النخبة الخطرة كيفية العثور على النجوم النيوترونية


الاجابه 1:

هذا يعتمد على ما إذا كان النجم النيوتروني معزولًا أم لا. أكثر من مصير نهائي ممكن إذا كان له رفيق ، أو إذا تعرض النجم النيوتروني لنوع من الاصطدام.

إذا تم عزل نجم نيوتروني ، فسوف يبرد تدريجيًا جدًا. لا يمكن أن يكتسب أي كتلة ، وهو مستقر بالفعل ضد المزيد من الانهيار الجاذبي بضغط ما هو على الأرجح غاز فيرمي شبه متحلل من مادة كواركية غريبة صعودًا وهبوطًا وإلكترونات في قلبه.

سوف يشع طاقة كنجم نابض لبعض الوقت بالطبع ، سواء في النبضات أو في طيف الأشعة السينية المستمر. لكن يُعتقد أن النجوم النيوترونية المعزولة ستدور بسرعة كبيرة بسبب هذا الإشعاع.

ولكن ما يتم تجاهله هنا هو أن جميع النجوم النيوترونية تولد ساخنة جدًا بالفعل: نواة النجم الذي يخضع لمستعر أعظم من النوع الثاني هو ما يولد نجمًا نيوترونيًا ، وقد تصل درجة حرارته عند ولادته إلى حوالي 10– 20 ميغا إلكترون فولت أو نحو ذلك.

يُشع قدر كبير من هذه الحرارة الأولية بعيدًا بسرعة كبيرة ، نظرًا لأن درجات الحرارة هذه مرتفعة بما يكفي لتكوين أزواج من الإلكترون والبوزيترون ، ثم تفنى هذه الأزواج أحيانًا إلى مضادات نيوترينوات ونيوترينوات ، والتي تنقل الطاقة بعد ذلك من لب النجم المحتضر إلى الداخل. انفجار ضخم.

تأتي هذه الدفعة الأولية من النيوترينوات ومضادات النيوترينوات في نطاق زمني يتراوح من 1-2 ثانية ، وهناك المزيد من النيوترينوات التي تظهر عندما يرتاح النجم تجاه المادة النيوترونية.

بعد ذلك ، على الأرجح على مقياس زمني مدته 10 ثوانٍ أو نحو ذلك ، ينتقل اللب الداخلي إلى كواركات غريبة ، صعودًا وهبوطًا ، بواسطة التفاعلات الضعيفة ، ومن المتوقع أن يطلق هذا انفجارًا كبيرًا آخر من النيوترينوات.

حتى بعد ذلك الوقت ، ومع ذلك ، سيظل النجم النيوتروني المعزول مصدرًا ساطعًا للغاية للنيوترينو ، ربما لمئات المليارات من السنين ، حيث لا يزال من الممكن إنشاء النيوترينوات من خلال عمليات معينة ذات ترتيب أعلى على الرغم من وجود مادة متحللة داخل النجم. ومع ذلك ، فإن هذه العمليات بطيئة ، لذا فإن مرحلة التبريد هذه ستستمر لفترة طويلة جدًا.

لذلك إذا لم يصطدم أبدًا بأي شيء آخر ، فسوف يدور تدريجياً ويصدر نيوترينوات ويبرد - ربما لمئة مليار سنة أو أكثر ، إذا لم يكن هناك اضمحلال الباريون للتدخل.

والنتيجة هي انخفاض تدريجي في إنتروبيا قلب النجم بسبب التبريد البطيء والانهيار ، ولكن زيادة في إنتروبيا الكون ككل بمجرد أخذ الانتروبيا في كل الإشعاع في الاعتبار.

من ناحية أخرى ، يمكن أن يكون للنجم النيوتروني الذي له رفيق مصير مختلف تمامًا. إذا كان رفيقه نجمًا عاديًا ، وكانت المعلمات المدارية صحيحة ، مما يعني أنه قريب بدرجة كافية ، فمن الممكن أن يكون هناك تراكم للمادة على النجم النيوتروني من رفيقه - وهذا ، إذا استمر لفترة كافية ، سيؤدي في النهاية إلى حدوث يصبح النجم النيوتروني كثيفًا جدًا في نواته بحيث يتعذر على الكوارك دعمه بعد الآن.

