ન્યુટ્રોન સ્ટારનું આવું નામ શા માટે છે? ન્યુટ્રોન તારાઓ: માનવતા આ ઘટના વિશે શું જાણે છે

કેવિન ગિલ / flickr.com

જર્મન ખગોળશાસ્ત્રીઓએ ગુરુત્વાકર્ષણ તરંગો અને ઇલેક્ટ્રોમેગ્નેટિક રેડિયેશનના માપના પરિણામોના આધારે ન્યુટ્રોન તારાના મહત્તમ સંભવિત સમૂહની સ્પષ્ટતા કરી છે. તે બહાર આવ્યું છે કે બિન-ફરતા ન્યુટ્રોન તારાનું દળ 2.16 સૌર દળ કરતાં વધુ ન હોઈ શકે, માં પ્રકાશિત થયેલા એક લેખ અનુસાર એસ્ટ્રોફિઝિકલ જર્નલ લેટર્સ.

ન્યુટ્રોન તારાઓ અતિ ગાઢ કોમ્પેક્ટ તારાઓ છે જે સુપરનોવા વિસ્ફોટ દરમિયાન રચાય છે. ન્યુટ્રોન તારાઓની ત્રિજ્યા ઘણા દસ કિલોમીટરથી વધુ હોતી નથી, અને તેમનો સમૂહ સૂર્યના સમૂહ સાથે સરખાવી શકાય છે, જે તારા પદાર્થની વિશાળ ઘનતા તરફ દોરી જાય છે (લગભગ 10 17 કિલોગ્રામ પ્રતિ ઘન મીટર). તે જ સમયે, ન્યુટ્રોન સ્ટારનો સમૂહ ચોક્કસ મર્યાદાને ઓળંગી શકતો નથી - મોટા સમૂહવાળા પદાર્થો તેમના પોતાના ગુરુત્વાકર્ષણના પ્રભાવ હેઠળ બ્લેક હોલમાં તૂટી જાય છે.

વિવિધ અંદાજો અનુસાર, ન્યુટ્રોન તારાના દળની ઉપલી મર્યાદા બે થી ત્રણ સૌર દળની રેન્જમાં છે અને તે પદાર્થની સ્થિતિના સમીકરણ તેમજ તારાના પરિભ્રમણની ઝડપ પર આધારિત છે. તારાની ઘનતા અને સમૂહના આધારે, વૈજ્ઞાનિકો વિવિધ પ્રકારના તારાઓને અલગ પાડે છે. પ્રથમ, ન ફરતા તારાઓનું દળ M TOV (સફેદ પ્રદેશ) કરતા વધારે ન હોઈ શકે. બીજું, જ્યારે કોઈ તારો સતત ગતિએ ફરે છે, ત્યારે તેનું દળ M TOV (આછો લીલો પ્રદેશ) કરતાં ઓછું અથવા વધુ (ચળકતું લીલો) હોઈ શકે છે, પરંતુ તેમ છતાં બીજી મર્યાદા, M મહત્તમથી વધુ ન હોવો જોઈએ. છેલ્લે, ચલ પરિભ્રમણ દર સાથેનો ન્યુટ્રોન તારો સૈદ્ધાંતિક રીતે મનસ્વી સમૂહ (વિવિધ તેજના લાલ પ્રદેશો) ધરાવી શકે છે. જો કે, તમારે હંમેશા યાદ રાખવું જોઈએ કે ફરતા તારાઓની ઘનતા ચોક્કસ મૂલ્ય કરતા વધારે હોઈ શકતી નથી, અન્યથા તારો હજુ પણ બ્લેક હોલમાં તૂટી જશે (ડાયાગ્રામમાં ઊભી રેખા અસ્થિર ઉકેલોથી સ્થિર ઉકેલોને અલગ કરે છે).

તેમના દળ અને ઘનતાના આધારે વિવિધ પ્રકારના ન્યુટ્રોન તારાઓની આકૃતિ. ક્રોસ દ્વિસંગી સિસ્ટમના તારાઓના વિલીનીકરણ પછી રચાયેલી ઑબ્જેક્ટના પરિમાણોને ચિહ્નિત કરે છે, બિંદુવાળી રેખાઓ ઑબ્જેક્ટના ઉત્ક્રાંતિ માટેના બે વિકલ્પોમાંથી એક સૂચવે છે.

એલ. રેઝોલ્લા એટ અલ. / ધ એસ્ટ્રોફિઝિકલ જર્નલ

લ્યુસિયાનો રેઝોલ્લાના નેતૃત્વમાં ખગોળશાસ્ત્રીઓની એક ટીમે બિન-ફરતા ન્યુટ્રોન સ્ટાર, M TOV ના મહત્તમ સંભવિત સમૂહ પર નવી, વધુ ચોક્કસ મર્યાદાઓ સેટ કરી છે. તેમના કાર્યમાં, વૈજ્ઞાનિકોએ બે મર્જિંગ ન્યુટ્રોન તારાઓની સિસ્ટમમાં બનેલી પ્રક્રિયાઓ પરના અગાઉના અભ્યાસોમાંથી ડેટાનો ઉપયોગ કર્યો અને ગુરુત્વાકર્ષણ (ઇવેન્ટ GW170817) અને ઇલેક્ટ્રોમેગ્નેટિક (GRB 170817A) તરંગોના ઉત્સર્જન તરફ દોરી ગયા. આ તરંગોની એક સાથે નોંધણી એ વિજ્ઞાન માટે ખૂબ જ મહત્વપૂર્ણ ઘટના બની, તમે અમારા અને સામગ્રીમાં તેના વિશે વધુ વાંચી શકો છો.

ખગોળશાસ્ત્રીઓના અગાઉના કાર્યોમાંથી, તે અનુસરે છે કે ન્યુટ્રોન તારાઓના વિલીનીકરણ પછી, એક હાઇપરમાસીવ ન્યુટ્રોન તારો રચાયો હતો (એટલે ​​​​કે, તેનો સમૂહ M > M મહત્તમ), જે પાછળથી બે સંભવિત દૃશ્યોમાંથી એક અનુસાર વિકસિત થયો હતો અને ટૂંકા ગાળા પછી સમય બ્લેક હોલમાં ફેરવાઈ ગયો (ડાયાગ્રામમાં ડૅશ કરેલી રેખાઓ). તારાના કિરણોત્સર્ગના ઇલેક્ટ્રોમેગ્નેટિક ઘટકનું અવલોકન પ્રથમ દૃશ્ય તરફ નિર્દેશ કરે છે, જેમાં તારાનો બેરીયોનિક સમૂહ આવશ્યકપણે સ્થિર રહે છે અને ગુરુત્વાકર્ષણ તરંગોના ઉત્સર્જનને કારણે ગુરુત્વાકર્ષણ સમૂહ પ્રમાણમાં ધીમે ધીમે ઘટે છે. બીજી બાજુ, સિસ્ટમમાંથી ગામા-રે વિસ્ફોટ ગુરુત્વાકર્ષણ તરંગો (માત્ર 1.7 સેકન્ડ પછી) સાથે લગભગ એક સાથે આવ્યા, જેનો અર્થ છે કે બ્લેક હોલમાં રૂપાંતરનું બિંદુ M મેક્સની નજીક હોવું જોઈએ.

