ويکيپېډيا

نیوتروني ستوری

یو نیوتروني ستوری د یوه ډېر لوی کتلوي ستوري پاشل شوې هسته ده، کوم چې د ۱۰ څخه تر ۲۵ شمسي کتلې درلودې، چې له فلزاتو سره د نوموړي ستوري د غني والي په صورت کې ښایي دغه کتلې له دې هم زیاتې وې. له تورو ګوګونو او ځینو فرضیوي اجسامو (د بېلګې په توګه، سپین ګوګونه، کوارک ستوري، او عجیب ستوري) پرته، نیوتروني ستوري د ستوريزو اجسامو تر اوسه پېژندل شوی تر ټولو کوچینی او تر ټولو متراکم صنف دی. نیوترونی ستوری یوه ۱۰ کیلو متري شعاع (۶ مایله) او د ۱.۴ سولري کتلو په اندازه کتله لري. نوموړي ستوري د یوه لویې کتله لرونکي ستوري د سوپر نوي ستوري (supernova) له چاودنې څخه، د جاذبوي پاشل کېدو سره چې د مخکینیو کوچینیو سپینو ستورو له کثافت څخه د اتومي هستو خوا ته تر فشار لاندې راولي، په ګډه رامنځته کېږي. [۱][۲][۳]

هر کله چې نیوتروني ستوري جوړېږي، نو له هغې وروسته په فعاله توګه حرارت نه تولیدوي، او د وخت په تېرېدو سره سړېږي؛ په هر حال، ښایي د ټکرونو او کتلې د اضافه کېدو له لارې لا نور هم تکامل ته ورسېږي. د دغو اجسامو لپاره زیاتره بنسټیز موډلونه د دې ښودنه کوي چې نیوتروني ستوري نږدې په بشپړ ډول له نیوترونونو څخه جوړ شوي دي (د هغو فرعي اتومي ذراتو په ګډون چې خالص برقي چارچ نه لري او له پروتونونوڅخه لږ لوی دی)؛ په نورماله ماده کې موجود الکترونونه او پروتونونه د یوه نیوتروني ستوري په شرایطو کې د نیوترونونو د تولید لپاره ترکیبېږي. نیوتروني ستوري د لا زیات پاشل کېدو پر وړاندې د نیوترون د انحطاط د فشار په واسطه له ملاتړ څخه برخمن کېږي. په هر ترتیب، د نیوترون د انحطاط فشار پخپله د دې جوګه دی چې یو جسم له M☉ ۰.۷څخه پورته ونیسي او هستوي دافعه قوې د زیاتې کتلې لرونکو نیوتروني ستورو په ملاتړ کې ډېر رول لوبوي. که چېرې د پاتې ستوري کتله د ټولمان-اوپنهایمر-وولکوف د ۲ لمریزو کتلو له محدودې څخه ډېريږي، نو د انحطاف د فشار او هستوي قوو ترکیب یې د نیوتروني ستوري د ملاتړ لپاره کافي نه دی او نوموړی ستوری پاشل کېدو ته ادامه ورکوي تر څو یو تور ګوګ رامنځته کړي. تر اوسه پورې کشف شوی تر ټولو لوی نیوتروني ستوری، PSR J0952–0607، دی، چې2.35±0.17 لمریزې کتلې تخمین شوی دی.[۴][۵][۶][۷][۸]

هغه نیوتروني ستوري چې د مشاهدې وړ دي ډېر ګرم او معمولاً د ۶۰۰۰۰۰ کلوینه په شاوخوا کې د سطحې تودوخه لري. د نیوترون د ستوري مواد په د پام وړ توګه متراکم دي: د ګوګردو معمولي اندازه قوطی که د نیوتروني ستوري مواد ولري نو وزن به یې تقریباً د ۳ میلیاردو ټنو په اندازه وي، چې دا وزن د ځمکې د سطحې له ۰.۵ کیلو متره مکعبه (له ۸۰۰ متره څنډو سره د یوه مکعب په اندازه) قطعې سره برابر دی. د هغوی مقناطیسي ساحې د ځمکې له مقناطیسي ساحې څخه له ۱۰۸ څخه تر ۱۰۱۵ (۱۰۰ میلیونه او یو کواډریلیون) ځله پورې قوي دي. د نیوتروني ستوري په سطح کې جاذبوي ساحه د ۲x 1011 (۲۰۰ میلیارده) ځله د ځمکې د جاذبوي ساحې څخه لویه ده. [۹][۱۰][۱۱][۱۲][۱۳][۱۴]