إذا حدث ذلك فإن النجم النيوتروني سينهار ويتحول إلى ثقب أسود ، وكل إنتروبيا ، جنبًا إلى جنب مع تلك الناتجة عن الانهيار ، ستذهب إلى إنتروبيا الثقب الأسود المرتبطة بمنطقة سطح أفق الثقب الأسود وفقًا لبيكنشتاين.

بالنظر إلى الكتل القليلة جدًا المحددة جيدًا للنجوم النيوترونية التي تم قياسها ، يبدو أن هذا هو في الغالب مصير النجوم النيوترونية التي تمكنت من البقاء في الأنظمة الثنائية ، وأن الكتلة المحددة لنجم نيوتروني في الترتيب من 1.45 إلى 1.65 كتلة شمسية. هناك زوجان من القيم المتطرفة المعروفة بالقرب من كتلتين شمسيتين ، لكن الباقي يقع في نطاق ضيق جدًا. لذلك أظن أن "كتلة شاندراسيخار" للنجوم النيوترونية قريبة من 1.55 كتلة شمسية.

إذا كان النجم النيوتروني في ثنائي مع جسم مضغوط آخر ، أو قزم أبيض ، أو نجم نيوتروني ، أو ثقب أسود ، فسيقوم النظام بإصدار إشعاع ثقالي تدريجيًا أثناء دورانه ، وفي النهاية سوف يسقط الرفيقان في بعضهما البعض ، مما يجعله على الأرجح أسودًا. الفجوة.

مرة أخرى ينتقل الانتروبيا إلى إشعاع الجاذبية بالإضافة إلى الانتروبيا السطحية للثقب الأسود النهائي بعد الانتهاء من الاندماج النهائي.

يعتبر هذا الاندماج من بين أكثر الأحداث نشاطًا التي يمكن أن تحدث في الكون - جزء كبير جدًا من الكتلة الكلية يمكن أن يتحول إلى إشعاع الجاذبية.

بعد ذلك ، إذا كان ستيفن هوكينغ على حق - فكل هذه الأنتروبيا تخرج ببطء شديد مثل الإشعاع الحراري من سطح الثقب الأسود ، والذي ينفجر أخيرًا عندما يخرج آخر إشعاع هوكينج بسرعة كبيرة للغاية ، ولا يترك شيئًا وراءه سوى بحر من الجسيمات ، على افتراض أن الكوسمولوجيين على حق بالفعل في أن التوسع الكوني يتسارع.

ستذهب كل الانتروبيا إلى تلك الجسيمات وموجات الجاذبية في النهاية ، إذا كانت صحيحة.

ستكون الحالة النهائية للكون مثل الموت الحراري المتخيل للورد كلفن.

تقريبا كل النجوم في كل المجرات سوف تتصاعد إلى ثقوب سوداء مركزية فائقة الكتلة على المدى الطويل ، بسبب إشعاع الجاذبية ، وبعد ذلك سوف تتبخر تلك الثقوب السوداء ، على نطاق زمني طويل بشكل لا يصدق. الكثير والعديد من تريليونات السنين متورطة حتى يحدث هذا.

لكن نجمًا نيوترونيًا منعزلاً - لنفترض أن أحدًا يطفو بطريقة ما ، بين المجرات ، لن يترك وراءه سوى نجم نيوتروني شديد البرودة ، إذا لم تتحلل الباريونات أبدًا.

تموت ببطء شديد فقط عن طريق التبريد: تزداد الإنتروبيا الصافية ، بالإشعاع الذي يبردها.