તેથી, જો આપણે હાયપરમાસીવ ન્યુટ્રોન સ્ટારના ઉત્ક્રાંતિને પ્રારંભિક સ્થિતિમાં શોધી કાઢીએ, જેનાં પરિમાણો અગાઉના કાર્યોમાં સારી ચોકસાઈ સાથે ગણવામાં આવ્યાં હતાં, તો આપણે એમ મેક્સનું મૂલ્ય શોધી શકીએ જે આપણને રુચિ છે. M max ને જાણવું, M TOV શોધવું મુશ્કેલ નથી, કારણ કે આ બે સમૂહ M max ≈ 1.2 M TOV ના સંબંધ દ્વારા સંબંધિત છે. આ લેખમાં, ખગોળશાસ્ત્રીઓએ કહેવાતા "સાર્વત્રિક સંબંધો" નો ઉપયોગ કરીને આવી ગણતરીઓ કરી હતી, જે વિવિધ સમૂહના ન્યુટ્રોન તારાઓના પરિમાણોને સંબંધિત છે અને તેમની બાબતની સ્થિતિના સમીકરણના પ્રકાર પર આધારિત નથી. લેખકો ભારપૂર્વક જણાવે છે કે તેમની ગણતરીઓ માત્ર સરળ ધારણાઓનો ઉપયોગ કરે છે અને સંખ્યાત્મક અનુકરણો પર આધાર રાખતા નથી. મહત્તમ સંભવિત માસ માટેનું અંતિમ પરિણામ 2.01 અને 2.16 સૌર માસની વચ્ચે હતું. દ્વિસંગી પ્રણાલીઓમાં વિશાળ પલ્સરના અવલોકનો પરથી તેના માટે નીચલી મર્યાદા અગાઉ મેળવવામાં આવી હતી - સરળ રીતે કહીએ તો, મહત્તમ દળ 2.01 સૌર માસ કરતાં ઓછો ન હોઈ શકે, કારણ કે ખગોળશાસ્ત્રીઓએ ખરેખર આવા મોટા સમૂહ સાથે ન્યુટ્રોન તારાઓનું અવલોકન કર્યું છે.

અગાઉ, અમે એસ્ટ્રોફિઝિસ્ટ્સે ન્યુટ્રોન તારાઓના સમૂહ અને ત્રિજ્યાનો અંદાજ કાઢવા કમ્પ્યુટર સિમ્યુલેશનનો ઉપયોગ કેવી રીતે કર્યો તે વિશે લખ્યું હતું, જેનું વિલીનીકરણ GW170817 અને GRB 170817A ની ઘટનાઓ તરફ દોરી ગયું.

દિમિત્રી ટ્રુનીન

27 ડિસેમ્બર, 2004, ગામા કિરણોનો વિસ્ફોટ SGR 1806-20 (કલાકારની છાપમાં દર્શાવવામાં આવ્યો છે) થી આપણા સૌરમંડળમાં આવ્યો. વિસ્ફોટ એટલો શક્તિશાળી હતો કે તેની અસર 50,000 પ્રકાશવર્ષથી વધુના અંતરે પૃથ્વીના વાતાવરણને થઈ હતી.

ન્યુટ્રોન સ્ટાર એ કોસ્મિક બોડી છે, જે ઉત્ક્રાંતિના સંભવિત પરિણામોમાંનું એક છે, જેમાં મુખ્યત્વે ભારે અણુ ન્યુક્લી અને ઈલેક્ટ્રોનના રૂપમાં પ્રમાણમાં પાતળા (∼1 કિમી) દ્રવ્યના પોપડાથી આવરી લેવામાં આવેલ ન્યુટ્રોન કોરનો સમાવેશ થાય છે. ન્યુટ્રોન તારાઓનો સમૂહ ની સાથે તુલનાત્મક છે, પરંતુ ન્યુટ્રોન તારાની લાક્ષણિક ત્રિજ્યા માત્ર 10-20 કિલોમીટર છે. તેથી, આવા પદાર્થના પદાર્થની સરેરાશ ઘનતા અણુ ન્યુક્લિયસની ઘનતા (જે ભારે મધ્યવર્તી કેન્દ્ર માટે સરેરાશ 2.8·10 17 kg/m³ છે) કરતાં અનેક ગણી વધારે હોય છે. ન્યુટ્રોનની ક્રિયાપ્રતિક્રિયાને કારણે ઉદભવતા પરમાણુ પદાર્થના દબાણ દ્વારા ન્યુટ્રોન તારાનું વધુ ગુરુત્વાકર્ષણ સંકોચન અટકાવવામાં આવે છે.

ઘણા ન્યુટ્રોન તારાઓની પરિભ્રમણ ગતિ અત્યંત ઊંચી હોય છે, પ્રતિ સેકન્ડમાં હજાર ક્રાંતિ સુધી. ન્યુટ્રોન તારાઓ તારાઓના વિસ્ફોટોમાંથી ઉત્પન્ન થાય છે.

ભરોસાપાત્ર રીતે માપેલા દળવાળા મોટાભાગના ન્યુટ્રોન તારાઓના દળ 1.3-1.5 સૌર દળ છે, જે ચંદ્રશેખરની મર્યાદાની નજીક છે. સૈદ્ધાંતિક રીતે, 0.1 થી લગભગ 2.5 સૌર દળ ધરાવતા ન્યુટ્રોન તારાઓ અનુમતિપાત્ર છે, પરંતુ ઉપલી મર્યાદા સમૂહનું મૂલ્ય હાલમાં ખૂબ જ અચોક્કસ રીતે જાણીતું છે. જાણીતા સૌથી મોટા ન્યુટ્રોન તારાઓ છે વેલા X-1 (1σ સ્તરે ઓછામાં ઓછા 1.88±0.13 સૌર દળના દળ સાથે, જે α≈34% ના મહત્વના સ્તરને અનુરૂપ છે), PSR J1614-2230ruen (સામૂહિક અંદાજ સાથે). ની 1.97 ±0.04 સૌર), અને PSR J0348+0432ruen (2.01±0.04 સોલારના સમૂહ અંદાજ સાથે). ન્યુટ્રોન તારાઓમાં ગુરુત્વાકર્ષણ ડિજનરેટ ન્યુટ્રોન ગેસના દબાણ દ્વારા સંતુલિત થાય છે, ન્યુટ્રોન તારાના સમૂહનું મહત્તમ મૂલ્ય ઓપેનહેઇમર-વોલ્કોફ મર્યાદા દ્વારા સેટ કરવામાં આવે છે, જેનું સંખ્યાત્મક મૂલ્ય રાજ્યના સમીકરણ (હજુ પણ નબળું જાણીતું) પર આધારિત છે. તારાના મૂળમાં પદાર્થનું. ત્યાં સૈદ્ધાંતિક પરિસર છે કે ઘનતામાં પણ વધુ વધારો સાથે, ન્યુટ્રોન તારાઓનું ક્વાર્કમાં અધોગતિ શક્ય છે.

ન્યુટ્રોન સ્ટારની રચના.