د ستوري د هستې له پاشل کېدو سره، د هغه د دوران میزان د زاویوي مومنټم د تحفظ په پایله کې زیاتېږي، او له همدې کبله په یوه ثانیه کې تر څو سوو ځلو پورې دوران کوي. ځینې نیوتروني ستوري له ځانه د الکترومقناطیسي تشعشع وړانګې خپروي چې نوموړي ستوري د ضربان کوونکو ستورو په توګه د تشخیص وړ ګرځوي. په حقیقت کې د جایسلین بېل برنېل او انتوني هویش له لوري په ۱۹۶۷ز کال کې د ضربان کوونکو ستورو (pulsars) کشف لومړنی مشاهداتي وړاندیز و چې د نیوتروني ستورو شتون یې ثابت کړ. له ضربان کوونکو ستورو څخه د تشعشع په اړه داسې انګېرل کېږي چې دغه تشعشع له هغو ساحو څخه چې مقناطیسي قطبونو ته نږدې دي، خپرېږي. که چېرې مقناطیسي قطبونه د نیوتروني ستوري له دوراني محور سره منطبق نه وي، نو د خپراوي وړانګې په ټول اسمان کې خورېږي، او کله چې له یوې فاصلې څخه ولیدل شي، په هغه صورت کې چې مشاهده کوونکي د وړانګو په مسیر کې وي، نوموړی به د تشعشع د هغو ضربو په بڼه (په اصطلاح د سمندري برج د اغېزې په بڼه) ښکاره شي چې په فضا کې له یوې ثابتې نقطې څخه راځې. تر اوسه پورې پېژندل شوی تر ټولو ګړندی څرخېدونکی نیوتروني ستوریPSR J1748-2446ad دی، چې په ثانیه کې له ۷۱۶ ځله میزان سره څرخېږي یا په یوه دقیقه کې ۴۳۰۰۰ دورانونه لري، چې دغه دوران نوموړي ستوري ته په سطح کې c  ۰.۲۴ (یعنې د نور د سرعت نږدې یو پر څلوره برخه) خطي سرعت ورکوي.[۱۵][۱۶]

داسې تصور کېږي چې د شیدو د لارې په کهکشان کې د یو میلیارد په شاوخوا کې، او یا لږ تر لږه څو سوه میلیونه نیوتروني ستوري موجود دي. چې دغه رقم د هغو ستورو له تخمین څخه لاس ته راغلی دی کوم چې د نویو سوپر ستورو د چاودنو تر اغېز لاندې راغلي دي. په هر ترتیب، زیاتره یې زاړه او ساړه دي او ډېرې لږې وړانګې خپروي؛ د کشف شویو نیوتروني ستورو زیاتره یوازې په ځینو ځانګړو حالاتو کې تشعشع کوي، د بېلګې په توګه، کله چې هغوی د یو ضربان کوونکي ستوري په بڼه وي یا د دوه ګوني سېستم یوه برخه وي. ورو-څرخېدونکي او او نمو نه منونکي نیوتروني ستوري تقریباً د تشخیص وړ نه دي. په هر ترتیب، په ۱۹۹۰یمه زېږدیزه لسیزه کې د هبل فضایي تلسکوپ په واسطه د RX J185635−3754 له تشخېدو څخه را په دې خوا، یو څو نږدې نیوتروني ستوري کوم چې ظاهراً یوازې حرارتي وړانګې خپروي، پېژندل شوي دي. داسې انګېرل کېږي چې د نرمې ګاما تکراروونکي (Soft gamma repeaters) د نیوتروني ستورو داسې ډولونه دي چې د ډېرې قوي مقناطیسي ساحې لرونکي دي او د مګنتارونو په توګه پېژندل کېږي، یا په بله معنا، هغه نیوتروني ستوري دي چې له خپلو ځانونو چاپېره فوسیلي ډېسکونه لري.[۱۷][۱۸][۱۹]

