खगोलभौतिकीविदों ने न्यूट्रॉन तारों के अधिकतम द्रव्यमान को स्पष्ट किया है। सफ़ेद बौना, न्यूट्रॉन तारा, ब्लैक होल

उनकी भविष्यवाणी 30 के दशक की शुरुआत में की गई थी। XX सदी सोवियत भौतिक विज्ञानी एल. डी. लैंडौ, खगोलशास्त्री डब्ल्यू. बाडे और एफ. ज़्विकी। 1967 में, पल्सर की खोज की गई, जिसे 1977 तक अंततः न्यूट्रॉन सितारों के साथ पहचाना गया।

न्यूट्रॉन तारे किसी उच्च द्रव्यमान वाले तारे के विकास के अंतिम चरण में सुपरनोवा विस्फोट के परिणामस्वरूप बनते हैं।

यदि सुपरनोवा अवशेष का द्रव्यमान (अर्थात, शेल के बाहर निकलने के बाद क्या बचता है) 1.4 से अधिक है एम☉ , लेकिन 2.5 से कम एम☉, तो विस्फोट के बाद इसका संपीड़न तब तक जारी रहता है जब तक कि घनत्व परमाणु मूल्यों तक नहीं पहुंच जाता। इससे यह तथ्य सामने आएगा कि इलेक्ट्रॉनों को नाभिक में "दबाया" जाएगा, और केवल न्यूट्रॉन से युक्त एक पदार्थ बनेगा। एक न्यूट्रॉन तारा प्रकट होता है.

न्यूट्रॉन सितारों की त्रिज्या, सफेद बौनों की त्रिज्या की तरह, बढ़ते द्रव्यमान के साथ घटती जाती है। तो, 1.4 द्रव्यमान वाला एक न्यूट्रॉन तारा एम☉ (न्यूट्रॉन तारे का न्यूनतम द्रव्यमान) की त्रिज्या 100-200 किमी होती है, और द्रव्यमान 2.5 के साथ होता है एम☉ (अधिकतम द्रव्यमान) - 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 हैं, जो एक कठोर परत बनाती हैं। 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 में बदल जाती है (चित्र 86, I)। सीमा के निकट द्रव्यमान पर (2.5-2.7) एम☉), भारी प्राथमिक कण (हाइपरॉन) न्यूट्रॉन तारे के मध्य क्षेत्रों में दिखाई देते हैं।

न्यूट्रॉन तारा घनत्व

न्यूट्रॉन तारे में पदार्थ का घनत्व परमाणु नाभिक में पदार्थ के घनत्व के बराबर होता है: यह 10 15 -10 18 किग्रा/मीटर 3 तक पहुँच जाता है। ऐसे घनत्व पर, इलेक्ट्रॉनों और प्रोटॉन का स्वतंत्र अस्तित्व असंभव है, और तारे का पदार्थ लगभग पूरी तरह से न्यूट्रॉन से बना होता है।

चित्र (फोटो, चित्र)

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केविन गिल / फ़्लिकर डॉट कॉम

जर्मन खगोल भौतिकीविदों ने गुरुत्वाकर्षण तरंगों और विद्युत चुम्बकीय विकिरण के माप के परिणामों के आधार पर, न्यूट्रॉन तारे के अधिकतम संभावित द्रव्यमान को स्पष्ट किया है। में प्रकाशित एक लेख के अनुसार, यह पता चला कि एक गैर-घूर्णन न्यूट्रॉन तारे का द्रव्यमान 2.16 सौर द्रव्यमान से अधिक नहीं हो सकता है। एस्ट्रोफिजिकल जर्नल लेटर्स.

न्यूट्रॉन तारे अति सघन सघन तारे हैं जो सुपरनोवा विस्फोट के दौरान बनते हैं। न्यूट्रॉन सितारों की त्रिज्या कई दसियों किलोमीटर से अधिक नहीं होती है, और उनका द्रव्यमान सूर्य के द्रव्यमान के बराबर हो सकता है, जिससे तारा पदार्थ का भारी घनत्व (लगभग 10 17 किलोग्राम प्रति घन मीटर) होता है। उसी समय, न्यूट्रॉन तारे का द्रव्यमान एक निश्चित सीमा से अधिक नहीं हो सकता - बड़े द्रव्यमान वाली वस्तुएं अपने गुरुत्वाकर्षण के प्रभाव में ब्लैक होल में गिर जाती हैं।

