نجم نيوتروني

(تم التحويل من Neutron star)
حجم النجم النيوتروني مقارنة بمنهاتن.
إشعات من النجم النابض PSR B1509-58، نجم نيوتروني سريع التمدد، يصنع توهج غازي قريب في أشعة إكس (ذهبي، من تشاندرا) وينير بقية السديم، يظهر هنا على هيئة أشعة تحت حمراء (الأزرق والأحمر، من WISE).

النجم النيوتروني neutron star، هو نوع من البقايا النجمية التي يمكن أنت تنتج من انهيار جاذبية نجم عملاق بعد حدوث ظاهرة المستعر الأعظم. النجوم النيوترونية هي النجوم الأكثر كثافة والأصغر المعروفة في الكون؛ بقطر يصل إلى حوالي 12-13 كم فقط، وقد تصل كتلتها إلى ضعفي كتلى الشمس.

تتكون النجوم العملاقة بالكامل تقريباً من النيوترونات، وهي عبارة عن جسيمات تحت ذرية بلا شحنة كهربائية صافية بكتلة أكبر قليلاً من الپروتونات. النجوم النيوترونية ساخنة للغاية ومدعمة ضد المزيد من الانهيارات عن طريق ضغط الانحطاط الكمي بسبب ظاهرة وصفها مبدأ استبعاد پاولي، والذي يقول بأنه لا يوجد نيوترونين (أو أي جسيمات فرميونية أخرى) يمكنها أن تشغل نفس المكان والحالة الكمومية معاً.

للنجم النيوتروني التقليدي كتلة تتراوح بين ~1.4 وحوالي 3 أضعاف كتلة الشمس(M) بدرجة حرارة سطحية تصل إلى ~6×105 K.[1][2][3][4][أ] الكثافة الإجمالي للنجم النيوتروني تتراوح من 3.7×1017 إلى 5.9×1017 kg/m3 (2.6×1014 to 4.1×1014 مرة ضعف كثافة الشمس)،[ب] والذي يشابه الكثافة التقريبية لنواة ذرة 3×1017 kg/m3.[5] تتراوح كثافة النجم النيوتروني من أقل من 1×109 kg/m3 في القشرة – ويتزياد العمق إلى ما يزيد عن – 6×1017 or 8×1017 kg/m3 الأكثر عمقاً في الداخل (أعلى كثافة من نواة الذرة).[6]

. . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . .

التشكل

تتكون النجمة النيوترونية عندما تفرغ نجمة كبيرة، تتراوح كتلتها بين 6 و 8 مرات قدر كتلة الشمس من وقودها وتحترق. ونتيجة لذلك، فإن النجمة تنهار ثم تنفجر بعد ذلك. وتسمى النجمة المتفجرة، المستعر فائق التوهج. وتنفض في هذه الحالة قشرتها الخارجية عنها وتترك وراءها قلبًا أو لبًا يدور. هذا اللّب هو النجمة النيوترونية، وهي تتكون من بروتونات وإلكترونات دمجت معًا لتكوِّن نيوترونات عن طريق قوة جاذبية هائلة.


الخصائص

Gravitational light deflection at a neutron star. Due to relativistic light deflection more than half of the surface is visible (each chequered patch here represents 30 degrees by 30 degrees).[7] In natural units, the mass of the depicted star is 1 and its radius 4, or twice its Schwarzschild radius.[7]

لنجم النيوترون مجال مغنطيسي أقوى ملايين المرات من أكبر المغانط قوة على الأرض. ويعمل هذا المجال المغنطيسي بمثابة معجل جسيمات. فهو يكوِّن مجالاً كهربائيًا يدفع الإلكترونات والبروتونات من سطح النجم. وفي بعض الحالات، تُولد هذه الجسميات شعاعا من موجات الراديو، أو الأشعة السينية أو أي إشعاع آخر يتدفق من النجم.


التركيب

Cross-section of neutron star. Densities are in terms of ρ0 the saturation nuclear matter density, where nucleons begin to touch.

عن طريق معلوماتنا عن خواص الجسيمات المشتركة في تكوين النجم النيوتروني التي نعرفها من علم الجسيمات الأولية فيمكن تقسيم باطن نجم نيوتروني قطره 20 كيلومتر إلى الطبقات الآتية:

يبلغ الضغط على سطحه صفر ، وحيث أن النيوترونات الحرة غير مستقرة فيوجد على السطح أنوية الحديد وإلكترونات. وتكون تلك الأنوية في العادة بلورات إلا أنه نظرا لقوى الجاذبية البالغة الكبر فهي تمنع تكون بلورات ترتفع فوق السطح أكثر من عدة مليمترات. وإذا فرض وكان على السطح جو من البلازما الساخنة فلن يزيد سمكها عن عدة سنتيمترات.