ન્યુટ્રોન તારાઓની સપાટી પરનું ચુંબકીય ક્ષેત્ર 10 12 -10 13 G ના મૂલ્ય સુધી પહોંચે છે (સરખામણી માટે, પૃથ્વીમાં લગભગ 1 G છે), તે ન્યુટ્રોન તારાઓના ચુંબકીય ક્ષેત્રોમાં પ્રક્રિયાઓ છે જે પલ્સરના રેડિયો ઉત્સર્જન માટે જવાબદાર છે. . 1990 ના દાયકાથી, કેટલાક ન્યુટ્રોન તારાઓને મેગ્નેટાર તરીકે ઓળખવામાં આવે છે - 10 14 જી અને તેથી વધુના ક્રમના ચુંબકીય ક્ષેત્રો ધરાવતા તારાઓ. આવા ચુંબકીય ક્ષેત્રો (4.414 10 13 G ના "નિર્ણાયક" મૂલ્યને વટાવીને, જેમાં ચુંબકીય ક્ષેત્ર સાથે ઇલેક્ટ્રોનની ક્રિયાપ્રતિક્રિયાની ઊર્જા તેની બાકીની ઊર્જા mec² કરતાં વધી જાય છે) ગુણાત્મક રીતે નવા ભૌતિકશાસ્ત્રનો પરિચય કરે છે, કારણ કે ચોક્કસ સાપેક્ષતાવાદી અસરો, ભૌતિક શૂન્યાવકાશનું ધ્રુવીકરણ , વગેરે નોંધપાત્ર બને છે.

2012 સુધીમાં, લગભગ 2000 ન્યુટ્રોન તારાઓ મળી આવ્યા હતા. તેમાંથી લગભગ 90% સિંગલ છે. કુલ મળીને, 10 8 -10 9 ન્યુટ્રોન તારાઓ આપણામાં અસ્તિત્વ ધરાવે છે, એટલે કે, દર હજાર સામાન્ય તારાઓ પર લગભગ એક. ન્યુટ્રોન તારાઓ ઉચ્ચ ગતિ (સામાન્ય રીતે સેંકડો કિમી/સેકંડ) દ્વારા વર્ગીકૃત થયેલ છે. ક્લાઉડ મેટરના સંવર્ધનના પરિણામે, ન્યુટ્રોન તારો આ પરિસ્થિતિમાં ઓપ્ટિકલ સહિત વિવિધ સ્પેક્ટ્રલ રેન્જમાં દૃશ્યમાન થઈ શકે છે, જે ઉત્સર્જિત ઊર્જાના લગભગ 0.003% જેટલો હિસ્સો ધરાવે છે (તીવ્રતા 10ને અનુરૂપ).

પ્રકાશનું ગુરુત્વાકર્ષણ વિચલન (પ્રકાશના સાપેક્ષ વિચલનને કારણે, સપાટીનો અડધાથી વધુ ભાગ દૃશ્યમાન છે)

ન્યુટ્રોન તારાઓ કોસ્મિક પદાર્થોના થોડા વર્ગોમાંના એક છે જે નિરીક્ષકો દ્વારા તેમની શોધ પહેલાં સૈદ્ધાંતિક રીતે આગાહી કરવામાં આવી હતી.

1933 માં, ખગોળશાસ્ત્રીઓ વોલ્ટર બાડે અને ફ્રિટ્ઝ ઝ્વિકીએ સૂચન કર્યું હતું કે સુપરનોવા વિસ્ફોટના પરિણામે ન્યુટ્રોન તારો બની શકે છે. તે સમયે સૈદ્ધાંતિક ગણતરીઓ દર્શાવે છે કે ન્યુટ્રોન તારામાંથી રેડિયેશન શોધી શકાય તેટલું નબળું હતું. 1960ના દાયકામાં જ્યારે એક્સ-રે એસ્ટ્રોનોમી વિકસિત થવાનું શરૂ થયું ત્યારે ન્યુટ્રોન તારાઓમાં રસ વધુ તીવ્ર બન્યો, કારણ કે સિદ્ધાંતે આગાહી કરી હતી કે તેમના મહત્તમ થર્મલ રેડિયેશન સોફ્ટ એક્સ-રે પ્રદેશમાં થશે. જો કે, અણધારી રીતે તેઓ રેડિયો અવલોકનોમાં મળી આવ્યા હતા. 1967 માં, E. Huish ના સ્નાતક વિદ્યાર્થી, જોસલિન બેલે રેડિયો તરંગોના નિયમિત ધબકારા ઉત્સર્જિત કરતી વસ્તુઓ શોધી કાઢી. આ ઘટનાને ઝડપથી ફરતી ઑબ્જેક્ટમાંથી રેડિયો બીમની સાંકડી દિશા દ્વારા સમજાવવામાં આવી હતી - એક પ્રકારનું "કોસ્મિક રેડિયો બીકન". પરંતુ કોઈપણ સામાન્ય તારો આટલી ઊંચી પરિભ્રમણ ગતિએ તૂટી જશે. આવા બીકોન્સની ભૂમિકા માટે માત્ર ન્યુટ્રોન તારા જ યોગ્ય હતા. પલ્સર PSR B1919+21 એ શોધાયેલો પ્રથમ ન્યુટ્રોન તારો હોવાનું માનવામાં આવે છે.

આસપાસના પદાર્થ સાથે ન્યુટ્રોન તારાની ક્રિયાપ્રતિક્રિયા બે મુખ્ય પરિમાણો દ્વારા નક્કી કરવામાં આવે છે અને પરિણામે, તેમના અવલોકનક્ષમ અભિવ્યક્તિઓ: પરિભ્રમણનો સમયગાળો (ગતિ) અને ચુંબકીય ક્ષેત્રની તીવ્રતા. સમય જતાં, તારો તેની રોટેશનલ એનર્જીનો ઉપયોગ કરે છે અને તેનું પરિભ્રમણ ધીમુ પડી જાય છે. ચુંબકીય ક્ષેત્ર પણ નબળું પડે છે. આ કારણોસર, ન્યુટ્રોન તારો તેના જીવન દરમિયાન તેનો પ્રકાર બદલી શકે છે. V.M દ્વારા મોનોગ્રાફ અનુસાર, નીચે પરિભ્રમણ ગતિના ઉતરતા ક્રમમાં ન્યુટ્રોન તારાઓનું નામકરણ છે. લિપુનોવા. કારણ કે પલ્સર મેગ્નેટોસ્ફિયર્સનો સિદ્ધાંત હજુ પણ વિકસિત થઈ રહ્યો છે, વૈકલ્પિક સૈદ્ધાંતિક મોડેલો અસ્તિત્વમાં છે.

મજબૂત ચુંબકીય ક્ષેત્રો અને ટૂંકા પરિભ્રમણ અવધિ. મેગ્નેટોસ્ફિયરના સૌથી સરળ મોડેલમાં, ચુંબકીય ક્ષેત્ર ઘન રીતે ફરે છે, એટલે કે ન્યુટ્રોન તારાના શરીરની સમાન કોણીય વેગ સાથે. ચોક્કસ ત્રિજ્યા પર, ક્ષેત્રના પરિભ્રમણની રેખીય ગતિ પ્રકાશની ગતિની નજીક આવે છે. આ ત્રિજ્યાને "પ્રકાશ સિલિન્ડર ત્રિજ્યા" કહેવામાં આવે છે. આ ત્રિજ્યાથી આગળ, એક સામાન્ય દ્વિધ્રુવ ક્ષેત્ર અસ્તિત્વમાં નથી, તેથી ક્ષેત્રની શક્તિ રેખાઓ આ બિંદુએ તૂટી જાય છે. ચુંબકીય ક્ષેત્રની રેખાઓ સાથે આગળ વધતા ચાર્જ્ડ કણો ન્યુટ્રોન સ્ટારને આવી ખડકોમાંથી છોડીને તારાઓ વચ્ચેની અવકાશમાં ઉડી શકે છે. આ પ્રકારનો ન્યુટ્રોન તારો રેડિયો શ્રેણીમાં ઉત્સર્જિત સાપેક્ષ ચાર્જ કણો (ફ્રેન્ચ ઇજેક્ટરમાંથી - બહાર કાઢે છે, બહાર કાઢે છે) ઇજેક્ટર્સને રેડિયો પલ્સર તરીકે જોવામાં આવે છે.

