न्यूट्रॉन स्टार अवधारणा
न्यूट्रॉन सितारों की अवधारणा नई नहीं है: उनके अस्तित्व की संभावना के बारे में पहला सुझाव 1934 में कैलिफोर्निया के प्रतिभाशाली खगोलविदों फ्रिट्ज ज़्विकी और वाल्टर बार्डे द्वारा दिया गया था। (थोड़ा पहले, 1932 में, प्रसिद्ध सोवियत वैज्ञानिक एल.डी. लैंडौ द्वारा न्यूट्रॉन सितारों के अस्तित्व की संभावना की भविष्यवाणी की गई थी।) 1930 के दशक के अंत में, यह अन्य अमेरिकी वैज्ञानिकों ओपेनहाइमर और वोल्कोव द्वारा शोध का विषय बन गया। इस समस्या में इन भौतिकविदों की दिलचस्पी एक विशाल सिकुड़ते तारे के विकास के अंतिम चरण को निर्धारित करने की इच्छा के कारण थी। चूंकि लगभग उसी समय सुपरनोवा की भूमिका और महत्व का पता चला था, यह सुझाव दिया गया था कि एक न्यूट्रॉन तारा सुपरनोवा विस्फोट का अवशेष हो सकता है। दुर्भाग्य से, द्वितीय विश्व युद्ध के फैलने के साथ, वैज्ञानिकों का ध्यान सैन्य जरूरतों की ओर गया और विस्तृत अध्ययनये नए और उच्चतम डिग्री रहस्यमय वस्तुनिलंबित किया गया था। फिर, 50 के दशक में, न्यूट्रॉन सितारों का अध्ययन विशुद्ध रूप से सैद्धांतिक रूप से फिर से शुरू किया गया ताकि यह स्थापित किया जा सके कि वे जन्म की समस्या के लिए प्रासंगिक हैं या नहीं। रासायनिक तत्वमें मध्य क्षेत्रसितारे।एकमात्र खगोल भौतिक वस्तु है जिसके अस्तित्व और गुणों की भविष्यवाणी उनकी खोज से बहुत पहले की गई थी।
1960 के दशक की शुरुआत में, उद्घाटन अंतरिक्ष स्रोतउन लोगों के लिए एक्स-रे उत्सर्जन बहुत उत्साहजनक रहा है जिन्होंने न्यूट्रॉन सितारों को आकाशीय एक्स-रे उत्सर्जन के संभावित स्रोत के रूप में माना है। 1967 के अंत तक खोज की थी नई कक्षाआकाशीय पिंड - पल्सर, जिसने वैज्ञानिकों को भ्रम में डाल दिया। यह खोज सबसे अधिक थी महत्वपूर्ण घटनान्यूट्रॉन सितारों के अध्ययन में, क्योंकि इसने फिर से ब्रह्मांडीय एक्स-रे की उत्पत्ति का सवाल उठाया। न्यूट्रॉन सितारों की बात करें तो यह ध्यान में रखना चाहिए कि उनके भौतिक विशेषताएंसैद्धांतिक और अत्यधिक काल्पनिक रूप से स्थापित, चूंकि भौतिक स्थितियोंजो इन निकायों में मौजूद हैं उन्हें प्रयोगशाला प्रयोगों में पुन: प्रस्तुत नहीं किया जा सकता है।
न्यूट्रॉन सितारों के गुण
न्यूट्रॉन सितारों के गुणों पर निर्णायक महत्व के हैं गुरुत्वाकर्षण बल. विभिन्न अनुमानों के अनुसार, न्यूट्रॉन तारों का व्यास 10-200 किमी है। और यह नगण्य अंतरिक्ष अवधारणामात्रा "भरवां" पदार्थ की इतनी मात्रा के साथ है कि हो सकता है खगोल - काय, सूर्य के समान, लगभग 1.5 मिलियन किमी के व्यास के साथ, और द्रव्यमान में पृथ्वी से लगभग दस लाख गुना भारी! पदार्थ की इस तरह की एकाग्रता का प्राकृतिक परिणाम अविश्वसनीय है उच्च घनत्वन्यूट्रॉन स्टार। वास्तव में, यह इतना घना हो जाता है कि यह ठोस भी हो सकता है। एक न्यूट्रॉन तारे का गुरुत्वाकर्षण इतना अधिक होता