ويقدر سمك الطبقة المتكونة من بلورات أنوية الحديد نحو 10 متر. وتتزايد متوسط كثافة البلولورات إلى نحو 1/1000 من كثافة الأنوية نفسها مع زيادة العمق حتى عمق 10 متر. كما تتزايد نسبة النيوترونات في الأنوية وتتكون أنوية حديد غنية بالنيوترونات ، و تكون مستقرة في تلك الظروف المحيطة المتناهية الصعوبة.

وعلى عمق 10 متر يكون الضغط عالي جدا بحيث تتواجد نيوترونات حرة. ومن هنا تبدأ طبقة وسطية قد تصل إلى 1 أو 2 كيلومتر تتكون من أنوية الحديد المتبلورة بجانب سائل من النيوترونات. وفيها تتناقص نسبة الحديد من 100% إلى 0% بينما تتزايد نسبة النيوترونات . كما يرتفع متوسط الكثافة إلى أن تصل إلى كثافة أنوية الذرة وقد تزيد عنها.

يتبع الطبقة المتوسطة من النجم النيوتروني نيوترونات بحيث يصبح مكونا من نيوترونات وقليل من البروتونات والإلكترونات في حالة توازن حراري. وبحسب درجة الحرارة فإذا كانت منخفضة نسبيا فيمكن للنيوترونات ان تكون في حالة ميوعة فائقة وأن تكون البروتونات فائقة التوصيل. ويتميز النجم النيوتروني بدرجة حرارة حرجة عند درجة 1011 كلفن ، أي أن النجم النيوتروني يصل إلى حالة الميوعة الفائقة خلال فترة وجيزة من بعد تكونه.

وفي أعماق أكبر حيث ترتفع الكثافة إلى ثلاثة أضعاف كثافة النواة الذرية ولا نعرف ماهي صفات تلك الحالة الغريبة تماما عن ما نعهده ، حتى أن تمثيلها في معجل جسيمات لدراستها ليس ممكنا.

وقد تتكون على ذلك العمق منطقة مركزية من بيونات أو كايونات. وبما أن تلك الجسيمات من نوع البوزونات ولا تتبع مبدأ استبعاد باولي فإنهم جميعا يمكن ان يشغلوا نفس مستوى الطاقة الكمومي المنخفض وتكوين تكاثف بوز-اينشتاين ، وعندئذ فقد لا تستطيع تحمل الضغط الكبير جدا الواقع عليها بحيث قد يعتريها انهيار وتقلص ثاني وتصبح ثقبا أسودا.

وقد تكون إمكانية أخرى وهي تكوّن كواركات حرة ويسمى نجم كواركات. ومادة كتلك قد تتآثر بالتآثر القوي وتستقر رغم وجود الجاذبية. وحيث أن نجم كواركات يكون أكثر كثافة وبذلك يكون أصغر فمن المفروض أن يكون دوران نجم الكواركات حول محوره أسرع من النجم اليوتروني. ونجد بعض النجوم المرصودة في هيئة النباض لها دورات حول محورها أقل من 1.4 مللي ثانية إلى 30 ثانية وقد يكون النباض علامة على وجود تلك المادة الغريبة. بسبب انضغاطية النجم النيوتروني فإن جاذبية سطحها قد تفوق جاذبية الأرض حوالى مائة ألف مليون مرة.

وقد شوهد لأربعة من النباضات ارتفاع مفاجئ في تردد الدوران ويتبعه فترة ينخفض فيها تردد الدوران ، فقد يكون ذلك ناتجا عن زلزال ناشئ عن تبادل الزخم الزاوي بين الطبقة الحديدة العليا في النجم النيوتروني والطبقة التي تحتها المكونة من دوامات دوارة للسائل النيوتروني ذو الميوعة الفائقة.


تاريخ الاكتشافات

أول رصد مباشر لنجم نيوتروني في ضوء مرئي. النجم النيوتروني هو RX J185635-3754.