विभिन्न अनुमानों के अनुसार, न्यूट्रॉन तारे के द्रव्यमान की ऊपरी सीमा दो से तीन सौर द्रव्यमानों की सीमा में होती है और यह पदार्थ की स्थिति के समीकरण के साथ-साथ तारे के घूमने की गति पर भी निर्भर करती है। तारे के घनत्व और द्रव्यमान के आधार पर, वैज्ञानिक कई अलग-अलग प्रकार के तारों में अंतर करते हैं; चित्र में एक योजनाबद्ध आरेख दिखाया गया है। सबसे पहले, गैर-घूर्णन तारों का द्रव्यमान M TOV (सफेद क्षेत्र) से अधिक नहीं हो सकता। दूसरे, जब कोई तारा स्थिर गति से घूमता है, तो उसका द्रव्यमान या तो M TOV (हल्का हरा क्षेत्र) से कम या अधिक (चमकीला हरा) हो सकता है, लेकिन फिर भी उसे किसी अन्य सीमा, M अधिकतम से अधिक नहीं होना चाहिए। अंत में, परिवर्तनीय घूर्णन दर वाला एक न्यूट्रॉन तारा सैद्धांतिक रूप से एक मनमाना द्रव्यमान (विभिन्न चमक के लाल क्षेत्र) हो सकता है। हालाँकि, आपको हमेशा याद रखना चाहिए कि घूमते तारों का घनत्व एक निश्चित मान से अधिक नहीं हो सकता है, अन्यथा तारा अभी भी एक ब्लैक होल में ढह जाएगा (आरेख में ऊर्ध्वाधर रेखा स्थिर समाधानों को अस्थिर समाधानों से अलग करती है)।

उनके द्रव्यमान और घनत्व के आधार पर विभिन्न प्रकार के न्यूट्रॉन सितारों का आरेख। क्रॉस बाइनरी सिस्टम के तारों के विलय के बाद बनी वस्तु के मापदंडों को चिह्नित करता है, बिंदीदार रेखाएं वस्तु के विकास के लिए दो विकल्पों में से एक को इंगित करती हैं

एल. रेजोला एट अल. / द एस्ट्रोफिजिकल जर्नल

लुसियानो रेज़ोला के नेतृत्व में खगोल भौतिकीविदों की एक टीम ने एक गैर-घूर्णन न्यूट्रॉन स्टार, एम टीओवी के अधिकतम संभव द्रव्यमान पर नई, अधिक सटीक सीमाएँ निर्धारित की हैं। अपने काम में, वैज्ञानिकों ने दो विलय वाले न्यूट्रॉन सितारों की प्रणाली में होने वाली प्रक्रियाओं पर पिछले अध्ययनों से डेटा का उपयोग किया और गुरुत्वाकर्षण (घटना GW170817) और विद्युत चुम्बकीय (जीआरबी 170817A) तरंगों का उत्सर्जन किया। इन तरंगों का एक साथ पंजीकरण विज्ञान के लिए एक बहुत ही महत्वपूर्ण घटना बन गई, आप इसके बारे में हमारे और सामग्री में अधिक पढ़ सकते हैं।

खगोलभौतिकीविदों के पिछले कार्यों से यह पता चलता है कि न्यूट्रॉन सितारों के विलय के बाद, एक अतिविशाल न्यूट्रॉन स्टार का निर्माण हुआ (अर्थात, इसका द्रव्यमान एम > एम अधिकतम), जो बाद में दो संभावित परिदृश्यों में से एक के अनुसार और थोड़े समय के बाद विकसित हुआ। एक ब्लैक होल में बदल गया (आरेख में धराशायी रेखाएँ)। तारे के विकिरण के विद्युत चुम्बकीय घटक का अवलोकन पहले परिदृश्य की ओर इशारा करता है, जिसमें तारे का बैरोनिक द्रव्यमान अनिवार्य रूप से स्थिर रहता है और गुरुत्वाकर्षण तरंगों के उत्सर्जन के कारण गुरुत्वाकर्षण द्रव्यमान अपेक्षाकृत धीरे-धीरे घटता है। दूसरी ओर, सिस्टम से गामा-किरण विस्फोट गुरुत्वाकर्षण तरंगों के साथ लगभग एक साथ आया (केवल 1.7 सेकंड बाद), जिसका अर्थ है कि ब्लैक होल में परिवर्तन का बिंदु एम अधिकतम के करीब होना चाहिए।

इसलिए, यदि हम प्रारंभिक अवस्था में एक हाइपरमैसिव न्यूट्रॉन स्टार के विकास का पता लगाते हैं, जिसके मापदंडों की गणना पिछले कार्यों में अच्छी सटीकता के साथ की गई थी, तो हम एम अधिकतम का मूल्य पा सकते हैं जो हमें रुचिकर लगता है। एम अधिकतम को जानने के बाद, एम टीओवी को खोजना मुश्किल नहीं है, क्योंकि ये दो द्रव्यमान संबंध एम अधिकतम ≈ 1.2 एम टीओवी से संबंधित हैं। इस लेख में, खगोल भौतिकीविदों ने तथाकथित "सार्वभौमिक संबंधों" का उपयोग करके ऐसी गणनाएं कीं, जो विभिन्न द्रव्यमानों के न्यूट्रॉन सितारों के मापदंडों से संबंधित हैं और उनके पदार्थ की स्थिति के समीकरण के प्रकार पर निर्भर नहीं हैं। लेखक इस बात पर जोर देते हैं कि उनकी गणनाएँ केवल सरल मान्यताओं का उपयोग करती हैं और संख्यात्मक सिमुलेशन पर भरोसा नहीं करती हैं। अधिकतम संभव द्रव्यमान का अंतिम परिणाम 2.01 और 2.16 सौर द्रव्यमान के बीच था। इसके लिए निचली सीमा पहले बाइनरी सिस्टम में बड़े पैमाने पर पल्सर के अवलोकन से प्राप्त की गई थी - सीधे शब्दों में कहें तो, अधिकतम द्रव्यमान 2.01 सौर द्रव्यमान से कम नहीं हो सकता है, क्योंकि खगोलविदों ने वास्तव में इतने बड़े द्रव्यमान वाले न्यूट्रॉन सितारों को देखा है।

