நியூட்ரான் நட்சத்திர வானியல்

நியூட்ரான் நட்சத்திரம், மிகவும் அடர்த்தியான, கச்சிதமான நட்சத்திரங்களின் எந்தவொரு வகுப்பிலும் முதன்மையாக நியூட்ரான்களால் ஆனது என்று கருதப்படுகிறது. நியூட்ரான் நட்சத்திரங்கள் பொதுவாக 20 கிமீ (12 மைல்) விட்டம் கொண்டவை. அவற்றின் நிறை சூரியனை விட 1.18 முதல் 1.97 மடங்கு வரை இருக்கும், ஆனால் பெரும்பாலானவை சூரியனை விட 1.35 மடங்கு அதிகம். எனவே, அவற்றின் சராசரி அடர்த்தி மிக அதிகமாக உள்ளது-சுமார் 10 ¹⁴தண்ணீரின் மடங்கு. இது அணுக்கருவுக்குள் அடர்த்தியை தோராயமாக மதிப்பிடுகிறது, மேலும் சில வழிகளில் ஒரு நியூட்ரான் நட்சத்திரம் ஒரு பிரம்மாண்டமான கருவாக கருதப்படுகிறது. நட்சத்திரத்தின் மையத்தில் என்ன இருக்கிறது என்பது உறுதியாகத் தெரியவில்லை, அங்கு அழுத்தம் மிகப்பெரியது; கோட்பாடுகளில் ஹைபரான்கள், கயான்கள் மற்றும் பியோன்கள் அடங்கும். இடைநிலை அடுக்குகள் பெரும்பாலும் நியூட்ரான்கள் மற்றும் அநேகமாக “சூப்பர் ஃப்ளூயிட்” நிலையில் இருக்கும். வெளிப்புற 1 கிமீ (0.6 மைல்) திடமானது, அதிக வெப்பநிலை இருந்தபோதிலும், இது 1,000,000 கே வரை அதிகமாக இருக்கலாம். இந்த திட அடுக்கின் மேற்பரப்பு, அழுத்தம் மிகக் குறைவாக இருக்கும், இது மிகவும் அடர்த்தியான இரும்பினால் ஆனது.

நட்சத்திரம்: நியூட்ரான் நட்சத்திரங்கள்

மீதமுள்ள மையத்தின் நிறை 1.4 முதல் 2 சூரிய வெகுஜனங்களுக்கு இடையில் இருக்கும்போது, ​​அது வெளிப்படையாக நியூட்ரான் நட்சத்திரமாக மாறுகிறது

நியூட்ரான் நட்சத்திரங்களின் மற்றொரு முக்கியமான பண்பு 10 ¹² காஸ்கள் (பூமியின் காந்தப்புலம் 0.5 காஸ்) மேல்நோக்கி மிகவும் வலுவான காந்தப்புலங்கள் இருப்பது, இது மேற்பரப்பு இரும்பு இரும்பு அணுக்களின் நீண்ட சங்கிலிகளின் வடிவத்தில் பாலிமரைஸ் செய்ய காரணமாகிறது. தனிப்பட்ட அணுக்கள் காந்தப்புலத்தின் திசையில் சுருக்கப்பட்டு நீளமாகின்றன, மேலும் அவை முடிவிலிருந்து முடிவடையும். மேற்பரப்புக்கு கீழே, தனிப்பட்ட அணுக்கள் இருப்பதற்கு அழுத்தம் மிக அதிகமாகிறது.