الاجابه 2:

النجم النيوتروني لا يتطور. يبرد فقط عن طريق انبعاث الإشعاع. لذلك ، إذا تُركت لنفسها ، فلن "تموت" أبدًا ، بل ستصبح أكثر برودة وأبرد. لكن عملية التبريد بطيئة ، لأن النجوم النيوترونية تولد ساخنة جدًا (بعد كل شيء ، فهي نوى من النجوم الكبيرة ، والتي تم ضغطها وتسخينها أثناء الانهيار) ، ولكن لها مساحة سطح صغيرة يمكن من خلالها إشعاع تلك الحرارة . في النهاية ، بعد وقت طويل جدًا ، ستترك نجمًا نيوترونيًا باردًا ، لا ينتج عنه أي إشعاع كبير ، لكنه يظل نجمًا نيوترونيًا.

يمكنني التفكير في طريقتين يمكن أن "يموت" بها نجم نيوتروني (بصرف النظر عن الاصطدام بجسم هائل آخر):

  1. إذا كان النجم النيوتروني يتراكم في المادة ، فإنه قد يتجاوز الكتلة المحددة (حدود تولمان - أوبنهايمر - فولكوف - ويكيبيديا) وينهار.
  2. نظريًا ، يمكن أن يولد نجم نيوتروني بكتلة أعلى من حد TOV ، ولكن يتم تثبيته بالدوران السريع. عادة ما تولد النجوم النيوترونية وهي تدور بسرعة (لأن النجم المنهار عادة ما يدور ويؤدي الحفاظ على الزخم الزاوي إلى تسريع الدوران أثناء الانهيار) ، ولكن هذا الدوران يتباطأ تدريجياً ، بسبب تفاعل مجالها المغناطيسي مع الوسط بين النجوم. لذا ، مرة أخرى من الناحية النظرية ، من الممكن أن يصبح دوران مثل هذا النجم النيوتروني بطيئًا جدًا في مرحلة ما بحيث لا يتمكن من تثبيته وينهار النجم.

في كلتا الحالتين من المحتمل أن يؤدي الانهيار إلى ثقب أسود. ربما ، لأنه يمكن أن يكون هناك بعض الحالات المستقرة الإضافية بين النجم النيوتروني والثقب الأسود ، على سبيل المثال

نجم كوارك

. لكننا لا نعرف حقًا ما إذا كانت مثل هذه الحالات موجودة.


الاجابه 3:

النجم الطبيعي عبارة عن كرة كبيرة من الغاز ، جاذبيتها تسحبها معًا ، في محاولة لجعلها تنهار. لقد تم تعليقه في الواقع لأنه حار حقًا. بنفس الطريقة التي يتم بها عندما يكون الغاز ساخنًا ، يتمدد درجة حرارة النجم مما يسمح له بالتمدد والبقاء كبيرًا إلى حد ما. عندما يكبر النجم حقًا ، يمكن أن ينفجر وفي النهاية يحرق معظم وقوده ويبرد قليلاً. يبدأ في الانهيار تحت جاذبيته. تبدأ النجوم الضخمة بما يكفي لسحق البروتونات والإلكترونات لتكوين نيوترونات. هذه تشكل نواة ذرية ضخمة بحجم نجمة ، في الأساس مجرد نيوترونات ، نجم نيوتروني هو. يمكن أن ينهار النجم الطبيعي إلى نجم نيوتروني. إذا تجمع نجم نيوتروني كتلة أكثر فأكثر ببطء ، فقد ينهار مرة أخرى بحيث لا تستطيع النيوترونات دعم نفسها. سيبدأ في التكسير معًا وسيصبح ثقيلًا وكثيفًا لدرجة أنه سيتحول إلى ثقب أسود. الثقب الأسود هو المكان الذي تحصل فيه على كتلة كبيرة في مكان واحد ، فهو يمتد إلى الفضاء لدرجة أنه حتى الضوء لا يستطيع الهروب ، وهذا سيحدث بغض النظر عن الهيكل الداخلي للثقب الأسود. نحن لا نعرف أي شيء عن الأجزاء الداخلية للثقوب السوداء ، وفي الواقع لن تؤثر على أي شخص خارج الثقب الأسود ، لذا بقدر ما يمكننا أن نقول أن الثقب الأسود هو أبعد ما يمكن أن ينهار.