પ્રોપેલર

પરિભ્રમણ ગતિ હવે કણોના ઇજેક્શન માટે પૂરતી નથી, તેથી આવા તારો રેડિયો પલ્સર હોઈ શકે નહીં. જો કે, પરિભ્રમણની ઝડપ હજુ પણ વધુ છે, અને ચુંબકીય ક્ષેત્ર દ્વારા કબજે કરાયેલ ન્યુટ્રોન તારાની આસપાસનો પદાર્થ પડી શકતો નથી, એટલે કે, પદાર્થનું સંવર્ધન થતું નથી. આ પ્રકારના ન્યુટ્રોન તારાઓમાં વર્ચ્યુઅલ રીતે કોઈ અવલોકનક્ષમ અભિવ્યક્તિ હોતી નથી અને તેનો નબળો અભ્યાસ કરવામાં આવે છે.

એક્રેક્ટર (એક્સ-રે પલ્સર)

પરિભ્રમણની ગતિ એટલી ઓછી થઈ ગઈ છે કે હવે કોઈ પણ વસ્તુ આવા ન્યુટ્રોન તારા પર પડતા દ્રવ્યને અટકાવતું નથી. પ્લાઝ્માની અવસ્થામાં પહેલેથી જ ખરતો પદાર્થ ચુંબકીય ક્ષેત્રની રેખાઓ સાથે આગળ વધે છે અને તેના ધ્રુવોના ક્ષેત્રમાં ન્યુટ્રોન તારાના શરીરની નક્કર સપાટીને અથડાવે છે, જે લાખો ડિગ્રી સુધી ગરમ થાય છે. આટલા ઊંચા તાપમાને ગરમ થયેલો પદાર્થ એક્સ-રે શ્રેણીમાં તેજસ્વી રીતે ઝળકે છે. જે પ્રદેશમાં ન્યુટ્રોન સ્ટાર બોડીની સપાટી સાથે ખરતા પદાર્થની અથડામણ થાય છે તે ખૂબ જ નાનો છે - માત્ર 100 મીટર. તારાના પરિભ્રમણને કારણે, આ ગરમ સ્થળ સમયાંતરે દૃશ્યમાંથી અદૃશ્ય થઈ જાય છે, અને એક્સ-રે રેડિયેશનના નિયમિત ધબકારા જોવા મળે છે. આવા પદાર્થોને એક્સ-રે પલ્સર કહેવામાં આવે છે.

જીઓરોટેટર

આવા ન્યુટ્રોન તારાઓની પરિભ્રમણ ગતિ ઓછી હોય છે અને તે વૃદ્ધિને અટકાવતી નથી. પરંતુ મેગ્નેટોસ્ફિયરનું કદ એવું છે કે પ્લાઝ્માને ગુરુત્વાકર્ષણ દ્વારા પકડવામાં આવે તે પહેલાં ચુંબકીય ક્ષેત્ર દ્વારા અટકાવવામાં આવે છે. પૃથ્વીના મેગ્નેટોસ્ફિયરમાં સમાન મિકેનિઝમ કાર્ય કરે છે, તેથી જ આ પ્રકારના ન્યુટ્રોન સ્ટારને તેનું નામ મળ્યું.

મેગ્નેટર

અપવાદરૂપે મજબૂત ચુંબકીય ક્ષેત્ર (10 11 T સુધી) ધરાવતો ન્યુટ્રોન તારો. મેગ્નેટરના સૈદ્ધાંતિક અસ્તિત્વની આગાહી 1992 માં કરવામાં આવી હતી, અને તેમના વાસ્તવિક અસ્તિત્વનો પ્રથમ પુરાવો 1998 માં પ્રાપ્ત થયો હતો જ્યારે એક્વિલા નક્ષત્રમાં SGR 1900+14 સ્ત્રોતમાંથી ગામા-રે અને એક્સ-રે રેડિયેશનના શક્તિશાળી વિસ્ફોટનું અવલોકન કરવામાં આવ્યું હતું. મેગ્નેટર્સનું જીવનકાળ લગભગ 1,000,000 વર્ષ છે. મેગ્નેટર્સમાં સૌથી મજબૂત ચુંબકીય ક્ષેત્ર હોય છે.

મેગ્નેટર્સ એ ન્યુટ્રોન સ્ટારનો થોડો અભ્યાસ કરેલ પ્રકાર છે કારણ કે થોડા જ પૃથ્વીની નજીક છે. મેગ્નેટર્સનો વ્યાસ આશરે 20-30 કિમી છે, પરંતુ મોટા ભાગના લોકોનો દળ સૂર્યના દળ કરતા વધારે છે. મેગ્નેટર એટલો સંકુચિત છે કે તેના પદાર્થના એક વટાણાનું વજન 100 મિલિયન ટનથી વધુ હશે. મોટાભાગના જાણીતા ચુંબક ખૂબ જ ઝડપથી ફરે છે, ઓછામાં ઓછા પ્રતિ સેકન્ડ તેમની ધરીની આસપાસ અનેક પરિભ્રમણ. એક્સ-રેની નજીક ગામા કિરણોત્સર્ગમાં અવલોકન કરવામાં આવે છે, તે રેડિયો ઉત્સર્જન કરતું નથી. મેગ્નેટરનું જીવન ચક્ર ખૂબ નાનું છે. તેમના મજબૂત ચુંબકીય ક્ષેત્રો લગભગ 10,000 વર્ષ પછી અદૃશ્ય થઈ જાય છે, ત્યારબાદ તેમની પ્રવૃત્તિ અને એક્સ-રેનું ઉત્સર્જન બંધ થઈ જાય છે. એક ધારણા મુજબ, આપણી આકાશગંગામાં તેના સમગ્ર અસ્તિત્વ દરમિયાન 30 મિલિયન જેટલા મેગ્નેટર્સની રચના થઈ શકે છે. મેગ્નેટર્સ લગભગ 40 M☉ ના પ્રારંભિક સમૂહ સાથે વિશાળ તારાઓમાંથી રચાય છે.

મેગ્નેટરની સપાટી પર પેદા થતા આંચકાઓ તારામાં મોટા કંપનનું કારણ બને છે; ચુંબકીય ક્ષેત્રની વધઘટ જે તેમની સાથે હોય છે તે ઘણીવાર ગામા કિરણોના વિશાળ વિસ્ફોટ તરફ દોરી જાય છે, જે પૃથ્વી પર 1979, 1998 અને 2004માં નોંધાયા હતા.