نیوتروني ستوري په دوه ګونو سېستمونو کې نمو کوي چې نوموړې نمو معمولاً یاد سېستم د دې جوګه کوي تر څو په اکسـرې ګانو کې روڼ وبرېښي په داسې حال کې چې هغه مواد چې په نیوتروني ستورو باندې ورلوېږي د اکسرې د ضربان کوونکو ستورو په پېژندل شوو سېستمونو کې داسې تودې نقطې جوړولی شي چې د لید پر وړاندې د ننه او بهر ته څرخېږي. له دې څخه علاوه، دا ډول نمو زاړه ضربان کوونکي ستوري تجزیه کولی شي او په بالقوه توګه د هغوی د کتلې ځان ته وراضافه کولو او د دوران د ډېر چټک میزان لامل کېدلی شي، چې په دې توګه په اصطلاح د میلي ثانیې ضربان لرونکي ستوري رامنځته کوي. دغه دوه ګوني سېستمونه خپل تکامل ته ادامه ورکوي، او بالاخره اړوندې جوړې کولی شي په سپینو لنډیو جسمونو یا خپله د نیوتروني ستورو په شان په جلا اجسامو باندې بدلې شي، که څه هم چې په جوړه کې د ملګري د ورستېدو یا ادغام له لارې په بشپړه توګه د تخریبېدو امکانات هم موجود دي. د دوه ګونو نیوتروني ستورو ادغام ښايي د لنډ مهالې ګاما وړانګې د چاودنو سرچینه وي، او په ډېر احتمال د جاذبوي امواجو سرچینه وي. په ۲۰۱۷ز کال کې، له دغسې یوې پېښې څخه د جاذبوي امواجو یو مستقیم کشف (GW170817)  مشاهده شو او جاذبوي موجونه همدارنګه په یوه داسې یوه منظومه کې مشاهده شوي دي چې دوه نیوتروني ستوري د یو بل پر محور باندې څرخېږي.[۲۰]                                                                                                                                   

رامنځته کېدنه

سمول

د اصلي سلسلې هر هغه ستوری چې له لمر څخه ۸ ځله زیاته کتله (8 M☉) ولري د دې جوګه دی چې یو نیوتروني ستوری تولید کړي. له اصلي سلسلې څخه د ستوري له تکامل سره هممهاله، ورپسې هستوي سوځېدنه یوه له اوسپنې څخه غني هسته تولیدوي. کله چې په هسته کې د سون ټول هستوي توکي وسوځي، د هستې ملاتړ باید په یوازېتوب سره د انحطاط د فشار په واسطه وشي. د کتلې نور رسوبات چې د قشر د سوځېدو له کبله رامنځته کېږي، په هسته کې د چاندراسخار له حد څخه د لوړېدو سبب کېږي. د الکترونونو د انحطاط فشار غالبېږي او هسته لا نوره پاشل کېږي، چې تودوخه پکې له ۱۰۹x۵ کلوین څخه لوړېږي. د تودوخې په دغو درجو کې، نوري پاشل کېدنه (په الفا ټوټو باندې د لوړې انرژۍ لرونکو ګاما د وړانګو په واسطه د اوسپنې تجزیه) واقع کېږي. د تودوخې د درجې له لا لوړېدو سره، الکترونونه او پروتونونه د الکترون د جذب له لارې د نیوترونونو د رامنځته کولو لپاره له یو بله سره ترکیب کوي، چې په دې سره د نیوترونونو یو سېل ازادېږي. کله چې کثافتونه د ۱۰۱۸x۴ کیلوګرام في متر مکعب هستوي کثافت ته رسېږي، د یوې پیاوړې قوې او نیوتروني انحطاط د فشار یو ترکیب انقباض دروي.[۲۱][۲۲]