توقّع العلماء وجود نجوم النيوترون في عام 1938. وكان التوقع مجرد نظرية فقط حتى عام 1967 عندما التقطت التلسكوبات الراديوية في إنجلترا نبضات كهربائية منتظمة من جسم في الفضاء. وقد خلص العلماء فيما بعد إلى أن هذه الأجسام المُسماة المنبضات هي بالفعل نجوم نيوترون.


. . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . .

الدوران

NASA artist's conception of a "starquake", or "stellar quake".


العدد والمسافة

النجوم النيوترونية الثنائية

الأنواع

النواة العملاقة

أمثلة على النجوم النيوترونية

  • PSR J0108-1431 – closest neutron star
  • LGM-1 – the first recognized radio-pulsar
  • PSR B1257+12 – the first neutron star discovered with planets (a millisecond pulsar)
  • SWIFT J1756.9-2508 – a millisecond pulsar with a stellar-type companion with planetary range mass (below brown dwarf)
  • PSR B1509-58 source of the "Hand of God" photo shot by the Chandra X-ray Observatory.
  • PSR J0348+0432 - the most massive neutron star with a well-constrained mass, .


. . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . .

انظر أيضاً

معرض الصور

الهوامش

  1. ^ تتزايد كثافة النجم النيوتروني بتزايد كتلته، ويتناقص قطره بطريقة غير خطية. (NASA mass radius graph)
  2. ^ 3.7×1017 kg/m3 تستمد من كتلة 2.68 × 1030 كگ / حجم نجم بقطر 12 كم; 5.9×1017 kg m−3تشتق من كتلة 4.2×1030 kg لحجم نجم بقطر 11.9 كم

المصادر

  1. ^ Bulent Kiziltan (2011). Reassessing the Fundamentals: On the Evolution, Ages and Masses of Neutron Stars. Universal-Publishers. ISBN  1-61233-765-1 .
  2. ^ Neutron star mass measurements
  3. ^ "Nasa Ask an Astrophysist: Maximum Mass of a Neutron Star".
  4. ^ Paweł Haensel, A Y Potekhin, D G Yakovlev (2007). Neutron Stars. Springer. ISBN  0-387-33543-9 .CS1 maint: Multiple names: authors list (link)
  5. ^ "Calculating a Neutron Star's Density". Retrieved 2006-03-11. NB 3 × 1017 kg/m3 is 3×1014 g/cm3
  6. ^ "Introduction to neutron stars". Retrieved 2007-11-11.
  7. ^ أ ب خطأ استشهاد: وسم <ref> غير صحيح؛ لا نص تم توفيره للمراجع المسماة Zahn
  8. ^ Neutrino-Driven Protoneutron Star Winds, Todd A. Thompson.
  9. ^ Nakamura, T. (1989). "Binary Sub-Millisecond Pulsar and Rotating Core Collapse Model for SN1987A". Progress of Theoretical Physics. 81 (5): 1006. Bibcode:1989PThPh..81.1006N. doi:10.1143/PTP.81.1006.
  10. ^ "Pulsar in Triple Stellar System -- (a featured section that is part of the web page about The National Radio Astronomy Observatory in Green Bank, West Virginia)". Retrieved January 29, 2014. Astronomers using the National Science Foundation's Green Bank Telescope (GBT) have discovered a unique stellar system of two white dwarf stars and a superdense neutron star, all packed within a space smaller than Earth's orbit around the Sun. The closeness of the stars, combined with their nature, has allowed the scientists to make the best measurements yet of the complex gravitational interactions in such a system. In addition, detailed studies of this system may provide a key clue for resolving one of the principal outstanding problems of fundamental physics -- the true nature of gravity.
  • "ASTROPHYSICS: ON OBSERVED PULSARS". scienceweek.com. Retrieved 6 August 2004.
  • Norman K. Glendenning, R. Kippenhahn, I. Appenzeller, G. Borner, M. Harwit (2000). Compact Stars (2nd ed.).CS1 maint: Multiple names: authors list (link)
  • Kaaret; Prieskorn; in 't Zand; Brandt; Lund; Mereghetti; Gotz; Kuulkers; Tomsick (2006). "Evidence for 1122 Hz X-Ray Burst Oscillations from the Neutron-Star X-Ray Transient XTE J1739-285". The Astrophysical Journal. 657 (2): L97. arXiv:astro-ph/0611716. Bibcode:2007ApJ...657L..97K. doi:10.1086/513270.

وصلات خارجية