أشكرك


الاجابه 4:

لا توجد آلية واضحة لتبدد نجم نيوتروني تمامًا ، ولكن هناك آلية تسبب فقدان كتلة من هذه النجوم. إنها مسؤولة عن معظم التبريد الذي تتعرض له النجوم النيوترونية بعد تكوينها. نيوترينوات.

لا يتكون النجم النيوتروني بالكامل من نيوترونات ، على الرغم من الاسم. هناك نوع من التوازن بين النيوترونات والبروتونات + الإلكترونات ، حيث حوالي 10٪ من الكتلة عبارة عن بروتونات و 90٪ نيوترونات (اعتمادًا على العمق / الضغط والعديد من الأشياء المعقدة). p + e ^ - \ rightarrow n + \ nu

n \ rightarrow p + e ^ - + \ bar {\ nu}

لاحظ أن هذا توازن ، لذا في أي وقت يتحول عدد قليل من النيوترونات إلى بروتونات وإلكترونات ، وبعض البروتونات والإلكترونات تصبح نيوترونات. لكن الذهاب في كل طريقة يتم بها إنتاج بعض النيوترينوات ، ويمكن لهذه النيوترينوات أن تهرب تمامًا من النجم النيوتروني (على الرغم من أنه قد يتم استعادتها أيضًا في تفاعلات أخرى لا أذكرها هنا).

تحمل النيوترينوات التي تفلت كل منها كمية ضئيلة من الطاقة بعيدًا عن النجم النيوتروني. لذلك ، بالنظر إلى الأطوال الزمنية اللانهائية (المشابهة لأعمار الثقب الأسود) ، فإن هذا سيضيف. إنه أفضل إسقاط لي لكيفية "تبخر" نجم نيوتروني ، لكني لم أقم بالحسابات لمعرفة كيف ستسير العمليات الحسابية. سيكون وقتا طويلا جدا رغم ذلك!


الاجابه 5:

للحصول على إجابة مختصرة على هذا السؤال ، لا يعني ذلك أن الإجابات الأخرى تقدم قدرًا كبيرًا من فهم الفيزياء.

وببساطة ما تعنيه ، فإن العملية هي الاندماج النووي لذرات الهيدروجين التي تشكل نجمة أوه ، العنصر الأول في الجدول الدوري. تندمج معًا لتكوين ذرة بها إلكترونان ، هذا هو الهيليوم. عندما لا يحتوي النجم على الهيدروجين ليندمج معًا ، يُعتبر أنه نفد الوقود. على غرار السيارة التي ينفد منها الوقود ، تبدو السيارة ميتة. وبالمثل مع النجم عندما يتم استهلاك الهيدروجين بالكامل فإنه يعتبر ميتًا مستقبليًا. في أي نقطة يمكن أن تحدث أشياء متعددة والتي من شأنها أن تأخذنا إلى الفيزياء الفلكية حيث أن الإجابات الأخرى قبل هذا يمكن أن تملأك تمامًا ولكن بدون الاندماج النووي ، لا يمكن لوزن المادة المتبقية أن يحجب أكثر من ذلك وسنبدأ في التبريد. وليس لديها المزيد من الانشطار النووي الذي يحدث داخل نفسها التي تعتبر تحتضر أو ​​أب يفتقر إلى القدرة على الحفاظ على الطاقة وإنتاجها عند المستوى الحراري. 44 ينظر إلى هذا ويقرأ بعض إجابات الزملاء الآخرين حول تكوينات النجوم النيوترونية والثقوب السوداء وسوبر نوفي. هذه هي النتيجة النهائية العامة لموت نجم


الاجابه 6:

كما هو معروف ، يتم إنتاج النجم النيوتروني كنتيجة لـ Asupernova ، عندما تكون الكتلة المتبقية قريبة من 1.4 من شمسنا ، حيث يبلغ نصف قطرها حوالي 11.5 كم ، وتحت هذه المادة المكثفة يتم عزل كل المادة إلى نيوترونات ، وبموجب مبدأ الاستبعاد ، سيكون النيوترون تحت ما يسمى بضغط الانحلال الذي يقاوم الجاذبية ويحافظ على حجمه عند حوالي 11.5 كم ، والآن إذا كانت طاقة الوقود الناتجة عن الاندماج النووي تتناقص بمرور الوقت (فترة الحياة) فإن كتلة النجم النيوتراني تتلاشى أكثر إلى حجم أصغر ، أي نجم نيوتروني يصبح ثقبًا أسود ، وهذا بشكل عام كيف يولد ويموت النجم النيوتروني.