મે 2007 સુધીમાં, બાર મેગ્નેટર્સ જાણીતા હતા, જેમાં વધુ ત્રણ ઉમેદવારો પુષ્ટિની રાહ જોઈ રહ્યા હતા. જાણીતા મેગ્નેટરના ઉદાહરણો:

SGR 1806-20, ધનુરાશિ નક્ષત્રમાં આપણી આકાશગંગાની વિરુદ્ધ બાજુએ પૃથ્વીથી 50,000 પ્રકાશ-વર્ષના અંતરે સ્થિત છે.
SGR 1900+14, 20,000 પ્રકાશવર્ષ દૂર, એક્વિલા નક્ષત્રમાં સ્થિત છે. ઓછા ઉત્સર્જનના લાંબા ગાળા પછી (માત્ર 1979 અને 1993માં નોંધપાત્ર વિસ્ફોટ), તે મે-ઓગસ્ટ 1998માં સક્રિય બન્યું, અને 27 ઓગસ્ટ, 1998ના રોજ મળેલો વિસ્ફોટ NEAR શૂમેકર અવકાશયાનને બંધ કરવા દબાણ કરવા માટે પૂરતો બળ ધરાવતો હતો. નુકસાન અટકાવો. 29 મે, 2008 ના રોજ, નાસાના સ્પિટ્ઝર ટેલિસ્કોપે આ ચુંબકની ફરતે પદાર્થના વલયો શોધી કાઢ્યા. એવું માનવામાં આવે છે કે આ રીંગ 1998 માં જોવામાં આવેલા વિસ્ફોટ દ્વારા બનાવવામાં આવી હતી.
1E 1048.1-5937 એ એક વિસંગત એક્સ-રે પલ્સર છે જે કેરિના નક્ષત્રમાં 9000 પ્રકાશવર્ષ દૂર સ્થિત છે. જે તારામાંથી ચુંબકની રચના થઈ હતી તેનું દળ સૂર્ય કરતાં 30-40 ગણું વધારે હતું.
મેગ્નેટર કેટલોગમાં સંપૂર્ણ સૂચિ આપવામાં આવી છે.

સપ્ટેમ્બર 2008 સુધીમાં, ESO એ એક ઓબ્જેક્ટની ઓળખનો અહેવાલ આપે છે જે શરૂઆતમાં મેગ્નેટર તરીકે માનવામાં આવે છે, SWIFT J195509+261406; તે મૂળ રીતે ગામા-રે બર્સ્ટ્સ (GRB 070610) દ્વારા ઓળખવામાં આવ્યું હતું.

ન્યુટ્રોન સ્ટાર્સનો ખ્યાલ

1960 ના દાયકાના પ્રારંભમાં, કોસ્મિક એક્સ-રે સ્ત્રોતોની શોધે જેઓ ન્યુટ્રોન તારાઓને અવકાશી એક્સ-રેના સંભવિત સ્ત્રોત તરીકે ધ્યાનમાં લેતા હતા તેમને ખૂબ પ્રોત્સાહન પૂરું પાડ્યું. 1967 ના અંત સુધીમાં અવકાશી પદાર્થોનો એક નવો વર્ગ શોધાયો - પલ્સર, જેણે વૈજ્ઞાનિકોને મૂંઝવણમાં મૂકી દીધા. આ શોધ ન્યુટ્રોન તારાઓના અભ્યાસમાં સૌથી મહત્વપૂર્ણ વિકાસ હતો, કારણ કે તેણે ફરીથી કોસ્મિક એક્સ-રે રેડિયેશનની ઉત્પત્તિનો પ્રશ્ન ઉઠાવ્યો હતો. ન્યુટ્રોન તારાઓ વિશે બોલતા, તે ધ્યાનમાં લેવું જોઈએ કે તેમની ભૌતિક લાક્ષણિકતાઓ સૈદ્ધાંતિક રીતે સ્થાપિત થયેલ છે અને તે ખૂબ જ અનુમાનિત છે, કારણ કે આ સંસ્થાઓમાં અસ્તિત્વમાં રહેલી ભૌતિક પરિસ્થિતિઓ પ્રયોગશાળા પ્રયોગોમાં પુનઃઉત્પાદિત કરી શકાતી નથી.

ન્યુટ્રોન તારાઓના ગુણધર્મો

ન્યુટ્રોન તારાની ઘનતા

ન્યુટ્રોન સ્ટાર તાપમાન

સુપરનોવા કોર્મા-એનો અવશેષ, જેના કેન્દ્રમાં ન્યુટ્રોન સ્ટાર છે

ન્યુટ્રોન તારાઓ એ વિશાળ તારાઓના અવશેષો છે જે સમય અને અવકાશમાં તેમના ઉત્ક્રાંતિ માર્ગના અંત સુધી પહોંચી ગયા છે.

આ રસપ્રદ પદાર્થો આપણા સૂર્ય કરતા ચારથી આઠ ગણા મોટા એવા વિશાળકાય જાયન્ટ્સમાંથી જન્મે છે. આ સુપરનોવા વિસ્ફોટમાં થાય છે.

આવા વિસ્ફોટ પછી, બાહ્ય સ્તરો અવકાશમાં ફેંકવામાં આવે છે, કોર રહે છે, પરંતુ તે હવે પરમાણુ ફ્યુઝનને ટેકો આપવા માટે સક્ષમ નથી. ઓવરલાઇંગ લેયર્સમાંથી બાહ્ય દબાણ વિના, તે તૂટી પડે છે અને વિનાશક રીતે સંકુચિત થાય છે.

તેમના નાના વ્યાસ હોવા છતાં - લગભગ 20 કિમી, ન્યુટ્રોન તારાઓ આપણા સૂર્ય કરતા 1.5 ગણા વધુ દળની બડાઈ કરી શકે છે. આમ, તેઓ અતિ ગાઢ છે.

પૃથ્વી પર એક નાની ચમચી તારો પદાર્થનું વજન લગભગ 100 મિલિયન ટન હશે. તેમાં, પ્રોટોન અને ઇલેક્ટ્રોન ન્યુટ્રોન બનાવવા માટે ભેગા થાય છે - એક પ્રક્રિયા જેને ન્યુટ્રોનાઇઝેશન કહેવાય છે.

સંયોજન

તેમની રચના અજ્ઞાત છે; એવું માનવામાં આવે છે કે તેઓ સુપરફ્લુઇડ ન્યુટ્રોન પ્રવાહી ધરાવે છે. તેમની પાસે અત્યંત મજબૂત ગુરુત્વાકર્ષણ ખેંચ છે, જે પૃથ્વી અથવા તો સૂર્ય કરતાં ઘણું વધારે છે. આ ગુરુત્વાકર્ષણ બળ ખાસ કરીને પ્રભાવશાળી છે કારણ કે તે કદમાં નાનું છે.
તે બધા એક ધરીની આસપાસ ફરે છે. કમ્પ્રેશન દરમિયાન, પરિભ્રમણની કોણીય વેગ જાળવવામાં આવે છે, અને કદમાં ઘટાડો થવાને કારણે, પરિભ્રમણની ઝડપ વધે છે.

પરિભ્રમણની પ્રચંડ ગતિને લીધે, બાહ્ય સપાટી, જે એક નક્કર "પોપડો" છે, સમયાંતરે તિરાડો અને "સ્ટારકંપ" થાય છે, જે પરિભ્રમણની ગતિને ધીમી કરે છે અને "અધિક" ઊર્જાને અવકાશમાં ફેંકી દે છે.