पहले, हमने लिखा था कि कैसे खगोल भौतिकीविदों ने न्यूट्रॉन सितारों के द्रव्यमान और त्रिज्या का अनुमान लगाने के लिए कंप्यूटर सिमुलेशन का उपयोग किया था, जिसके विलय से GW170817 और GRB 170817A घटनाएं हुईं।

दिमित्री ट्रुनिन

सुपरनोवा कोरमा-ए का अवशेष, जिसके केंद्र में एक न्यूट्रॉन तारा है

न्यूट्रॉन तारे विशाल तारों के अवशेष हैं जो समय और स्थान में अपने विकास पथ के अंत तक पहुँच चुके हैं।

ये दिलचस्प वस्तुएं एक समय के विशाल दानवों से पैदा हुई हैं जो हमारे सूर्य से चार से आठ गुना बड़े हैं। ऐसा सुपरनोवा विस्फोट में होता है.

इस तरह के विस्फोट के बाद, बाहरी परतें अंतरिक्ष में फेंक दी जाती हैं, कोर बनी रहती है, लेकिन यह अब परमाणु संलयन का समर्थन करने में सक्षम नहीं है। ऊपर की परतों से बाहरी दबाव के बिना, यह भयावह रूप से ढह जाता है और सिकुड़ जाता है।

अपने छोटे व्यास - लगभग 20 किमी के बावजूद, न्यूट्रॉन तारे हमारे सूर्य की तुलना में 1.5 गुना अधिक द्रव्यमान का दावा कर सकते हैं। इस प्रकार, वे अविश्वसनीय रूप से घने हैं।

पृथ्वी पर तारे के एक छोटे चम्मच पदार्थ का वजन लगभग सौ मिलियन टन होगा। इसमें, प्रोटॉन और इलेक्ट्रॉन मिलकर न्यूट्रॉन बनाते हैं - एक प्रक्रिया जिसे न्यूट्रॉनाइजेशन कहा जाता है।

मिश्रण

उनकी संरचना अज्ञात है; यह माना जाता है कि उनमें सुपरफ्लुइड न्यूट्रॉन तरल शामिल हो सकता है। उनका गुरुत्वाकर्षण खिंचाव अत्यंत तीव्र है, जो पृथ्वी या सूर्य से भी कहीं अधिक है। यह गुरुत्वाकर्षण बल विशेष रूप से प्रभावशाली है क्योंकि इसका आकार छोटा है।
वे सभी एक अक्ष के चारों ओर घूमते हैं। संपीड़न के दौरान, घूर्णन की कोणीय गति बनी रहती है, और आकार में कमी के कारण, घूर्णन गति बढ़ जाती है।

घूर्णन की अत्यधिक गति के कारण, बाहरी सतह, जो एक ठोस "परत" है, समय-समय पर दरारें पड़ती है और "स्टारक्वेक" आते हैं, जो घूर्णन गति को धीमा कर देते हैं और "अतिरिक्त" ऊर्जा को अंतरिक्ष में फेंक देते हैं।

कोर में मौजूद चौंका देने वाला दबाव बड़े धमाके के समय मौजूद दबाव के समान हो सकता है, लेकिन दुर्भाग्य से उन्हें पृथ्वी पर अनुकरण नहीं किया जा सकता है। इसलिए, ये वस्तुएं आदर्श प्राकृतिक प्रयोगशालाएं हैं जहां हम पृथ्वी पर अनुपलब्ध ऊर्जा का निरीक्षण कर सकते हैं।

रेडियो पल्सर

रेडियो अल्सर की खोज 1967 के अंत में स्नातक छात्र जॉक्लिन बेल बर्नेल ने रेडियो स्रोतों के रूप में की थी जो एक स्थिर आवृत्ति पर स्पंदित होते हैं।
तारे द्वारा उत्सर्जित विकिरण स्पंदित विकिरण स्रोत या पल्सर के रूप में दिखाई देता है।

न्यूट्रॉन तारे के घूर्णन का योजनाबद्ध प्रतिनिधित्व

रेडियो पल्सर (या बस पल्सर) घूमते हुए न्यूट्रॉन तारे हैं जिनके कण जेट लगभग प्रकाश की गति से चलते हैं, जैसे एक घूमते हुए प्रकाशस्तंभ किरण।