سرچينې

سمول
  1. ↑ Heger, A.; Fryer, C. L.; Woosley, S. E.; Langer, N.; Hartmann, D. H. (2003). "How Massive Single Stars End Their Life". Astrophysical Journal. 591 (1): 288–300. arXiv:astro-ph/0212469. Bibcode:2003ApJ...591..288H. doi:10.1086/375341. S2CID 59065632.
  2. ↑ 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. خوندي شوی له اصلي څخه په 2017-01-31. بياځلي په 2016-03-21.
  3. ↑ Seeds, Michael; Backman, Dana (2009). Astronomy: The Solar System and Beyond (6th ed.). Cengage Learning. p. 339. ISBN 978-0-495-56203-0. خوندي شوی له اصلي څخه په 2021-02-06. بياځلي په 2018-02-22.
  4. ↑ Tolman, R. C. (1939). "Static Solutions of Einstein's Field Equations for Spheres of Fluid" (PDF). Physical Review. 55 (4): 364–373. Bibcode:1939PhRv...55..364T. doi:10.1103/PhysRev.55.364. خوندي شوی (PDF) له اصلي څخه په 2018-07-22. بياځلي په 2019-06-30.
  5. ↑ Oppenheimer, J. R.; Volkoff, G. M. (1939). "On Massive Neutron Cores". Physical Review. 55 (4): 374–381. Bibcode:1939PhRv...55..374O. doi:10.1103/PhysRev.55.374.
  6. ↑ "Neutron Stars" (PDF). www.astro.princeton.edu. خوندي شوی (PDF) له اصلي څخه په 9 September 2021. بياځلي په 14 December 2018.
  7. ↑ Douchin, F.; Haensel, P. (December 2001). "A unified equation of state of dense matter and neutron star structure". Astronomy & Astrophysics. 380 (1): 151–167. arXiv:astro-ph/0111092. Bibcode:2001A&A...380..151D. doi:10.1051/0004-6361:20011402. ISSN 0004-6361. S2CID 17516814.
  8. ↑ "The heaviest neutron star on record is 2.35 times the mass of the sun". sciencenews. بياځلي په 30 July 2022.
  9. ↑ Kiziltan, Bulent (2011). Reassessing the Fundamentals: On the Evolution, Ages and Masses of Neutron Stars. Universal-Publishers. ISBN 978-1-61233-765-4.
  10. ↑ "Neutron star mass measurements". خوندي شوی له اصلي څخه په 2014-08-08. بياځلي په 2014-08-05.
  11. ↑ "Ask an Astrophysicist". imagine.gsfc.nasa.gov. خوندي شوی له اصلي څخه په 2014-11-09. بياځلي په 2019-08-07.
  12. ↑ Haensel, Paweł; Potekhin, Alexander Y.; Yakovlev, Dmitry G. (2007). Neutron Stars. Springer. ISBN 978-0-387-33543-8.
  13. ↑ "Tour the ASM Sky". heasarc.gsfc.nasa.gov. خوندي شوی له اصلي څخه په 2021-10-01. بياځلي په 2016-05-23.
  14. ↑ "Density of the Earth". 2009-03-10. خوندي شوی له اصلي څخه په 2013-11-12. بياځلي په 2016-05-23.
  15. ↑ Hessels, Jason; Ransom, Scott M.; Stairs, Ingrid H.; Freire, Paulo C. C.; et al. (2006). "A Radio Pulsar Spinning at 716 Hz". Science. 311 (5769): 1901–1904. arXiv:astro-ph/0601337. Bibcode:2006Sci...311.1901H. CiteSeerX 10.1.1.257.5174. doi:10.1126/science.1123430. PMID 16410486. S2CID 14945340.
  16. ↑ Naeye, Robert (2006-01-13). "Spinning Pulsar Smashes Record". Sky & Telescope. خوندي شوی له the original on 2007-12-29. بياځلي په 2008-01-18.
  17. ↑ "NASA.gov". خوندي شوی له اصلي څخه په 2018-09-08. بياځلي په 2020-08-05.
  18. ↑ Camenzind, Max (24 February 2007). Compact Objects in Astrophysics: White Dwarfs, Neutron Stars and Black Holes. Springer Science & Business Media. p. 269. Bibcode:2007coaw.book.....C. ISBN 978-3-540-49912-1. خوندي شوی له اصلي څخه په 29 April 2021. بياځلي په 6 September 2017.
  19. ↑ Zhang, Bing; Xu, R. X.; Qiao, G. J. (2000). "Nature and Nurture: a Model for Soft Gamma-Ray Repeaters". The Astrophysical Journal. 545 (2): 127–129. arXiv:astro-ph/0010225. Bibcode:2000ApJ...545L.127Z. doi:10.1086/317889. S2CID 14745312.
  20. ↑ Abbott, B. P.; Abbott, R.; Abbott, T. D.; Acernese, F.; Ackley, K.; Adams, C.; Adams, T.; Addesso, P.; Richard; Howard; Adhikari, R. X.; Huang-Wei (2017). "Multi-messenger Observations of a Binary Neutron Star Merger". The Astrophysical Journal Letters. 848 (2): L12. arXiv:1710.05833. Bibcode:2017ApJ...848L..12A. doi:10.3847/2041-8213/aa91c9. S2CID 217162243.{{cite journal}}: CS1 maint: unflagged free DOI (link)
  21. ↑ Bombaci, I. (1996). "The Maximum Mass of a Neutron Star". Astronomy and Astrophysics. 305: 871–877. Bibcode:1996A&A...305..871B.
  22. ↑ Bally, John; Reipurth, Bo (2006). The Birth of Stars and Planets (illustrated ed.). Cambridge University Press. p. 207. ISBN 978-0-521-80105-8. خوندي شوی له اصلي څخه په 2017-01-31. بياځلي په 2016-06-30.
"https://ps.wikipedia.org/w/index.php?title=نیوتروني_ستوری&oldid=287061" نه اخيستل شوی