મૂળમાં અસ્તિત્વમાં રહેલા આશ્ચર્યજનક દબાણો મહાવિસ્ફોટના સમયે અસ્તિત્વમાં રહેલા દબાણ જેવા જ હોઈ શકે છે, પરંતુ કમનસીબે પૃથ્વી પર તેનું અનુકરણ કરી શકાતું નથી. તેથી, આ પદાર્થો આદર્શ પ્રાકૃતિક પ્રયોગશાળાઓ છે જ્યાં આપણે પૃથ્વી પર અનુપલબ્ધ ઊર્જાનું અવલોકન કરી શકીએ છીએ.

રેડિયો પલ્સર

રેડિયો અલ્સરની શોધ 1967ના અંતમાં સ્નાતક વિદ્યાર્થી જોસલિન બેલ બર્નેલ દ્વારા રેડિયો સ્ત્રોત તરીકે કરવામાં આવી હતી જે સતત આવર્તન પર ધબકારા કરે છે.
તારા દ્વારા ઉત્સર્જિત કિરણોત્સર્ગ ધબકતા કિરણોત્સર્ગ સ્ત્રોત અથવા પલ્સર તરીકે દેખાય છે.

ન્યુટ્રોન તારાના પરિભ્રમણની યોજનાકીય રજૂઆત

રેડિયો પલ્સર (અથવા ખાલી પલ્સર) એ ફરતા ન્યુટ્રોન તારાઓ છે જેમના કણ જેટ લગભગ પ્રકાશની ઝડપે ફરે છે, જેમ કે ફરતી લાઇટહાઉસ બીમ.

કેટલાક મિલિયન વર્ષો સુધી સતત ફર્યા પછી, પલ્સર તેમની ઊર્જા ગુમાવે છે અને સામાન્ય ન્યુટ્રોન તારા બની જાય છે. આજે ફક્ત 1,000 જેટલા પલ્સર જ જાણીતા છે, જો કે તેમાંથી સેંકડો આકાશગંગામાં હોઈ શકે છે.

ક્રેબ નેબ્યુલામાં રેડિયો પલ્સર

કેટલાક ન્યુટ્રોન તારાઓ એક્સ-રે બહાર કાઢે છે. પ્રખ્યાત ક્રેબ નેબ્યુલા એ સુપરનોવા વિસ્ફોટ દરમિયાન રચાયેલી આવી વસ્તુનું સારું ઉદાહરણ છે. આ સુપરનોવા વિસ્ફોટ 1054 એડીમાં જોવા મળ્યો હતો.

પલ્સરથી પવન, ચંદ્ર ટેલિસ્કોપ વિડિઓ

7 ઓગસ્ટ, 2000 થી એપ્રિલ 17, 2001 દરમિયાન હબલ સ્પેસ ટેલિસ્કોપ દ્વારા 547nm ફિલ્ટર (લીલો પ્રકાશ) દ્વારા ફોટોગ્રાફ કરાયેલ ક્રેબ નેબ્યુલામાં રેડિયો પલ્સર.

મેગ્નેટર્સ

ન્યુટ્રોન તારાઓનું ચુંબકીય ક્ષેત્ર પૃથ્વી પર ઉત્પાદિત સૌથી મજબૂત ચુંબકીય ક્ષેત્ર કરતાં લાખો ગણું વધુ મજબૂત છે. તેઓ મેગ્નેટર્સ તરીકે પણ ઓળખાય છે.

ન્યુટ્રોન તારાઓની આસપાસના ગ્રહો

આજે આપણે જાણીએ છીએ કે ચાર ગ્રહો છે. જ્યારે તે દ્વિસંગી સિસ્ટમમાં હોય છે, ત્યારે તેના સમૂહને માપવાનું શક્ય છે. આ રેડિયો અથવા એક્સ-રે દ્વિસંગીઓમાંથી, ન્યુટ્રોન તારાઓના માપેલા દળ સૂર્યના દળ કરતાં લગભગ 1.4 ગણા હતા.

ડ્યુઅલ સિસ્ટમ્સ

કેટલાક એક્સ-રે દ્વિસંગીઓમાં સંપૂર્ણપણે અલગ પ્રકારનું પલ્સર જોવા મળે છે. આ કિસ્સાઓમાં, ન્યુટ્રોન સ્ટાર અને સામાન્ય એક દ્વિસંગી સિસ્ટમ બનાવે છે. એક મજબૂત ગુરુત્વાકર્ષણ ક્ષેત્ર સામાન્ય તારામાંથી સામગ્રી ખેંચે છે. સંવર્ધન પ્રક્રિયા દરમિયાન તેના પર પડતી સામગ્રી એટલી ગરમ થાય છે કે તે એક્સ-રે ઉત્પન્ન કરે છે. જ્યારે ફરતા પલ્સર પરના હોટ સ્પોટ્સ પૃથ્વી પરથી દૃષ્ટિની રેખામાંથી પસાર થાય છે ત્યારે સ્પંદનીય એક્સ-રે દેખાય છે.

અજાણી વસ્તુ ધરાવતી દ્વિસંગી પ્રણાલીઓ માટે, આ માહિતી તે ન્યુટ્રોન તારો છે કે કેમ તે ઓળખવામાં મદદ કરે છે, ઉદાહરણ તરીકે, બ્લેક હોલ, કારણ કે બ્લેક હોલ વધુ વિશાળ છે.

M82 ગેલેક્સીના કેન્દ્રમાં પલ્સર (ગુલાબી) જોઈ શકાય છે.

અન્વેષણ કરો પલ્સર અને ન્યુટ્રોન તારાબ્રહ્માંડ: ફોટા અને વિડિયોઝ સાથે વર્ણન અને લાક્ષણિકતાઓ, માળખું, પરિભ્રમણ, ઘનતા, રચના, સમૂહ, તાપમાન, શોધ.

પલ્સર

પલ્સરતે ગોળાકાર કોમ્પેક્ટ ઑબ્જેક્ટ્સ છે, જેનાં પરિમાણો મોટા શહેરની સીમાઓથી આગળ વિસ્તરતા નથી. આશ્ચર્યજનક બાબત એ છે કે આવા જથ્થા સાથે તેઓ દળની દ્રષ્ટિએ સૌર સમૂહ કરતાં વધી જાય છે. તેનો ઉપયોગ દ્રવ્યની આત્યંતિક સ્થિતિઓનો અભ્યાસ કરવા, આપણી સિસ્ટમની બહારના ગ્રહોને શોધવા અને કોસ્મિક અંતર માપવા માટે થાય છે. વધુમાં, તેઓએ ગુરુત્વાકર્ષણ તરંગો શોધવામાં મદદ કરી જે ઊર્જાસભર ઘટનાઓ સૂચવે છે, જેમ કે સુપરમાસીવ અથડામણ. સૌપ્રથમ 1967 માં શોધાયેલ.

પલ્સર શું છે?

જો તમે આકાશમાં પલ્સર શોધો છો, તો તે ચોક્કસ લયને અનુસરતો એક સામાન્ય ચમકતો તારો દેખાય છે. વાસ્તવમાં, તેમનો પ્રકાશ ઝબકતો નથી અથવા ધબકારતો નથી, અને તેઓ તારાઓ તરીકે દેખાતા નથી.