कई मिलियन वर्षों तक लगातार घूमने के बाद, पल्सर अपनी ऊर्जा खो देते हैं और सामान्य न्यूट्रॉन तारे बन जाते हैं। आज केवल लगभग 1,000 पल्सर ही ज्ञात हैं, हालाँकि आकाशगंगा में इनकी संख्या सैकड़ों में हो सकती है।

क्रैब नेबुला में रेडियो पल्सर

कुछ न्यूट्रॉन तारे एक्स-रे उत्सर्जित करते हैं। प्रसिद्ध क्रैब नेबुला ऐसी वस्तु का एक अच्छा उदाहरण है, जो सुपरनोवा विस्फोट के दौरान बना था। यह सुपरनोवा विस्फोट 1054 ई. में देखा गया था।

पल्सर से हवा, चंद्रा टेलीस्कोप वीडियो

7 अगस्त 2000 से 17 अप्रैल 2001 तक 547एनएम फिल्टर (हरी बत्ती) के माध्यम से हबल स्पेस टेलीस्कोप द्वारा क्रैब नेबुला में एक रेडियो पल्सर की तस्वीर ली गई।

चुम्बक

न्यूट्रॉन सितारों का चुंबकीय क्षेत्र पृथ्वी पर उत्पन्न सबसे मजबूत चुंबकीय क्षेत्र से लाखों गुना अधिक मजबूत होता है। इन्हें चुम्बक के नाम से भी जाना जाता है।

न्यूट्रॉन सितारों के आसपास के ग्रह

आज हम जानते हैं कि चार के पास ग्रह हैं। जब यह द्विआधारी प्रणाली में होता है, तो इसके द्रव्यमान को मापना संभव होता है। इन रेडियो या एक्स-रे बायनेरिज़ में, न्यूट्रॉन सितारों का मापा द्रव्यमान सूर्य के द्रव्यमान का लगभग 1.4 गुना था।

दोहरी प्रणाली

कुछ एक्स-रे बायनेरिज़ में एक बिल्कुल अलग प्रकार का पल्सर देखा जाता है। इन मामलों में, न्यूट्रॉन तारा और साधारण तारा एक द्विआधारी प्रणाली बनाते हैं। एक मजबूत गुरुत्वाकर्षण क्षेत्र एक साधारण तारे से सामग्री खींचता है। अभिवृद्धि प्रक्रिया के दौरान इस पर गिरने वाला पदार्थ इतना गर्म हो जाता है कि इससे एक्स-रे उत्पन्न होती है। स्पंदित एक्स-रे तब दिखाई देते हैं जब घूमते पल्सर पर गर्म स्थान पृथ्वी से दृष्टि की रेखा से गुजरते हैं।

अज्ञात वस्तु वाले बाइनरी सिस्टम के लिए, यह जानकारी यह पहचानने में मदद करती है कि क्या यह न्यूट्रॉन तारा है, या, उदाहरण के लिए, एक ब्लैक होल, क्योंकि ब्लैक होल बहुत अधिक विशाल होते हैं।

तारकीय विकास के अंतिम उत्पाद को न्यूट्रॉन तारे कहा जाता है। उनका आकार और वजन बिल्कुल अद्भुत है! जिसका आकार व्यास में 20 किमी तक है, लेकिन वजन उतना ही 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 वजन लगभग 1.44 सौर द्रव्यमान होता हैऔर चन्द्रशेखर द्रव्यमान सीमा के बराबर है। लेकिन सैद्धांतिक तौर पर यह संभव है कि इनका द्रव्यमान 2.5 तक हो सकता है। अब तक खोजे गए सबसे भारी वजन का वजन 1.88 सौर द्रव्यमान है, और इसे वेले एक्स-1 कहा जाता है, और 1.97 सौर द्रव्यमान के द्रव्यमान वाला दूसरा पीएसआर जे1614-2230 है। घनत्व में और वृद्धि के साथ तारा क्वार्क में बदल जाता है।

न्यूट्रॉन तारों का चुंबकीय क्षेत्र बहुत मजबूत होता है और 10.12 डिग्री G तक पहुँच जाता है, पृथ्वी का क्षेत्र 1G है। 1990 के बाद से, कुछ न्यूट्रॉन सितारों को मैग्नेटर के रूप में पहचाना गया है - ये ऐसे तारे हैं जिनका चुंबकीय क्षेत्र गॉस के 10 से 14 डिग्री से कहीं अधिक तक जाता है। ऐसे महत्वपूर्ण चुंबकीय क्षेत्रों में, भौतिकी में परिवर्तन, सापेक्षतावादी प्रभाव (चुंबकीय क्षेत्र द्वारा प्रकाश का झुकना) और भौतिक निर्वात का ध्रुवीकरण दिखाई देता है। न्यूट्रॉन सितारों की भविष्यवाणी की गई और फिर उनकी खोज की गई।

