La neutronstjärna och kvarkstjärnor, som svarta hål, är spännande föremål. Astrofysiken har utvecklats tillräckligt för att ge oss mycket värdefull information om dem, vilket uppmuntrar oss att fortsätta vara uppmärksamma, i hopp om att kosmologer bättre kan förstå dem och hjälpa oss att mer exakt förstå processen som utlöser deras träning.
I den här artikeln kommer vi att berätta allt du behöver veta om neutronstjärnor, deras egenskaper och ursprung.
Neutronstjärna
Även om dessa stjärnor med neutroner och kvarkar är de sanna huvudpersonerna i denna artikel, för att förstå dem är vi först intresserade av att granska stjärnornas livsprocess. Men innan vi går in i mjölet verkar det viktigt att göra en avsiktsförklaring: du hittar ingen ekvation i den här artikeln. De behöver inte förstå exakt och intuitivt hur de spännande fysiska processerna som förklarar deras bildning fungerar.
Stjärnor består av moln av damm och gas utspridda över hela universum. När densiteten hos ett av molnen är tillräckligt hög kommer tyngdkraften att verka på det, vilket kommer att främja utseendet på en outtröttlig mekanism som kallas gravitationskontraktion, vilket kommer att kondensera materialet i molnet och gradvis bilda små stjärnor eller protostjärnor. Detta stadium av stjärnutveckling kallas huvudsekvensen, där stjärnor får energi genom gravitationssammandragning.
Origenes
om 70% av massan av en stjärna är väte, 24-26% är helium och de återstående 4-6% är en kombination av kemiska element tyngre än helium. Varje stjärnas liv påverkas av dess ursprungliga sammansättning, men ännu viktigare är att det påverkas djupt av dess massa, vilket inte är mer än den mängd materia som tyngdkraften kan ackumulera och kondensera i en del av rymden.
Intressant nog förbrukar mer massiva stjärnor bränsle mycket snabbare än mindre massiva stjärnor, så som vi kommer att se genom den här artikeln har de en kortare livslängd och, viktigast av allt, är de mer våldsamma och spektakulära. När gravitationssammandragningen kondenserar materialet som finns i molnet, ökar dess temperatur gradvis.
Om mängden material som ackumuleras är tillräckligt stor, kommer de tryck- och temperaturförhållanden som krävs för spontan fusion av vätekärnor genom kärnfusionsreaktioner att uppstå i kärnan. När temperaturen på protostjärnans kärna når 10 miljoner grader Celsius sker antändning av väte. Det ögonblick som dessa förhållanden inträffar är det ögonblick då kärnugnen slås på. och stjärnan inleder en fas som kallas huvudsekvens, under vilken den drar energi från sammansmältningen av vätekärnor.
Kärnfusion
Produkten av vätefusion är en ny heliumkärna, så stjärnans sammansättning börjar förändras. I denna process frigörs en stor mängd energi och stjärnorna tvingas ständigt anpassa sig för att upprätthålla hydrostatisk balans. Astrofysiker de har matematiska verktyg som kan beskriva denna process mycket exakt, men vi är intresserade av att veta att hydrostatisk jämvikt är den massa som håller stjärnan stabil.
För att uppnå detta är det viktigt att två motsatta krafter samexisterar och kompenserar varandra. En av dem är gravitationssammandragning, som, som vi har sett, komprimerar stjärnans material och klämmer den skoningslöst. Den andra är trycket av strålning och gas, som är resultatet av antändningen av en kärnugn, som försöker expandera stjärnan. Den konstanta justering som stjärnor upplever när de konsumerar väte och producerar nya heliumkärnor ansvarar för att hålla det i balans, så gravitationssammandragningen å ena sidan, strålning och gastryck å andra sidan, hålls i schack.
I denna process tvingas stjärnans kärna att dra ihop sig för att öka dess temperatur och förhindra gravitationskollaps. Om den inte kan balansera sig själv på grund av trycket från strålning och gas är den dömd till gravitationskollaps. Om stjärnans massa är tillräckligt stor kommer dess kärna att värmas upp och komprimeras så mycket att när vätet är utarmat, heliumkärnan smälter samman. Från det ögonblicket kommer en process som kallas trippel alfa att börja.
Neutronstjärnans egenskaper
Detta fenomen beskriver mekanismen genom vilken tre heliumkärnor smälter samman för att producera en kolkärna, och det inträffar vid en temperatur som är högre än fusionstemperaturen för vätekärnor. I denna process kommer stjärnan att fortsätta att konsumera sina heliumreserver, producera kolkärnor och justera sig för att upprätthålla en perfekt balans, återigen tack vare de kombinerade effekterna av gravitationssammandragning och strålning och gastryck. Det är då det inte kommer att sluta producera kol.
När detta element är utarmat i kärnan, justerar det igen, komprimerar och höjer temperaturen igen för att undvika gravitationskollaps. Från och med denna tidpunkt kommer kolkärnan att antändas genom kärnfusionsprocessen och börja producera tyngre kemiska grundämnen.
Även om fusionen av kol sker i stjärnans kärna i det omedelbara övre lagret, förblir antändningen av helium oförändrad. Och ovanför detta väte. I processen med stjärnnukleosyntes, namnet på processen där kärnreaktioner sker inom dessa objekt, stjärnor får en hierarkisk struktur som liknar en lök. De tyngsta elementen är kärnan, och därifrån hittar vi allt lättare element efter varandra.
Stjärnorna är faktiskt ansvariga för att producera de kemiska elementen. I den syntetiseras syre, kol, väte, kväve, kalcium och fosfor som utgör 99 % av vår kropps massa. Och de kemiska grundämnena som utgör de återstående 1%. Frågan som utgör oss är inte bara vi, utan allt som omger oss kommer bokstavligen från stjärnorna.
Jag hoppas att du med denna information kan lära dig mer om neutronstjärnan och dess egenskaper.