પલ્સર વિરુદ્ધ દિશામાં પ્રકાશના બે સતત, સાંકડા કિરણો ઉત્પન્ન કરે છે. ફ્લિકરિંગ અસર બનાવવામાં આવે છે કારણ કે તેઓ ફેરવે છે (બીકન સિદ્ધાંત). આ ક્ષણે, બીમ પૃથ્વી સાથે અથડાય છે અને પછી ફરી વળે છે. આવું કેમ થઈ રહ્યું છે? હકીકત એ છે કે પલ્સરનો પ્રકાશ બીમ સામાન્ય રીતે તેના પરિભ્રમણ અક્ષ સાથે સંરેખિત થતો નથી.

જો ઝબકવું પરિભ્રમણ દ્વારા ઉત્પન્ન થાય છે, તો કઠોળની ઝડપ પલ્સર જે ઝડપે ફરે છે તે પ્રતિબિંબિત કરે છે. કુલ 2,000 પલ્સર મળી આવ્યા હતા, જેમાંથી મોટા ભાગના સેકન્ડમાં એક વખત ફરે છે. પરંતુ ત્યાં લગભગ 200 ઑબ્જેક્ટ્સ છે જે એક જ સમયે સો ક્રાંતિનું સંચાલન કરે છે. સૌથી ઝડપીને મિલિસેકન્ડ કહેવામાં આવે છે, કારણ કે તેમની પ્રતિ સેકન્ડની ક્રાંતિની સંખ્યા 700 જેટલી છે.

પલ્સરને ઓછામાં ઓછા "જીવંત" તરીકે તારા ગણી શકાય નહીં. ઊલટાનું, તેઓ ન્યુટ્રોન તારાઓ છે, જે એક વિશાળ તારો બળતણ સમાપ્ત થઈ જાય અને તૂટી પડ્યા પછી રચાય છે. પરિણામે, એક મજબૂત વિસ્ફોટ બનાવવામાં આવે છે - એક સુપરનોવા, અને બાકીની ગાઢ સામગ્રી ન્યુટ્રોન તારામાં રૂપાંતરિત થાય છે.

બ્રહ્માંડમાં પલ્સરનો વ્યાસ 20-24 કિમી સુધી પહોંચે છે, અને તેમનો દળ સૂર્ય કરતા બમણો છે. તમને એક વિચાર આપવા માટે, આવા પદાર્થના ટુકડાનું કદ ખાંડના ઘનનું વજન 1 અબજ ટન હશે. એટલે કે એવરેસ્ટ જેટલું ભારે કંઈક તમારા હાથમાં બેસે છે! સાચું, ત્યાં એક વધુ ગીચ પદાર્થ છે - એક બ્લેક હોલ. સૌથી વધુ વિશાળ 2.04 સૌર માસ સુધી પહોંચે છે.

પલ્સર પાસે મજબૂત ચુંબકીય ક્ષેત્ર છે જે પૃથ્વી કરતા 100 મિલિયનથી 1 ક્વાડ્રિલિયન ગણું વધુ મજબૂત છે. ન્યુટ્રોન તારો પલ્સરની જેમ પ્રકાશ ઉત્સર્જિત કરવાનું શરૂ કરવા માટે, તેની પાસે ચુંબકીય ક્ષેત્રની શક્તિ અને પરિભ્રમણ ગતિનો યોગ્ય ગુણોત્તર હોવો આવશ્યક છે. એવું બને છે કે રેડિયો તરંગોનો બીમ જમીન આધારિત ટેલિસ્કોપના દૃશ્ય ક્ષેત્રમાંથી પસાર થતો નથી અને અદ્રશ્ય રહે છે.

રેડિયો પલ્સર

ન્યુટ્રોન તારાઓના ભૌતિકશાસ્ત્ર પર ખગોળશાસ્ત્રી એન્ટોન બિર્યુકોવ, પરિભ્રમણને ધીમું કરવું અને ગુરુત્વાકર્ષણ તરંગોની શોધ:

પલ્સર શા માટે ફરે છે?

પલ્સરની ધીમી ગતિ સેકન્ડ દીઠ એક પરિભ્રમણ છે. સૌથી ઝડપી લોકો પ્રતિ સેકન્ડમાં સેંકડો રિવોલ્યુશનને વેગ આપે છે અને તેને મિલિસેકન્ડ કહેવામાં આવે છે. પરિભ્રમણ પ્રક્રિયા થાય છે કારણ કે જે તારાઓમાંથી તેઓ બન્યા હતા તે પણ પરિભ્રમણ કરે છે. પરંતુ તે ઝડપ મેળવવા માટે, તમારે વધારાના સ્ત્રોતની જરૂર છે.

સંશોધકોનું માનવું છે કે મિલિસેકન્ડના પલ્સર પાડોશી પાસેથી ઊર્જાની ચોરી કરીને બનાવવામાં આવ્યા હતા. તમે વિદેશી પદાર્થની હાજરી જોઈ શકો છો જે પરિભ્રમણની ગતિમાં વધારો કરે છે. અને ઇજાગ્રસ્ત સાથી માટે તે સારી બાબત નથી, જે એક દિવસ પલ્સર દ્વારા સંપૂર્ણપણે ખાઈ શકે છે. આવી પ્રણાલીઓને કાળી વિધવા કહેવામાં આવે છે (ખતરનાક પ્રકારના સ્પાઈડર પછી).

પલ્સર અનેક તરંગલંબાઇમાં (રેડિયોથી ગામા કિરણો સુધી) પ્રકાશ ઉત્સર્જિત કરવામાં સક્ષમ છે. પરંતુ તેઓ તે કેવી રીતે કરે છે? વૈજ્ઞાનિકો હજુ સુધી ચોક્કસ જવાબ શોધી શક્યા નથી. એવું માનવામાં આવે છે કે દરેક તરંગલંબાઇ માટે એક અલગ મિકેનિઝમ જવાબદાર છે. બીકન જેવા બીમ રેડિયો તરંગોથી બનેલા હોય છે. તેઓ તેજસ્વી અને સાંકડા હોય છે અને સુસંગત પ્રકાશ જેવા હોય છે, જ્યાં કણો કેન્દ્રિત બીમ બનાવે છે.

પરિભ્રમણ જેટલું ઝડપી, ચુંબકીય ક્ષેત્ર નબળું. પરંતુ પરિભ્રમણની ગતિ તેમના માટે ધીમા કિરણો જેટલા તેજસ્વી કિરણો બહાર કાઢવા માટે પૂરતી છે.

પરિભ્રમણ દરમિયાન, ચુંબકીય ક્ષેત્ર ઇલેક્ટ્રિક ક્ષેત્ર બનાવે છે, જે ચાર્જ થયેલા કણોને મોબાઇલ સ્ટેટ (ઇલેક્ટ્રિક પ્રવાહ) માં લાવી શકે છે. સપાટીની ઉપરનો વિસ્તાર જ્યાં ચુંબકીય ક્ષેત્ર પ્રભુત્વ ધરાવે છે તેને મેગ્નેટોસ્ફિયર કહેવામાં આવે છે. અહીં, મજબૂત વિદ્યુત ક્ષેત્રને કારણે ચાર્જ થયેલા કણો અવિશ્વસનીય રીતે ઊંચી ઝડપે ઝડપી બને છે. દર વખતે જ્યારે તેઓ વેગ આપે છે, ત્યારે તેઓ પ્રકાશ ફેંકે છે. તે ઓપ્ટિકલ અને એક્સ-રે રેન્જમાં પ્રદર્શિત થાય છે.