पहली धारणाएं 1933 में वाल्टर बाडे और फ्रिट्ज़ ज़्विकी द्वारा बनाई गई थींउन्होंने यह धारणा बनाई कि न्यूट्रॉन तारे सुपरनोवा विस्फोट के परिणामस्वरूप पैदा होते हैं। गणना के अनुसार, इन तारों से विकिरण बहुत छोटा है, इसका पता लगाना असंभव है। लेकिन 1967 में, ह्यूश के स्नातक छात्र जॉक्लिन बेल ने खोज की, जो नियमित रेडियो पल्स उत्सर्जित करता था।

ऐसे आवेग वस्तु के तीव्र घूर्णन के परिणामस्वरूप प्राप्त हुए थे, लेकिन साधारण तारे इतने मजबूत घूर्णन से आसानी से अलग हो जाएंगे, और इसलिए उन्होंने निर्णय लिया 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 एक ही कोणीय वेग से एक साथ घूमता है। एक निश्चित क्षण में, क्षेत्र का रैखिक वेग 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 रेखाएं टूट जाती हैं। इन रेखाओं के साथ चलते हुए, आवेशित कण एक चट्टान पर पहुँचते हैं और टूट जाते हैं, इस प्रकार वे न्यूट्रॉन तारे को छोड़ देते हैं और अनंत तक किसी भी दूरी तक उड़ सकते हैं। इसलिए, इन पल्सर को इजेक्टर (दूर करना, बाहर निकालना) कहा जाता है - रेडियो पल्सर।

प्रोपेलर, इसमें अब प्रकाश के बाद की गति तक कणों को तेज करने के लिए इजेक्टर के समान घूर्णन गति नहीं है, इसलिए यह रेडियो पल्सर नहीं हो सकता है। लेकिन इसकी घूर्णन गति अभी भी बहुत अधिक है, चुंबकीय क्षेत्र द्वारा पकड़ा गया पदार्थ अभी भी तारे पर नहीं गिर सकता है, अर्थात अभिवृद्धि नहीं होती है। ऐसे तारों का अध्ययन बहुत ही ख़राब तरीके से किया गया है, क्योंकि उनका निरीक्षण करना लगभग असंभव है।

अभिवर्धक एक एक्स-रे पल्सर है। तारा अब इतनी तेज़ी से नहीं घूमता है और पदार्थ चुंबकीय क्षेत्र रेखा के साथ गिरते हुए तारे पर गिरना शुरू हो जाता है। ध्रुव के पास किसी ठोस सतह पर गिरने पर पदार्थ लाखों डिग्री तक गर्म हो जाता है, जिसके परिणामस्वरूप एक्स-रे विकिरण होता है। स्पंदन इस तथ्य के परिणामस्वरूप होता है कि तारा अभी भी घूम रहा है, और चूंकि पदार्थ के गिरने का क्षेत्र केवल लगभग 100 मीटर है, इसलिए यह स्थान समय-समय पर दृश्य से गायब हो जाता है।

27 दिसंबर 2004 को, एसजीआर 1806-20 (एक कलाकार की छवि में चित्रित) से गामा किरणों का एक विस्फोट हमारे सौर मंडल में आया। विस्फोट इतना शक्तिशाली था कि इसने 50,000 प्रकाश वर्ष से अधिक की दूरी पर पृथ्वी के वायुमंडल को प्रभावित किया

न्यूट्रॉन तारा एक ब्रह्मांडीय पिंड है, जो विकास के संभावित परिणामों में से एक है, जिसमें मुख्य रूप से एक न्यूट्रॉन कोर होता है जो भारी परमाणु नाभिक और इलेक्ट्रॉनों के रूप में पदार्थ की अपेक्षाकृत पतली (∼1 किमी) परत से ढका होता है। न्यूट्रॉन तारे का द्रव्यमान इसके बराबर होता है, लेकिन न्यूट्रॉन तारे की सामान्य त्रिज्या केवल 10-20 किलोमीटर होती है। इसलिए, ऐसी वस्तु के पदार्थ का औसत घनत्व परमाणु नाभिक के घनत्व से कई गुना अधिक होता है (जो भारी नाभिक के लिए औसतन 2.8·10 17 किग्रा/मीटर³ होता है)। न्यूट्रॉन तारे के आगे गुरुत्वाकर्षण संपीड़न को न्यूट्रॉन की परस्पर क्रिया के कारण उत्पन्न होने वाले परमाणु पदार्थ के दबाव से रोका जाता है।

कई न्यूट्रॉन सितारों की घूर्णन गति अत्यधिक उच्च होती है, प्रति सेकंड एक हजार चक्कर तक। न्यूट्रॉन तारे तारकीय विस्फोटों से उत्पन्न होते हैं।