है कि वहां एक व्यक्ति का वजन लगभग एक मिलियन टन होगा। गणना से पता चलता है कि न्यूट्रॉन तारे अत्यधिक चुम्बकित होते हैं। अनुमानों के अनुसार किसी न्यूट्रॉन तारे का चुंबकीय क्षेत्र 10 लाख किमी तक पहुंच सकता है। मिलियन गॉस, जबकि पृथ्वी पर यह 1 गॉस है। न्यूट्रॉन स्टार त्रिज्यालगभग 15 किमी लिया जाता है, और द्रव्यमान लगभग 0.6 - 0.7 सौर द्रव्यमान होता है। बाहरी परतएक मैग्नेटोस्फीयर है जिसमें दुर्लभ इलेक्ट्रॉन और परमाणु प्लाज्मा होते हैं, जो एक तारे के शक्तिशाली चुंबकीय क्षेत्र द्वारा प्रवेश किया जाता है। यहीं पर रेडियो संकेतों का जन्म होता है, जो हैं बानगीपल्सर अल्ट्राफास्ट चार्ज कण, चुंबकीय के साथ सर्पिल में घूम रहे हैं बल की रेखाएं, बढ़ावा दें कुछ अलग किस्म काविकिरण। कुछ मामलों में, रेडियो रेंज में विकिरण होता है विद्युत चुम्बकीय वर्णक्रम, दूसरों में - उच्च आवृत्तियों पर विकिरण।न्यूट्रॉन तारे का घनत्व
मैग्नेटोस्फीयर के लगभग तुरंत ही, पदार्थ का घनत्व 1 t/cm3 तक पहुँच जाता है, जो कि 100,000 गुना है अधिक घनत्वग्रंथि। अगली बाहरी परत में धातु की विशेषताएं हैं। "सुपरहार्ड" पदार्थ की यह परत क्रिस्टलीय रूप में होती है। क्रिस्टल परमाणु नाभिकों से बने होते हैं परमाणु भार 26 - 39 और 58 - 133. ये क्रिस्टल बेहद छोटे हैं: 1 सेमी की दूरी को कवर करने के लिए, आपको एक पंक्ति में लगभग 10 बिलियन क्रिस्टल को पंक्तिबद्ध करना होगा। इस परत में घनत्व बाहरी परत की तुलना में 1 मिलियन गुना अधिक है, या अन्यथा, लोहे के घनत्व से 400 अरब गुना अधिक है।तारे के केंद्र की ओर आगे बढ़ते हुए, हम तीसरी परत को पार करते हैं। इसमें क्षेत्र शामिल है भारी नाभिककैडमियम की तरह, लेकिन न्यूट्रॉन और इलेक्ट्रॉनों में भी समृद्ध। तीसरी परत का घनत्व पिछले वाले की तुलना में 1,000 गुना अधिक है। न्यूट्रॉन तारे में गहराई से प्रवेश करते हुए, हम चौथी परत तक पहुँचते हैं, जबकि घनत्व थोड़ा बढ़ जाता है - लगभग पाँच गुना। फिर भी, इस तरह के घनत्व के साथ, नाभिक अब अपनी भौतिक अखंडता को बनाए नहीं रख सकते हैं: वे न्यूट्रॉन, प्रोटॉन और इलेक्ट्रॉनों में क्षय हो जाते हैं। ज्यादातरपदार्थ न्यूट्रॉन के रूप में होता है। प्रत्येक इलेक्ट्रॉन और प्रोटॉन के लिए 8 न्यूट्रॉन होते हैं। संक्षेप में, इस परत को इलेक्ट्रॉनों और प्रोटॉन द्वारा "प्रदूषित" न्यूट्रॉन तरल माना जा सकता है। इस परत के नीचे न्यूट्रॉन तारे का कोर होता है। यहां घनत्व ऊपरी परत की तुलना में लगभग 1.5 गुना अधिक है। और फिर भी, घनत्व में यह छोटी सी वृद्धि भी कोर में कणों को किसी भी अन्य परत की तुलना में बहुत तेजी से आगे बढ़ने का कारण बनती है। गतिज ऊर्जाप्रोटॉन और इलेक्ट्रॉनों की एक छोटी मात्रा के साथ मिश्रित न्यूट्रॉन की गति इतनी अधिक होती है कि लगातार होती रहती है बेलोचदार टक्करकण। टक्कर की प्रक्रियाओं में, सभी में जाना जाता है परमाणु भौतिकीकण और प्रतिध्वनि, जिनमें से एक हजार से अधिक हैं। सभी संभावना में, वहाँ है बड़ी संख्याकण अभी तक हमें ज्ञात नहीं हैं।
