ستاره نوترونی

ستارهٔ نوترونی (EC79) هستهٔ فروپاشی‌شدهٔ یک ستارهٔ بزرگ است که پیش از فروپاشی جرم آن در مجموع بین ۱۰ تا ۲۹ جرم خورشیدی بوده‌است. ستاره‌های نوترونی کوچکترین و متراکم‌ترین ستارگانی هستند که تاکنون شناخته شده‌اند.[1] هنگامی که ستارهٔ پر جرمی به شکل ابرنواختر منفجر می‌شود، گاهی هستهٔ آن می‌تواند سالم و برجا بماند. اگر جرم هسته بین ۱٫۴ تا ۳ جرم خورشیدی باشد پدیدهٔ طبیعی گرانش، آن را فراتر از مرحلهٔ کوتوله سفید متراکم می‌کند تا جایی که پروتون‌ها و الکترون‌ها برای تشکیل نوترون‌ها به یکدیگر فشرده می‌شوند. این نوع شیء آسمانی ستاره نوترونی نامیده می‌شود. وقتی که شعاع ستاره‌ای ۱۰ کیلومتر (۶ مایل) باشد، انقباضش متوقف می‌شود. برخی از ستارگان نوترونی در زمین به شکل تپ اختر شناسایی می‌شوند که با چرخش خود، ۲ نوع اشعه منتشر می‌کنند.

برای این که تصور بهتری از یک ستاره نوترونی در ذهنتان به وجود بیاید، می‌توانید فرض کنید که تمام جرم خورشید در مکانی به وسعت یک شهر جا داده شده‌است. یعنی می‌توان گفت یک قاشق از ستاره نوترونی یک میلیارد تن جرم دارد. به اضافه اینکه سرعت چرخش این ستاره‌ها به دور خودشان تا ۷۰۰ دور در ثانیه هم می‌رسد و این چرخش با روند بسیار بسیار آهسته کند می‌شود. به عنوان مثال ستاره نوترونی که در هر ثانیه یک دور می‌زند پس از صد سال در هر ۱/۰۰۰۰۰۳ ثانیه یک دور می‌زند، به عبارت دیگر پس از یک میلیون سال هر ۱/۰۳ ثانیه یک دور می‌زند.

این ستارگان هنگام انفجار برخی از ابرنواخترها به وجود می‌آیند. پس از انفجار یک ابرنواختر ممکن است به خاطر فشار بسیار زیاد حاصل از رمبش مواد پخش شده ساختار اتمی همهٔ عناصر شیمیایی شکسته شود و تنها اجزای بنیادی بر جای بمانند.

بیشتر دانشمندان عقیده دارند که جاذبه و فشار بسیار زیاد باعث فشرده شدن پروتون‌ها و الکترون‌ ‌ها به درون یکدیگر می‌شوند که خود سبب به وجود آمدن توده‌های متراکم نوترونی خواهد شد. عده کمی نیز معتقدند که فشردگی پروتون‌ها و الکترون‌ها بسیار بیش از اینهاست و این باعث می‌شود که تنها کوارک‌ها باقی بمانند؛ و این ستاره کوارکی متشکل از کوارک‌های بالا و پایین (Up & down quarks) و نوع دیگری از کوارک که از بقیه سنگین تر است خواهد بود که این کوارک تاکنون در هیچ ماده‌ای کشف نشده‌است.

از آنجا که اطلاعات در مورد ستارگان نوترونی اندک است در سال‌های اخیر تحقیقات زیادی بر روی این دسته از ستارگان انجام شده‌است.

در اواخر سال ۲۰۰۲ میلادی، یک تیم تحقیقاتی وابسته به ناسا به سرپرستی خانم J. Cotton مطالعاتی را در مورد یک ستاره نوترونی به همراه یک ستاره همدم به نام ۰۷۴۸۶۷۶ EXO انجام داد. این گروه برای مطالعهٔ این ستاره دو تایی که در فاصلهٔ ۳۰۰۰۰ سال نوری از زمین قرار دارد. از یک ماهواره مجهز به اشعه ایکس بهره برد (این ماهواره متعلق به آژانس فضایی اروپا است و XMMX- ray Multi Mirror نیوتن نام دارد).

هدف این تحقیق تعیین ساختار ستاره نوترونی با استفاده از تأثیرات جاذبهٔ زیاد ستاره بر روی نور بود.

با توجه به نظریهٔ نسبیت عام نوری که از یک میدان جاذبهٔ زیاد عبور کند، مقداری از انرژی خود را از دست می‌دهد. این کاهش انرژی به صورت افزایش طول موج نور نمود پیدا می‌کنند. به این پدیده انتقال به قرمز می‌گویند.

این گروه برای نخستین بار انتقال به قرمز نور گذرنده از اتمسفر بسیار بسیار نازک یک ستاره نوترونی را اندازه‌گیری کردند. جاذبهٔ عظیم ستاره نوترونی باعث انتقال به قرمز نور می‌شود که میزان آن به مقدار جرم ستاره و شعاع آن بستگی دارد. تعیین مقادیر جرم و شعاع ستاره می‌تواند محققان را در یافتن فشار درونی ستاره یاری کند. با آگاهی از فشار درونی ستاره منجمان می‌توانند حدس بزنند که داخل ستاره نوترونی فقط متشکل از نوترونهاست یا ذرات ناشناختهٔ دیگر را نیز شامل می‌شود.

این گروه تحقیقاتی پس از انجام مطالعات و آزمایش‌ها خود دریافتند که این ستاره تنها باید از نوترون تشکیل شده باشد؛ و در حقیقت طبق مدل‌های کوارکی، ذره دیگری جز نوترون در آن وجود ندارد.

در حین این مطالعه و برای بررسی تغییرات طیف پرتوهای ایکس، یک منبع پرقدرت اشعه ایکس لازم بود. انفجارهای هسته‌ای (Thermonuclear Blasts) که بر اثر جذب ستاره همدم توسط ستاره نوترونی ایجاد می‌شود.. همان منبع مورد نیاز برای تولید اشعهٔ ایکس بود. ستاره نوترونی به سبب جرم زیاد و به دنبال آن جاذبهٔ قوی، مواد ستاره همدم را به سوی خود جذب می‌کرد. طیف پرتوهای ایکس تولید شده پس از عبور از جو بسیار کم ستاره نوترونی که از اتم‌های آهن فوق یونیزه شده تشکیل شده بود توسط ماهواره XMM-نیوتن مورد بررسی قرار گرفتند.

نکتهٔ قابل توجه این است که در آزمایش‌های قبلی که توسط گروه دیگری انجام شده بود تحقیقات بر روی ستاره‌ای متمرکز بود که میدان مغناطیسی بزرگی داشت و چون میدان مغناطیسی نیز بر روی طیف نور تأثیرگذار است تشخیص اثر نیروی جاذبهٔ ستاره بر روی طیف نور به‌طور دقیق امکان‌پذیر نبود؛ ولی ستاره مورد نظر در پروژه بعدی (که آن را توضیح دادیم) دارای میدان مغناطیسی ضعیفی بود که اثر آن از اثر نیروی جاذبه قابل تشخیص بود.

منابع
  1. Glendenning, Norman K. (2012). Compact Stars: Nuclear Physics, Particle Physics and General Relativity (illustrated ed.). Springer Science & Business Media. p. 1. ISBN 978-1-4684-0491-3. Extract of page 1
در ویکی‌انبار پرونده‌هایی دربارهٔ ستاره نوترونی موجود است.
This article is issued from Wikipedia. The text is licensed under Creative Commons - Attribution - Sharealike. Additional terms may apply for the media files.