विश्वसनीय रूप से मापे गए द्रव्यमान वाले अधिकांश न्यूट्रॉन सितारों का द्रव्यमान 1.3-1.5 सौर द्रव्यमान है, जो चन्द्रशेखर सीमा के करीब है। सैद्धांतिक रूप से, 0.1 से लगभग 2.5 सौर द्रव्यमान वाले न्यूट्रॉन तारे स्वीकार्य हैं, लेकिन ऊपरी सीमा द्रव्यमान का मान वर्तमान में बहुत गलत तरीके से ज्ञात है। ज्ञात सबसे विशाल न्यूट्रॉन तारे हैं वेला 1.97 ±0.04 सौर का), और PSR J0348+0432ruen (2.01 ±0.04 सौर के द्रव्यमान अनुमान के साथ)। न्यूट्रॉन सितारों में गुरुत्वाकर्षण पतित न्यूट्रॉन गैस के दबाव से संतुलित होता है; न्यूट्रॉन तारे के द्रव्यमान का अधिकतम मूल्य ओपेनहाइमर-वोल्कॉफ सीमा द्वारा निर्धारित किया जाता है, जिसका संख्यात्मक मान राज्य के समीकरण (अभी भी खराब ज्ञात) पर निर्भर करता है तारे के मूल में पदार्थ का. ऐसे सैद्धांतिक आधार हैं कि घनत्व में और भी अधिक वृद्धि के साथ, न्यूट्रॉन सितारों का क्वार्क में अध:पतन संभव है।

न्यूट्रॉन तारे की संरचना.

न्यूट्रॉन सितारों की सतह पर चुंबकीय क्षेत्र 10 12 -10 13 जी के मूल्य तक पहुंचता है (तुलना के लिए, पृथ्वी में लगभग 1 जी है), यह न्यूट्रॉन सितारों के मैग्नेटोस्फेयर में होने वाली प्रक्रियाएं हैं जो पल्सर के रेडियो उत्सर्जन के लिए जिम्मेदार हैं . 1990 के दशक से, कुछ न्यूट्रॉन सितारों की पहचान मैग्नेटर्स के रूप में की गई है - 10 14 जी और उससे अधिक के क्रम के चुंबकीय क्षेत्र वाले तारे। ऐसे चुंबकीय क्षेत्र (4.414 10 13 जी के "महत्वपूर्ण" मान से अधिक, जिस पर चुंबकीय क्षेत्र के साथ एक इलेक्ट्रॉन की बातचीत की ऊर्जा उसकी बाकी ऊर्जा एमईसी² से अधिक हो जाती है) गुणात्मक रूप से नई भौतिकी का परिचय देते हैं, क्योंकि विशिष्ट सापेक्ष प्रभाव, भौतिक वैक्यूम का ध्रुवीकरण , आदि महत्वपूर्ण हो जाते हैं।

2012 तक लगभग 2000 न्यूट्रॉन तारे खोजे जा चुके थे। उनमें से लगभग 90% एकल हैं। कुल मिलाकर, 10 8 -10 9 न्यूट्रॉन तारे हमारे यहां मौजूद हो सकते हैं, यानी प्रति हजार सामान्य तारों में लगभग एक। न्यूट्रॉन सितारों की विशेषता उच्च गति (आमतौर पर सैकड़ों किमी/सेकेंड) होती है। बादल पदार्थ के अभिवृद्धि के परिणामस्वरूप, न्यूट्रॉन तारा इस स्थिति में ऑप्टिकल सहित विभिन्न वर्णक्रमीय श्रेणियों में दिखाई दे सकता है, जो उत्सर्जित ऊर्जा का लगभग 0.003% (परिमाण 10 के अनुरूप) है।

प्रकाश का गुरुत्वीय विक्षेपण (सतह का आधे से अधिक भाग प्रकाश के सापेक्ष विक्षेप के कारण दिखाई देता है)

न्यूट्रॉन तारे ब्रह्मांडीय वस्तुओं के कुछ वर्गों में से एक हैं जिनकी पर्यवेक्षकों द्वारा खोज से पहले सैद्धांतिक रूप से भविष्यवाणी की गई थी।

1933 में, खगोलशास्त्री वाल्टर बाडे और फ्रिट्ज़ ज़्विकी ने सुझाव दिया कि सुपरनोवा विस्फोट के परिणामस्वरूप एक न्यूट्रॉन तारा बन सकता है। उस समय सैद्धांतिक गणना से पता चला कि न्यूट्रॉन तारे से निकलने वाला विकिरण इतना कमजोर था कि उसका पता नहीं लगाया जा सका। 1960 के दशक में न्यूट्रॉन सितारों में रुचि तेज हो गई, जब एक्स-रे खगोल विज्ञान का विकास शुरू हुआ, क्योंकि सिद्धांत ने भविष्यवाणी की थी कि उनका थर्मल उत्सर्जन अधिकतम नरम एक्स-रे क्षेत्र में होगा। हालाँकि, अप्रत्याशित रूप से उन्हें रेडियो अवलोकनों में खोजा गया था। 1967 में, ई. हुइश के स्नातक छात्र जॉक्लिन बेल ने रेडियो तरंगों के नियमित स्पंदों का उत्सर्जन करने वाली वस्तुओं की खोज की। इस घटना को तेजी से घूमने वाली वस्तु से रेडियो बीम की संकीर्ण दिशा द्वारा समझाया गया था - एक प्रकार का "कॉस्मिक रेडियो बीकन"। लेकिन कोई भी साधारण तारा इतनी तेज़ घूर्णन गति से ढह जाएगा। ऐसे बीकन की भूमिका के लिए केवल न्यूट्रॉन तारे ही उपयुक्त थे। माना जाता है कि पल्सर PSR B1919+21 खोजा गया पहला न्यूट्रॉन तारा है।