न्यूट्रॉन स्टार तापमान
न्यूट्रॉन सितारों का तापमान तुलनात्मक रूप से अधिक होता है। यह उम्मीद की जानी चाहिए, यह देखते हुए कि वे कैसे उत्पन्न होते हैं। किसी तारे के अस्तित्व के पहले 10 - 100 हजार वर्षों के दौरान, कोर का तापमान कई सौ मिलियन डिग्री तक कम हो जाता है। फिर एक नया चरण आता है, जब विद्युत चुम्बकीय विकिरण के उत्सर्जन के कारण तारे के कोर का तापमान धीरे-धीरे कम हो जाता है।तारकीय विकास के अंतिम उत्पाद को कहा जाता है न्यूट्रॉन तारे. उनका आकार और वजन बस अद्भुत है! व्यास में 20 किमी तक का आकार है, लेकिन वजन के समान है। न्यूट्रॉन तारे में पदार्थ का घनत्व परमाणु नाभिक के घनत्व से कई गुना अधिक होता है। सुपरनोवा विस्फोट के दौरान न्यूट्रॉन तारे दिखाई देते हैं।
अधिकांश ज्ञात न्यूट्रॉन सितारों का द्रव्यमान लगभग 1.44 सौर द्रव्यमान होता है।और चंद्रशेखर द्रव्यमान सीमा के बराबर है। लेकिन यह सैद्धांतिक रूप से संभव है कि उनके पास 2.5 द्रव्यमान तक हो सकते हैं। अब तक खोजे गए सबसे भारी वजन का वजन 1.88 . है सौर द्रव्यमान, और इसे कहा जाता है - वेले एक्स -1, और दूसरा 1.97 सौर - पीएसआर जे 1614-2230 के द्रव्यमान के साथ। घनत्व में और वृद्धि के साथ, तारा क्वार्क में बदल जाता है।
न्यूट्रॉन सितारों का चुंबकीय क्षेत्र बहुत मजबूत होता है और G . की 10 से 12वीं शक्ति तक पहुंचता है, पृथ्वी का क्षेत्र 1 Gs है। 1990 के बाद से, कुछ न्यूट्रॉन सितारों की पहचान मैग्नेटर्स के रूप में की गई है - ये वे तारे हैं जिनमें चुंबकीय क्षेत्र 10 से अधिक गॉस की 14 वीं शक्ति तक जाते हैं। ऐसे महत्वपूर्ण चुंबकीय क्षेत्रों में, भौतिकी भी बदलती है, सापेक्षतावादी प्रभाव प्रकट होते हैं (चुंबकीय क्षेत्र द्वारा प्रकाश विक्षेपण), और ध्रुवीकरण भौतिक निर्वात. न्यूट्रॉन सितारों की भविष्यवाणी की गई और फिर उनकी खोज की गई।
पहला सुझाव वाल्टर बाडे और फ्रिट्ज ज़्विकी ने 1933 में दिया था।, उन्होंने यह धारणा बनाई कि न्यूट्रॉन तारे एक सुपरनोवा विस्फोट के परिणामस्वरूप पैदा हुए हैं। गणना के अनुसार, इन तारों का विकिरण बहुत छोटा है, इसका पता लगाना असंभव है। लेकिन 1967 में, हेविश स्नातक छात्र जॉक्लिन बेल ने खोजा, जो नियमित रेडियो दालों का उत्सर्जन करता था।
इस तरह के आवेग तेजी से परिणाम के रूप में प्राप्त किए गए थे ऑब्जेक्ट रोटेशन, लेकिन इतने मजबूत घूर्णन से साधारण तारे आसानी से अलग हो जाते हैं, और इसलिए उन्होंने फैसला किया कि वे न्यूट्रॉन तारे हैं।
घूर्णन गति के अवरोही क्रम में पल्सर:
इजेक्टर एक रेडियो पल्सर है। कम घूर्णन गति और मजबूत चुंबकीय क्षेत्र। ऐसे पल्सर में चुंबकीय क्षेत्र होता है और तारा समान कोणीय वेग से एक साथ घूमता है। पर निश्चित क्षण लाइन की गतिक्षेत्र प्रकाश की गति तक पहुँच जाता है और उससे अधिक होने लगता है। इसके अलावा, द्विध्रुवीय क्षेत्र मौजूद नहीं हो सकता है, और क्षेत्र की ताकत की रेखाएं फटी हुई हैं। इन रेखाओं के साथ चलते हुए, आवेशित कण एक चट्टान तक पहुँचते हैं और टूट जाते हैं, इसलिए वे न्यूट्रॉन तारे को छोड़ देते हैं और अनंत तक किसी भी दूरी तक उड़ सकते हैं। इसलिए, इन पल्सर को इजेक्टर (दे देना, फटना) - रेडियो पल्सर कहा जाता है।
प्रोपेलर, इसमें अब प्रकाश के बाद की गति के लिए कणों को तेज करने के लिए एक बेदखलदार के रूप में ऐसी घूर्णन गति नहीं है, इसलिए यह एक रेडियो पल्सर नहीं हो सकता है। लेकिन इसकी घूर्णन गति अभी भी बहुत अधिक है, चुंबकीय क्षेत्र द्वारा कब्जा कर लिया गया पदार्थ अभी तक तारे पर नहीं गिर सकता है, अर्थात अभिवृद्धि नहीं होती है। ऐसे सितारों का बहुत खराब अध्ययन किया जाता है, क्योंकि उनका निरीक्षण करना लगभग असंभव है।
एक्स्ट्रेटर एक एक्स-रे पल्सर है। तारा अब इतनी तेजी से नहीं घूम रहा है और मामला रेखा के साथ गिरते हुए तारे पर पड़ने लगता है चुंबकीय क्षेत्र. ठोस सतह पर ध्रुव के पास गिरने पर पदार्थ लाखों डिग्री तक गर्म हो जाता है, जिसके परिणामस्वरूप एक्स-रे. स्पंदन इस तथ्य के परिणामस्वरूप होता है कि तारा अभी भी घूम रहा है, और चूंकि गिरने वाले पदार्थ का क्षेत्र केवल लगभग 100 मीटर है, यह स्थान समय-समय पर दृश्य से गायब हो जाता है।
उन्हें 30 के दशक की शुरुआत में भविष्यवाणी की गई थी। 20 वीं सदी सोवियत भौतिक विज्ञानीएल डी लांडौ, खगोलविद डब्ल्यू बाडे और एफ ज़्विकी। 1967 में, पल्सर की खोज की गई, जिसे 1977 तक अंततः न्यूट्रॉन सितारों के साथ पहचाना गया।
न्यूट्रॉन तारे एक बड़े द्रव्यमान वाले तारे के विकास के अंतिम चरण में सुपरनोवा विस्फोट के परिणामस्वरूप बनते हैं।
यदि सुपरनोवा अवशेष का द्रव्यमान (अर्थात्, खोल के बाहर निकलने के बाद जो बचा है) 1.4 से अधिक है एमलेकिन 2.5 . से कम एम, तब विस्फोट के बाद इसका संपीड़न तब तक जारी रहता है जब तक घनत्व परमाणु मूल्यों तक नहीं पहुंच जाता। यह इस तथ्य को जन्म देगा कि इलेक्ट्रॉनों को नाभिक में "दबाया" जाएगा, और अकेले न्यूट्रॉन से युक्त पदार्थ बनता है। एक न्यूट्रॉन तारे का जन्म होता है।
न्यूट्रॉन सितारों की त्रिज्या, सफेद बौनों की त्रिज्या की तरह, बढ़ते द्रव्यमान के साथ घटती जाती है। तो, 1.4 . के द्रव्यमान वाला एक न्यूट्रॉन तारा एम ☉ (न्यूनतम वजनन्यूट्रॉन स्टार) की त्रिज्या 100-200 किमी है, और इसका द्रव्यमान 2.5 . है एम(अधिकतम वजन) - केवल 10-12 किमी। साइट से सामग्री
न्यूट्रॉन तारे का एक योजनाबद्ध खंड चित्र 86 में दिखाया गया है। तारे की बाहरी परतें (चित्र 86, III) लोहे से बनी होती हैं, जो एक ठोस परत बनाती है। लगभग 1 किमी की गहराई पर, न्यूट्रॉन के मिश्रण के साथ लोहे की एक ठोस परत शुरू होती है (चित्र 86), जो एक तरल सुपरफ्लुइड और सुपरकंडक्टिंग कोर (चित्र। 86, I) में गुजरती है। सीमा के करीब द्रव्यमान पर (2.5-2.7 .) एम), एक न्यूट्रॉन तारे के मध्य क्षेत्रों में, भारी प्राथमिक कण(हाइपरन)।
