La gwiazda neutronowa a gwiazdy kwarkowe, podobnie jak czarne dziury, są ekscytującymi obiektami. Astrofizyka rozwinęła się na tyle, aby dostarczyć nam bardzo cennych informacji na ich temat, co zachęca nas do dalszego zwracania uwagi, mając nadzieję, że kosmologowie lepiej je zrozumieją i pomogą nam dokładniej zrozumieć proces, który uruchamia ich trening.
W tym artykule powiemy Ci wszystko, co musisz wiedzieć o gwiazdach neutronowych, ich charakterystyce i pochodzeniu.
Gwiazda neutronowa
Chociaż gwiazdy z neutronami i kwarkami są prawdziwymi bohaterami tego artykułu, aby je zrozumieć, najpierw interesuje nas przyjrzenie się procesowi życia gwiazd. Zanim jednak przejdziemy do mąki, ważne wydaje się oświadczenie woli: w tym artykule nie znajdziesz równania. Nie muszą dokładnie i intuicyjnie rozumieć, jak działają ekscytujące procesy fizyczne, które wyjaśniają ich powstawanie.
Gwiazdy składają się z chmur pyłu i gazu rozsianych po całym wszechświecie. Gdy gęstość jednego z obłoków będzie wystarczająco duża, będzie na niego działała grawitacja, co będzie sprzyjać pojawieniu się niestrudzonego mechanizmu zwanego skurczem grawitacyjnym, który zagęszcza materię zawartą w obłoku i stopniowo tworzy małe gwiazdy lub protogwiazdy. Ten etap ewolucji gwiazd nazywany jest ciągiem głównym, w którym gwiazdy pozyskują energię poprzez skurcz grawitacyjny.
Pochodzenie
O mnie 70% masy gwiazdy to wodór, 24-26% to hel, a pozostałe 4-6% to kombinacja pierwiastków chemicznych cięższy niż hel. Na życie każdej gwiazdy ma wpływ jej początkowy skład, ale co ważniejsze, duży wpływ ma na nią masa, która jest niczym innym jak ilością materii, którą grawitacja może gromadzić i zagęszczać w części przestrzeni.
Co ciekawe, bardziej masywne gwiazdy zużywają paliwo znacznie szybciej niż mniej masywne gwiazdy, więc jak zobaczymy w tym artykule, mają krótszą żywotność i, co najważniejsze, są bardziej gwałtowne i spektakularne. W miarę jak skurcz grawitacyjny kondensuje materiał zawarty w chmurze, jego temperatura stopniowo wzrasta.
Jeśli ilość nagromadzonego materiału jest wystarczająco duża, w jądrze pojawią się warunki ciśnienia i temperatury wymagane do spontanicznej syntezy jąder wodoru poprzez reakcje syntezy jądrowej. Gdy temperatura jądra protogwiazdy osiągnie 10 milionów stopni Celsjusza, następuje zapłon wodoru. Momentem wystąpienia tych warunków jest moment włączenia pieca jądrowego. a gwiazda rozpoczyna fazę zwaną sekwencją główną, podczas której czerpie energię z syntezy jąder wodoru.
Fuzja rdzeni
Produktem syntezy wodoru jest nowe jądro helu, więc skład gwiazdy zaczyna się zmieniać. W tym procesie uwalniana jest duża ilość energii, a gwiazdy są zmuszone do ciągłego dostosowywania się, aby utrzymać równowagę hydrostatyczną. Astrofizycy dysponują narzędziami matematycznymi, które potrafią bardzo dokładnie opisać ten proces, ale jesteśmy zainteresowani wiedzą, że równowaga hydrostatyczna jest masą, która utrzymuje gwiazdę stabilną.
Aby to osiągnąć, ważne jest, aby dwie przeciwstawne siły współistniały i wzajemnie się kompensowały. Jednym z nich jest skurcz grawitacyjny, który, jak widzieliśmy, ściska materię gwiazdy, ściskając ją bezlitośnie. Drugi to ciśnienie promieniowania i gazu, które jest wynikiem zapłonu pieca jądrowego, który próbuje rozszerzyć gwiazdę. Ciągła korekta, której doświadczają gwiazdy, gdy zużywają wodór i wytwarzają nowe jądra helu, jest odpowiedzialna za utrzymanie go w równowadze, więc z jednej strony skurcz grawitacyjny, promieniowanie i ciśnienie gazu z drugiej, są trzymane na dystans.
W tym procesie jądro gwiazdy jest zmuszane do kurczenia się, aby podnieść jego temperaturę i zapobiec zapadaniu się grawitacyjnemu. Jeśli nie może się zrównoważyć z powodu ciśnienia promieniowania i gazu, jest skazany na zawalenie grawitacyjne. Jeśli masa gwiazdy jest wystarczająco duża, jej jądro nagrzeje się i skompresuje tak bardzo, że gdy wodór się wyczerpie, rdzeń helowy się stopi. Od tego momentu rozpocznie się proces zwany potrójną alfa.
Charakterystyka gwiazdy neutronowej
Zjawisko to opisuje mechanizm, dzięki któremu trzy jądra helu łączą się, tworząc jądro węgla, i zachodzi w temperaturze wyższej niż temperatura syntezy jąder wodoru. W tym procesie gwiazda będzie nadal zużywać swoje rezerwy helu, wytwarzać jądra węgla i dostosowywać się, aby utrzymać idealną równowagę, ponownie dzięki połączonym efektom skurczu grawitacyjnego i promieniowania oraz ciśnienia gazu. Wtedy nie przestanie produkować węgla.
Kiedy ten pierwiastek wyczerpie się w rdzeniu, ponownie się dostosowuje, ściska i ponownie podnosi swoją temperaturę, aby uniknąć zapadnięcia grawitacyjnego. Od tego momentu rdzeń węglowy zapali się w procesie syntezy jądrowej i zacznie wytwarzać cięższe pierwiastki chemiczne.
Chociaż w jądrze gwiazdy fuzja węgla zachodzi w bezpośredniej górnej warstwie, zapłon helu pozostaje niezmieniony. A nad tym wodór. W procesie gwiezdnej nukleosyntezy nazwa procesu, w którym w obrębie tych obiektów zachodzą reakcje jądrowe, gwiazdy przyjmują hierarchiczną strukturę podobną do cebuli. Najcięższe elementy znajdują się w rdzeniu, a stamtąd coraz lżejsze elementy znajdują się jeden po drugim.
Gwiazdy są faktycznie odpowiedzialne za produkcję pierwiastków chemicznych. W nim są syntetyzowane tlen, węgiel, wodór, azot, wapń i fosfor, które stanowią 99% masy naszego ciała. I pierwiastki chemiczne, które składają się na pozostały 1%. Materia, która nas tworzy, to nie tylko my, ale wszystko, co nas otacza, dosłownie pochodzi z gwiazd.
Mam nadzieję, że dzięki tym informacjom można dowiedzieć się więcej o gwieździe neutronowej i jej charakterystyce.