1967 இல் பல்சர்களைக் கண்டுபிடித்தது நியூட்ரான் நட்சத்திரங்கள் இருப்பதற்கான முதல் சான்றுகளை வழங்கியது. பல்சர்கள் நியூட்ரான் நட்சத்திரங்கள், அவை சுழற்சிக்கு ஒரு முறை கதிர்வீச்சின் பருப்புகளை வெளியிடுகின்றன. வெளியேற்றப்படும் கதிர்வீச்சு பொதுவாக ரேடியோ அலைகள், ஆனால் பல்சர்கள் ஆப்டிகல், எக்ஸ்ரே மற்றும் காமா-கதிர் அலைநீளங்களிலும் உமிழ்வதாக அறியப்படுகிறது. எடுத்துக்காட்டாக, நண்டு (NP 0532) மற்றும் வேலா பல்சர்கள் (முறையே 33 மற்றும் 83 மில்லி விநாடிகள்) அவை வெள்ளைக் குள்ளர்களாக இருக்கலாம் என்பதற்கான வாய்ப்பை நிராகரிக்கின்றன. பருப்பு வகைகள் ஒரு டைனமோவைப் போலவே அவற்றின் சுழற்சி மற்றும் அவற்றின் வலுவான காந்தப்புலங்களால் உருவாகும் எலக்ட்ரோடைனமிக் நிகழ்வுகளின் விளைவாகும். ரேடியோ பல்சர்களைப் பொறுத்தவரை, நட்சத்திரத்தின் மேற்பரப்பில் உள்ள நியூட்ரான்கள் புரோட்டான்கள் மற்றும் எலக்ட்ரான்களாக சிதைகின்றன. இந்த சார்ஜ் செய்யப்பட்ட துகள்கள் மேற்பரப்பில் இருந்து வெளியிடப்படுவதால், அவை நட்சத்திரத்தை சுற்றியுள்ள தீவிர காந்தப்புலத்திற்குள் நுழைந்து அதனுடன் சுழல்கின்றன. ஒளியை நெருங்கும் வேகத்திற்கு துரிதப்படுத்தப்பட்ட துகள்கள் ஒத்திசைவு உமிழ்வு மூலம் மின்காந்த கதிர்வீச்சை அளிக்கின்றன. இந்த கதிர்வீச்சு பல்சரின் காந்த துருவங்களிலிருந்து தீவிரமான ரேடியோ விட்டங்களாக வெளியிடப்படுகிறது.

ஹெர்குலஸ் எக்ஸ் -1 போன்ற பல பைனரி எக்ஸ்ரே மூலங்களில் நியூட்ரான் நட்சத்திரங்கள் உள்ளன. இந்த வகையான அண்டப் பொருள்கள் எக்ஸ்-கதிர்களை அவற்றின் மேற்பரப்புகளில் இணைந்த துணை நட்சத்திரங்களிலிருந்து சுருக்கினால் வெளியிடுகின்றன.

நியூட்ரான் நட்சத்திரங்கள் சுழலும் ரேடியோ டிரான்ஷியண்ட்ஸ் (RRAT கள்) மற்றும் காந்தங்கள் என அழைக்கப்படும் பொருட்களாகவும் காணப்படுகின்றன. RRAT கள் ஒற்றை வானொலி வெடிப்பை வெளியிடும் ஆதாரங்கள் ஆனால் ஒழுங்கற்ற இடைவெளியில் நான்கு நிமிடங்கள் முதல் மூன்று மணி நேரம் வரை. RRAT நிகழ்வின் காரணம் தெரியவில்லை. காந்தங்கள் 10 ¹⁴ முதல் 10 ¹⁵ காஸ் வரை காந்தப்புலத்தைக் கொண்ட அதிக காந்தமாக்கப்பட்ட நியூட்ரான் நட்சத்திரங்கள்.

நியூட்ரான் நட்சத்திரங்கள் சூப்பர்நோவா வெடிப்புகளால் உருவாகின்றன என்று பெரும்பாலான ஆய்வாளர்கள் நம்புகின்றனர், இதில் சூப்பர்நோவாவின் மைய மையத்தின் சரிவு அதிகரிக்கும் நியூட்ரான் அழுத்தத்தால் நிறுத்தப்படுகிறது, ஏனெனில் மைய அடர்த்தி ஒரு கன செ.மீ.க்கு 10 ¹⁵ கிராம் வரை அதிகரிக்கும். சரிந்த கோர் சுமார் மூன்று சூரிய வெகுஜனங்களை விட மிகப் பெரியதாக இருந்தால், ஒரு நியூட்ரான் நட்சத்திரத்தை உருவாக்க முடியாது, மேலும் மையமானது கருந்துளையாக மாறும்.