न्यूट्रॉन तारे का घनत्व
न्यूट्रॉन तारे में पदार्थ का घनत्व पदार्थ के घनत्व के बराबर होता है परमाणु नाभिक: यह 10 15 -10 18 किग्रा / मी 3 तक पहुँचता है। इन घनत्वों पर स्वतंत्र अस्तित्वइलेक्ट्रॉन और प्रोटॉन असंभव हैं, और तारे के पदार्थ में व्यावहारिक रूप से केवल न्यूट्रॉन होते हैं।
चित्र (तस्वीरें, चित्र)
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1960 के दशक में न्यूट्रॉन सितारों की खोज के बाद से, वैज्ञानिकों ने बहुत जवाब देने की कोशिश की है महत्वपूर्ण सवाल: न्यूट्रॉन तारे कितने विशाल हो सकते हैं? ब्लैक होल के विपरीत, इन तारों का एक मनमाना द्रव्यमान नहीं हो सकता है। और विश्वविद्यालय के खगोल भौतिकीविद। गोएथे न्यूट्रॉन सितारों के अधिकतम द्रव्यमान पर एक ऊपरी सीमा की गणना करने में सक्षम थे।
लगभग 12 किलोमीटर की त्रिज्या के साथ, और एक द्रव्यमान जो कि दो बार हो सकता है, न्यूट्रॉन तारे ब्रह्मांड में सबसे घने पिंडों में से हैं, जो बनाते हैं गुरुत्वाकर्षण क्षेत्र, द्वारा उत्पन्न क्षेत्रों के लिए बिजली में तुलनीय। अधिकांश न्यूट्रॉन सितारों का द्रव्यमान सूर्य के द्रव्यमान का लगभग 1.4 गुना होता है, हालांकि उदाहरण भी ज्ञात हैं, जैसे पल्सर PSR J0348+0432, जिसमें 2.01 सौर द्रव्यमान हैं।
इन तारों का घनत्व बहुत अधिक है, यह लगभग वैसा ही है जैसे हिमालय को एक बियर मग के आकार में संकुचित कर दिया गया था। हालांकि, यह मानने का कारण है कि अधिकतम द्रव्यमान वाला न्यूट्रॉन तारा एक न्यूट्रॉन को जोड़ने पर ब्लैक होल में सिकुड़ जाएगा।
अपने छात्रों इलियास मोस्ट और लुकास वीच के साथ, प्रोफेसर लुसियानो रेज़ोला, भौतिक विज्ञानी, वरिष्ठ शोधकर्ताफ्रैंकफर्ट इंस्टीट्यूट फॉर एडवांस्ड स्टडी (एफआईएएस) और गेटे यूनिवर्सिटी फ्रैंकफर्ट में सैद्धांतिक खगोल भौतिकी के प्रोफेसर ने अब एक ऐसी समस्या का समाधान किया है जो 40 वर्षों से अनुत्तरित है। उनका निष्कर्ष इस प्रकार है: कई प्रतिशत तक की संभावना के साथ, गैर-घूर्णन का अधिकतम द्रव्यमान 2.16 सौर द्रव्यमान से अधिक नहीं हो सकता है।
इस परिणाम का आधार कुछ साल पहले फ्रैंकफर्ट में विकसित "सार्वभौमिक संबंध" दृष्टिकोण था। "सार्वभौमिक अनुपात" के अस्तित्व का तात्पर्य है कि वस्तुतः सभी न्यूट्रॉन तारे "एक दूसरे के समान" हैं, जिसका अर्थ है कि उनके गुणों को आयामहीन मात्रा के रूप में व्यक्त किया जा सकता है। शोधकर्ताओं ने इन "सार्वभौमिक संबंधों" को डेटा के साथ जोड़ा: गुरुत्वाकर्षण लहरोंऔर विद्युत चुम्बकीय विकिरणप्रयोग के हिस्से के रूप में पिछले साल के दो न्यूट्रॉन सितारों के अवलोकन के दौरान प्राप्त किया गया। यह गणनाओं को बहुत सरल करता है, क्योंकि यह उन्हें राज्य के समीकरण से स्वतंत्र बनाता है। यह समीकरण है सैद्धांतिक मॉडल, एक तारे के अंदर घने पदार्थ का वर्णन करने के लिए प्रयोग किया जाता है, जो विभिन्न गहराई पर इसकी संरचना के बारे में जानकारी प्रदान करता है। इसलिए, ऐसा सार्वभौमिक संबंध खेला गया आवश्यक भूमिकानए अधिकतम द्रव्यमान का निर्धारण करने में।