आसपास के पदार्थ के साथ एक न्यूट्रॉन तारे की परस्पर क्रिया दो मुख्य मापदंडों और, परिणामस्वरूप, उनकी अवलोकनीय अभिव्यक्तियों द्वारा निर्धारित होती है: घूर्णन की अवधि (गति) और चुंबकीय क्षेत्र का परिमाण। समय के साथ, तारा अपनी घूर्णी ऊर्जा का उपयोग करता है और उसका घूर्णन धीमा हो जाता है। चुंबकीय क्षेत्र भी कमजोर हो जाता है. इस कारण से, एक न्यूट्रॉन तारा अपने जीवन के दौरान अपना प्रकार बदल सकता है। वी.एम. के मोनोग्राफ के अनुसार, घूर्णन गति के अवरोही क्रम में न्यूट्रॉन सितारों का नामकरण नीचे दिया गया है। लिपुनोवा. क्योंकि पल्सर मैग्नेटोस्फेयर का सिद्धांत अभी भी विकसित हो रहा है, वैकल्पिक सैद्धांतिक मॉडल मौजूद हैं।

मजबूत चुंबकीय क्षेत्र और छोटी घूर्णन अवधि। मैग्नेटोस्फीयर के सबसे सरल मॉडल में, चुंबकीय क्षेत्र ठोस रूप से घूमता है, यानी न्यूट्रॉन स्टार के शरीर के समान कोणीय वेग के साथ। एक निश्चित त्रिज्या पर, क्षेत्र के घूर्णन की रैखिक गति प्रकाश की गति के करीब पहुंच जाती है। इस त्रिज्या को "प्रकाश सिलेंडर त्रिज्या" कहा जाता है। इस त्रिज्या से परे, एक साधारण द्विध्रुवीय क्षेत्र मौजूद नहीं हो सकता है, इसलिए क्षेत्र की ताकत रेखाएं इस बिंदु पर टूट जाती हैं। चुंबकीय क्षेत्र रेखाओं के साथ चलने वाले आवेशित कण ऐसी चट्टानों के माध्यम से न्यूट्रॉन तारे को छोड़ सकते हैं और अंतरतारकीय अंतरिक्ष में उड़ सकते हैं। इस प्रकार का एक न्यूट्रॉन तारा रेडियो रेंज में उत्सर्जित होने वाले सापेक्ष आवेशित कणों को "बाहर" निकालता है (फ्रांसीसी इजेक्टर से - बाहर निकालने के लिए, बाहर धकेलने के लिए)। इजेक्टर को रेडियो पल्सर के रूप में देखा जाता है।

प्रोपेलर

कणों को बाहर निकालने के लिए घूर्णन गति अब पर्याप्त नहीं है, इसलिए ऐसा तारा रेडियो पल्सर नहीं हो सकता। हालाँकि, घूर्णन गति अभी भी अधिक है, और चुंबकीय क्षेत्र द्वारा पकड़े गए न्यूट्रॉन तारे के आसपास का पदार्थ गिर नहीं सकता है, अर्थात पदार्थ का अभिवृद्धि नहीं होता है। इस प्रकार के न्यूट्रॉन सितारों में वस्तुतः कोई अवलोकन योग्य अभिव्यक्तियाँ नहीं होती हैं और इनका अध्ययन बहुत कम किया जाता है।

एक्रेक्टर (एक्स-रे पल्सर)

घूर्णन गति को इस स्तर तक कम कर दिया गया है कि अब कुछ भी पदार्थ को ऐसे न्यूट्रॉन तारे पर गिरने से नहीं रोकता है। गिरता हुआ पदार्थ, पहले से ही प्लाज्मा की अवस्था में, चुंबकीय क्षेत्र रेखाओं के साथ चलता है और इसके ध्रुवों के क्षेत्र में न्यूट्रॉन तारे के शरीर की ठोस सतह से टकराता है, जिससे लाखों डिग्री तक गर्म हो जाता है। इतने उच्च तापमान पर गर्म किया गया पदार्थ एक्स-रे रेंज में चमकीला चमकता है। जिस क्षेत्र में न्यूट्रॉन तारे के पिंड की सतह से गिरते पदार्थ की टक्कर होती है वह बहुत छोटा है - केवल लगभग 100 मीटर। तारे के घूमने के कारण, यह गर्म स्थान समय-समय पर दृश्य से गायब हो जाता है, और एक्स-रे विकिरण के नियमित स्पंदन देखे जाते हैं। ऐसी वस्तुओं को एक्स-रे पल्सर कहा जाता है।