الاجابه 7:

إذا لم تجمع كتلة إضافية كافية لتصبح ثقبًا أسود ، فقد "تدور لأسفل" في النهاية ؛ لكن الآلية الوحيدة لفقدان الكتلة التي يمكنني التفكير فيها ستكون إذا حصل النيوترون العرضي على ما يكفي من "ركلة" للارتفاع بما يكفي من الجاذبية جيدًا ليتحلل مرة أخرى إلى بروتون ، وإلكترون وإلكترون مضاد للنوترينو ؛ سيكون مضاد النوترينو على الأقل مناسبًا للهروب تمامًا. بعد ذلك ، ما لم يهرب الإلكترون أيضًا ، فإن الجسيمين المشحوبين سوف يسقطان مرة أخرى في الجاذبية جيدًا ويفترض أن يتحدان لتكوين نيوترون ، ينبعث منه إلكترون نيوترينو ، والذي قد يفلت أيضًا. لذا فمن الممكن (على ما أظن) أن النجوم النيوترونية قد تتحلل ببطء عن طريق "تبخير" أزواج النيوترينو المضادة للنيوترينو بشكل منفصل.


الاجابه 8:

النجم النيوتروني ، أو النجم النابض ، هو النواة المنهارة لنجم ميت. لا توجد آلية لهم لتوليد الطاقة ، بخلاف التفاعل مع الغازات المحيطة. عندما تسقط الغازات المحيطة على السطح ، يتم توجيهها ، بواسطة الحقول المغناطيسية عالية التركيز ، إلى الأقطاب المغناطيسية ، وتسخن ، وتولد نبضات كهرومغناطيسية (فوتونات). نظرًا لأن الأقطاب المغناطيسية ليست بالضرورة ، وفي معظم الحالات لا تصطف مع محور الدوران ، فإن هذه الفوتونات تنبعث في حزم دوارة. إذا تصادف وجودنا على أحد مخاري الانبعاث ، فإننا نكتشف شعاعًا نابضًا ، ومن هنا تم تطبيق اسم النجم النابض.

عندما يتم استنفاد الغازات حول نجم نيوتروني ، كل ما تبقى هو كرة داكنة من النيوترونات تطفو في الفضاء. ومع ذلك ، لا يزال يُصنف كنجم نيوتروني.


الاجابه 9:

أفهم أن النجوم النيوترونية قد ماتت بالفعل ، فعندما تموت شمسنا ، ستكون جمرة حارة كثيفة من الكربون ستبرد ببطء حتى تصبح مظلمة وباردة. النجم النيوتروني هو جمرة نجم أكثر ضخامة. ضخمة بما يكفي لضغط المادة وتحويلها إلى نيوترونات ، لكنها ليست ضخمة بما يكفي للانهيار في ثقب أسود ، والتي كانت تعتبر أيضًا نجوما ميتة. ولكن بما أن الثقوب السوداء يمكن أن تندمج وتصبح ثقوبًا سوداء ضخمة في مراكز المجرات. يبدو أن لديهم حياة ما بعد الموت (الزومبي ، إذا صح التعبير).


الاجابه 10:

إذا لم تتحلل البروتونات ، فعند البرودة الكافية لعدم إصدار نيوترينوات ، ستكون النجوم النيوترونية مستقرة ضد كل شيء ما عدا النفق الكمومي ، وهي نفس الآلية التي تنتج إشعاع هوكينغ من الثقوب السوداء.


الاجابه 11:

ربما يكون النجم النيوتروني ، الذي تُرك لأجهزته الخاصة ، هو البنية الكلية الأكثر استقرارًا في الكون. لا توجد حقيقة تشير إلى أنه أي شيء إلا أنه خالد.