प्राप्त परिणाम है अच्छा उदाहरणसैद्धांतिक और के बीच बातचीत प्रायोगिक अध्ययन. "आकर्षण सैद्धांतिक अनुसंधानयह है कि यह हमें भविष्यवाणियां करने की अनुमति देता है। हालाँकि, सिद्धांत को अपनी कुछ अनिश्चितताओं को कम करने के लिए प्रयोगों की सख्त जरूरत है, ”प्रोफेसर रेज़ोला कहते हैं। "इसलिए यह काफी उल्लेखनीय है कि लाखों प्रकाश-वर्ष दूर हुई एक न्यूट्रॉन स्टार टक्कर का अवलोकन, हमारे में खोजे गए सार्वभौमिक संबंधों के साथ संयुक्त है सैद्धांतिक कार्यहमें एक रहस्य को सुलझाने की अनुमति दी जिसके बारे में अतीत में बहुत सारी अटकलें लगाई गई हैं।"
परिणाम को एक पत्र के रूप में प्रकाशित किया गया था एस्ट्रोफिजिकल जर्नल (एस्ट्रोफिजिकल जर्नल). कुछ ही दिनों बाद अनुसंधान समूहअब तक अलग और स्वतंत्र दृष्टिकोण अपनाने के बावजूद, अमेरिका और जापान ने अपने निष्कर्षों की पुष्टि की।
सुपरनोवा अवशेष कोरमा-ए, जिसके केंद्र में एक न्यूट्रॉन तारा है
न्यूट्रॉन तारे अवशेष हैं बड़े सितारेजो अपने अंत तक पहुँच चुके हैं विकासवादी पथसमय और स्थान में।
ये दिलचस्प वस्तुएं, हमारे सूर्य के आकार के चार से आठ गुना बड़े विशाल दानवों से पैदा हुए हैं। यह एक सुपरनोवा विस्फोट में होता है।
इस तरह के विस्फोट के बाद, बाहरी परतों को अंतरिक्ष में निकाल दिया जाता है, कोर बना रहता है, लेकिन यह अब समर्थन करने में सक्षम नहीं है परमाणु संलयन. ऊपर की परतों से बाहरी दबाव के बिना, यह ढह जाता है और भयावह रूप से सिकुड़ जाता है।
अपने छोटे व्यास के बावजूद - लगभग 20 किमी, न्यूट्रॉन तारे हमारे सूर्य के द्रव्यमान का 1.5 गुना घमंड करते हैं। इस प्रकार, वे अविश्वसनीय रूप से घने हैं।
पृथ्वी पर एक छोटे चम्मच तारे के पदार्थ का वजन लगभग सौ मिलियन टन होगा। इसमें प्रोटॉन और इलेक्ट्रॉनों को न्यूट्रॉन में संयोजित किया जाता है - इस प्रक्रिया को न्यूट्रॉनाइजेशन कहा जाता है।
मिश्रण
उनकी रचना अज्ञात है; यह माना जाता है कि उनमें एक सुपरफ्लुइड न्यूट्रॉन तरल हो सकता है। उनके पास बेहद मजबूत गुरुत्वाकर्षण आकर्षणपृथ्वी और यहाँ तक कि सूर्य से भी बहुत अधिक। यह गुरुत्वाकर्षण बल विशेष रूप से प्रभावशाली है क्योंकि इसका आकार छोटा है।
ये सभी एक अक्ष के चारों ओर घूमते हैं। संपीड़न के दौरान, रोटेशन की कोणीय गति संरक्षित होती है, और आकार में कमी के कारण, रोटेशन की गति बढ़ जाती है।