जियोरोटेटर

ऐसे न्यूट्रॉन तारों की घूर्णन गति कम होती है और अभिवृद्धि को नहीं रोकती है। लेकिन मैग्नेटोस्फीयर का आकार ऐसा है कि प्लाज्मा को गुरुत्वाकर्षण द्वारा पकड़ने से पहले चुंबकीय क्षेत्र द्वारा रोक दिया जाता है। एक समान तंत्र पृथ्वी के मैग्नेटोस्फीयर में संचालित होता है, यही कारण है कि इस प्रकार के न्यूट्रॉन तारे को इसका नाम मिला।

magnetar

असाधारण रूप से मजबूत चुंबकीय क्षेत्र (10 11 टी तक) वाला एक न्यूट्रॉन तारा। मैग्नेटर्स के सैद्धांतिक अस्तित्व की भविष्यवाणी 1992 में की गई थी, और उनके वास्तविक अस्तित्व का पहला प्रमाण 1998 में प्राप्त हुआ था जब एक्विला तारामंडल में स्रोत एसजीआर 1900+14 से गामा-रे और एक्स-रे विकिरण के एक शक्तिशाली विस्फोट को देखा गया था। चुम्बकों का जीवनकाल लगभग 1,000,000 वर्ष है। मैग्नेटर्स में सबसे मजबूत चुंबकीय क्षेत्र होता है।

इस तथ्य के कारण कि मैग्नेटार न्यूट्रॉन तारे का एक अल्प-अध्ययन प्रकार है, इनमें से कुछ ही पृथ्वी के काफी करीब हैं। चुम्बक लगभग 20-30 किमी व्यास के होते हैं, लेकिन अधिकांश का द्रव्यमान सूर्य के द्रव्यमान से अधिक होता है। मैग्नेटर इतना संकुचित है कि इसके एक मटर पदार्थ का वजन 100 मिलियन टन से अधिक होगा। अधिकांश ज्ञात चुम्बक बहुत तेज़ी से घूमते हैं, प्रति सेकंड अपनी धुरी के चारों ओर कम से कम कई चक्कर लगाते हैं। एक्स-रे के नजदीक गामा विकिरण में देखा गया, यह रेडियो उत्सर्जन उत्सर्जित नहीं करता है। मैग्नेटर का जीवन चक्र काफी छोटा होता है। उनके मजबूत चुंबकीय क्षेत्र लगभग 10,000 वर्षों के बाद गायब हो जाते हैं, जिसके बाद उनकी गतिविधि और एक्स-रे का उत्सर्जन बंद हो जाता है। एक धारणा के अनुसार, हमारी आकाशगंगा के पूरे अस्तित्व के दौरान इसमें 30 मिलियन मैग्नेटर तक बन सकते थे। चुम्बक लगभग 40 M☉ के प्रारंभिक द्रव्यमान वाले विशाल तारों से बनते हैं।

मैग्नेटर की सतह पर उत्पन्न झटके तारे में भारी कंपन पैदा करते हैं; उनके साथ आने वाले चुंबकीय क्षेत्र में उतार-चढ़ाव अक्सर गामा विकिरण के विशाल विस्फोट का कारण बनते हैं, जो 1979, 1998 और 2004 में पृथ्वी पर दर्ज किए गए थे।

मई 2007 तक, बारह मैग्नेटर्स ज्ञात थे, तीन और उम्मीदवार पुष्टि की प्रतीक्षा कर रहे थे। ज्ञात चुम्बकों के उदाहरण:

एसजीआर 1806-20, पृथ्वी से 50,000 प्रकाश वर्ष दूर हमारी आकाशगंगा आकाशगंगा के विपरीत दिशा में धनु राशि में स्थित है।
एसजीआर 1900+14, 20,000 प्रकाश वर्ष दूर, अक्विला तारामंडल में स्थित है। कम उत्सर्जन की लंबी अवधि (केवल 1979 और 1993 में महत्वपूर्ण विस्फोट) के बाद, यह मई-अगस्त 1998 में सक्रिय हो गया, और 27 अगस्त 1998 को पता चला विस्फोट इतना शक्तिशाली था कि एनईएआर शूमेकर अंतरिक्ष यान को बंद करना पड़ा। नुकसान को रोकने के। 29 मई 2008 को नासा के स्पिट्जर टेलीस्कोप ने इस मैग्नेटर के चारों ओर पदार्थ के छल्ले की खोज की। ऐसा माना जाता है कि यह वलय 1998 में देखे गए एक विस्फोट से बना था।
1ई 1048.1-5937 एक विषम एक्स-रे पल्सर है जो 9000 प्रकाश वर्ष दूर कैरिना तारामंडल में स्थित है। जिस तारे से मैग्नेटर बना उसका द्रव्यमान सूर्य से 30-40 गुना अधिक था।
मैग्नेटर कैटलॉग में पूरी सूची दी गई है।

सितंबर 2008 तक, ईएसओ ने एक ऐसी वस्तु की पहचान की रिपोर्ट दी जिसे शुरू में मैग्नेटर माना गया था, स्विफ्ट J195509+261406; इसकी पहचान मूल रूप से गामा-किरण विस्फोट (जीआरबी 070610) द्वारा की गई थी