til hele tiden å justere seg for å opprettholde hydrostatisk balanse. Astrofysikere de har matematiske verktøy som kan beskrive denne prosessen veldig nøyaktig, men vi er interessert i å vite at hydrostatisk likevekt er massen som holder stjernen stabil.
For å oppnå dette er det viktig at to motstridende krefter eksisterer side om side og oppveier hverandre. En av dem er gravitasjonskontraksjon, som, som vi har sett, komprimerer stjernematerialet og klemmer det nådeløst. Den andre er strålings- og gasstrykket, som er et resultat av antennelsen av en kjernefysisk ovn, som prøver å utvide stjernen. Den konstante omstillingen som stjerner opplever når de forbruker hydrogen og produserer nye heliumkjerner er ansvarlig for å holde den i balanse, så gravitasjonssammentrekningen på den ene sidenstråling og gasstrykk på den andre holdes i sjakk.
I denne prosessen blir stjernens kjerne tvunget til å trekke seg sammen for å øke temperaturen og forhindre gravitasjonskollaps. Hvis den ikke kan balansere seg selv på grunn av strålings- og gasstrykket, er den dømt til gravitasjonskollaps. Hvis massen til stjernen er stor nok, vil kjernen varmes opp og komprimeres så mye at når hydrogenet er oppbrukt, heliumkjernen vil smelte sammen. Fra det øyeblikket starter en prosess kalt trippel alfa.
Nøytronstjerneegenskaper
Dette fenomenet beskriver mekanismen som tre heliumkjerner smelter sammen for å produsere en karbonkjerne, og det skjer ved en temperatur høyere enn fusjonstemperaturen til hydrogenkjerner. I denne prosessen vil stjernen fortsette å konsumere heliumreservene sine, produsere karbonkjerner og justere seg for å opprettholde en perfekt balanse, igjen takket være de kombinerte effektene av gravitasjonssammentrekning og stråling og gasstrykk. Det er da den ikke vil slutte å produsere karbon.
Når dette elementet er oppbrukt i kjernen, justerer det seg, komprimerer og øker temperaturen igjen for å unngå gravitasjonskollaps. Fra dette tidspunktet vil karbonkjernen antennes gjennom kjernefusjon og begynne å produsere tyngre kjemiske elementer.
Selv om det i kjernen av stjernen skjer sammensmeltningen av karbon i det umiddelbare øvre laget, forblir tenningen av helium uendret. Og over dette hydrogenet. I prosessen med stjernenukleosyntese, navnet på prosessen der kjernefysiske reaksjoner skjer i disse objektene, stjerner får en hierarkisk struktur som ligner på en løk. De tyngste elementene er i kjernen, og derfra finner vi stadig lettere elementer etter hverandre.
Stjernene er faktisk ansvarlige for å produsere de kjemiske elementene. I det er syntetisert oksygen, karbon, hydrogen, nitrogen, kalsium og fosfor som utgjør 99 % av kroppens masse. Og de kjemiske elementene som utgjør de resterende 1%. Saken som utgjør oss er ikke bare oss, men alt som omgir oss kommer bokstavelig talt fra stjernene.
Jeg håper at du med denne informasjonen kan lære mer om nøytronstjernen og dens egenskaper.