वजह से अच्छी गतिरोटेशन, बाहरी सतह, जो एक ठोस "क्रस्ट" है, समय-समय पर दरारें और "स्टारक्वेक" होते हैं, जो रोटेशन की गति को धीमा कर देते हैं और अंतरिक्ष में "अतिरिक्त" ऊर्जा को डंप करते हैं।
कोर में मौजूद भारी दबाव उसी के समान हो सकता है जो इस समय मौजूद था महा विस्फोट, लेकिन दुर्भाग्य से, इसे पृथ्वी पर अनुकरण नहीं किया जा सकता है। इसलिए, ये वस्तुएँ आदर्श प्राकृतिक प्रयोगशालाएँ हैं जहाँ हम पृथ्वी पर दुर्गम ऊर्जाओं का निरीक्षण कर सकते हैं।
रेडियो पल्सर
रेडियो पल्सर की खोज 1967 के अंत में स्नातक छात्र जॉक्लिन बेल बर्नेल द्वारा रेडियो स्रोतों के रूप में की गई थी जो एक स्थिर आवृत्ति पर स्पंदित होते हैं।
तारे द्वारा उत्सर्जित विकिरण स्पंदनशील विकिरण स्रोत या पल्सर के रूप में दिखाई देता है।
न्यूट्रॉन तारे के घूर्णन का योजनाबद्ध निरूपण
रेडियो पल्सर (या बस एक पल्सर) न्यूट्रॉन तारे कताई कर रहे हैं जिनके कणों के जेट लगभग प्रकाश की गति से घूमते हैं, जैसे कताई बीकन बीम।
लगातार घूमने के बाद, कई मिलियन वर्षों तक, पल्सर अपनी ऊर्जा खो देते हैं और सामान्य हो जाते हैं। न्यूट्रॉन तारे. आज केवल लगभग 1,000 पल्सर ज्ञात हैं, हालाँकि आकाशगंगा में उनमें से सैकड़ों हो सकते हैं।
रेडियो पल्सर केकड़ा निहारिका
कुछ न्यूट्रॉन तारे एक्स-रे उत्सर्जित करते हैं। सुपरनोवा विस्फोट के दौरान बनी इस तरह की वस्तु का एक अच्छा उदाहरण प्रसिद्ध क्रैब नेबुला है। यह सुपरनोवा विस्फोट 1054 ई. में देखा गया था।
पल्सर हवा, चंद्र वीडियो
क्रैब नेबुला में एक रेडियो पल्सर के साथ फोटो खिंचवाया गया अंतरिक्ष दूरबीन 547nm के माध्यम से हबल फ़िल्टर ( हरी बत्ती) 7 अगस्त 2000 से 17 अप्रैल 2001 तक।
चुम्बक
न्यूट्रॉन सितारों का चुंबकीय क्षेत्र पृथ्वी पर उत्पन्न सबसे मजबूत चुंबकीय क्षेत्र से लाखों गुना अधिक मजबूत होता है। उन्हें चुंबक के रूप में भी जाना जाता है।
न्यूट्रॉन सितारों के पास ग्रह
अब तक, चार ग्रहों के लिए जाना जाता है। जब यह एक बाइनरी सिस्टम में होता है, तो इसके द्रव्यमान को मापना संभव होता है। रेडियो या एक्स-रे रेंज में इन बाइनरी सिस्टम में से, न्यूट्रॉन सितारों का मापा द्रव्यमान लगभग 1.4 गुना था अधिक द्रव्यमानसूरज।
डबल सिस्टम
कुछ एक्स-रे बायनेरिज़ में एक पूरी तरह से अलग प्रकार का पल्सर देखा जाता है। इन मामलों में, एक न्यूट्रॉन स्टार और एक साधारण एक बाइनरी सिस्टम बनाते हैं। एक मजबूत गुरुत्वाकर्षण क्षेत्र सामग्री को से खींचता है साधारण सितारा. अभिवृद्धि प्रक्रिया के दौरान उस पर गिरने वाला पदार्थ इतना गर्म हो जाता है कि वह एक्स-रे उत्पन्न करता है। स्पंदित एक्स-रे तब दिखाई देते हैं जब एक कताई पल्सर पर गर्म स्थान पृथ्वी से दृष्टि की रेखा से गुजरते हैं।
के लिए बाइनरी सिस्टमएक अज्ञात वस्तु से युक्त, यह जानकारी यह भेद करने में मदद करती है कि क्या यह एक न्यूट्रॉन तारा है, या, उदाहरण के लिए, एक ब्लैक होल, क्योंकि ब्लैक होल बहुत अधिक विशाल हैं।