ગામા કિરણો વિશે શું? સંશોધન સૂચવે છે કે તેમનો સ્ત્રોત પલ્સરની નજીક અન્યત્ર શોધવો જોઈએ. અને તેઓ ચાહક જેવા હશે.

પલ્સર માટે શોધો

અવકાશમાં પલ્સર શોધવા માટેની મુખ્ય પદ્ધતિ રેડિયો ટેલિસ્કોપ રહે છે. તે અન્ય વસ્તુઓની સરખામણીમાં નાના અને ઝાંખા છે, તેથી તમારે સમગ્ર આકાશને સ્કેન કરવું પડશે અને ધીમે ધીમે આ વસ્તુઓ લેન્સમાં આવી જશે. મોટાભાગના ઑસ્ટ્રેલિયામાં પાર્ક્સ ઓબ્ઝર્વેટરીનો ઉપયોગ કરીને જોવા મળ્યા હતા. 2018 માં શરૂ થતા સ્ક્વેર કિલોમીટર એરે એન્ટેના (SKA) થી ઘણો નવો ડેટા ઉપલબ્ધ થશે.

2008 માં, GLAST ટેલિસ્કોપ લોન્ચ કરવામાં આવ્યું હતું, જેમાં 2050 ગામા-રે ઉત્સર્જન કરતા પલ્સર મળ્યા હતા, જેમાંથી 93 મિલિસેકન્ડ હતા. આ ટેલિસ્કોપ અવિશ્વસનીય રીતે ઉપયોગી છે કારણ કે તે સમગ્ર આકાશને સ્કેન કરે છે, જ્યારે અન્ય પ્લેન સાથે માત્ર નાના વિસ્તારોને પ્રકાશિત કરે છે.

વિવિધ તરંગલંબાઇ શોધવી પડકારરૂપ બની શકે છે. હકીકત એ છે કે રેડિયો તરંગો અવિશ્વસનીય રીતે શક્તિશાળી હોય છે, પરંતુ તેઓ ટેલિસ્કોપ લેન્સમાં આવી શકતા નથી. પરંતુ ગામા કિરણોત્સર્ગ વધુ આકાશમાં ફેલાય છે, પરંતુ તેજમાં હલકી ગુણવત્તાવાળા છે.

વૈજ્ઞાનિકો હવે 2,300 પલ્સરના અસ્તિત્વ વિશે જાણે છે, જે રેડિયો તરંગો દ્વારા અને 160 ગામા કિરણો દ્વારા મળે છે. 240 મિલીસેકન્ડ પલ્સર પણ છે, જેમાંથી 60 ગામા કિરણો ઉત્પન્ન કરે છે.

પલ્સરનો ઉપયોગ

પલ્સર માત્ર અદ્ભુત અવકાશ પદાર્થો નથી, પણ ઉપયોગી સાધનો પણ છે. ઉત્સર્જિત પ્રકાશ આંતરિક પ્રક્રિયાઓ વિશે ઘણું કહી શકે છે. એટલે કે, સંશોધકો ન્યુટ્રોન તારાઓના ભૌતિકશાસ્ત્રને સમજવામાં સક્ષમ છે. આ પદાર્થોમાં એટલું ઉચ્ચ દબાણ હોય છે કે પદાર્થનું વર્તન સામાન્ય કરતાં અલગ પડે છે. ન્યુટ્રોન તારાઓની વિચિત્ર સામગ્રીને "પરમાણુ પેસ્ટ" કહેવામાં આવે છે.

પલ્સર તેમની કઠોળની ચોકસાઈને કારણે ઘણા ફાયદા લાવે છે. વૈજ્ઞાનિકો ચોક્કસ પદાર્થોને જાણે છે અને તેમને કોસ્મિક ઘડિયાળો તરીકે માને છે. આ રીતે અન્ય ગ્રહોની હાજરી અંગે અટકળો લાગવા લાગી. હકીકતમાં, પ્રથમ એક્ઝોપ્લેનેટ પલ્સરની પરિક્રમા કરતો હતો.

ભૂલશો નહીં કે પલ્સર જ્યારે તેઓ "ઝબકતા" રહે છે ત્યારે તેઓ આગળ વધતા રહે છે, જેનો અર્થ છે કે તેનો ઉપયોગ કોસ્મિક અંતર માપવા માટે થઈ શકે છે. તેઓ આઈન્સ્ટાઈનના સાપેક્ષતાના સિદ્ધાંતના પરીક્ષણમાં પણ સામેલ હતા, જેમ કે ગુરુત્વાકર્ષણ સાથેની ક્ષણો. પરંતુ ગુરુત્વાકર્ષણ તરંગો દ્વારા ધબકારાની નિયમિતતા ખોરવાઈ શકે છે. ફેબ્રુઆરી 2016માં આ બાબત ધ્યાનમાં આવી હતી.

પલ્સર કબ્રસ્તાન

ધીરે ધીરે, બધા પલ્સર ધીમું થાય છે. રેડિયેશન પરિભ્રમણ દ્વારા બનાવેલ ચુંબકીય ક્ષેત્ર દ્વારા સંચાલિત થાય છે. પરિણામે, તે તેની શક્તિ પણ ગુમાવે છે અને બીમ મોકલવાનું બંધ કરે છે. વૈજ્ઞાનિકોએ એક ખાસ રેખા દોરી છે જ્યાં રેડિયો તરંગોની સામે ગામા કિરણો હજુ પણ શોધી શકાય છે. પલ્સર નીચે પડતાની સાથે જ પલ્સર સ્મશાનમાં બંધ લખવામાં આવે છે.

જો સુપરનોવાના અવશેષોમાંથી પલ્સરની રચના કરવામાં આવી હોય, તો તે એક વિશાળ ઊર્જા અનામત અને ઝડપી પરિભ્રમણ ગતિ ધરાવે છે. ઉદાહરણોમાં યંગ ઑબ્જેક્ટ PSR B0531+21નો સમાવેશ થાય છે. તે આ તબક્કામાં કેટલાક લાખ વર્ષ સુધી રહી શકે છે, ત્યારબાદ તે ઝડપ ગુમાવવાનું શરૂ કરશે. મધ્યમ વયના પલ્સર મોટાભાગની વસ્તી બનાવે છે અને માત્ર રેડિયો તરંગો ઉત્પન્ન કરે છે.

જો કે, જો નજીકમાં ઉપગ્રહ હોય તો પલ્સર તેનું આયુષ્ય વધારી શકે છે. પછી તે તેની સામગ્રીને બહાર કાઢશે અને પરિભ્રમણની ગતિ વધારશે. આવા ફેરફારો કોઈપણ સમયે થઈ શકે છે, તેથી જ પલ્સર પુનર્જન્મ માટે સક્ષમ છે. આવા સંપર્કને લો-માસ એક્સ-રે બાઈનરી સિસ્ટમ કહેવામાં આવે છે. સૌથી જૂના પલ્સર મિલિસેકન્ડના છે. કેટલાક અબજો વર્ષો સુધી પહોંચે છે.

ન્યુટ્રોન તારા

ન્યુટ્રોન તારા- તેના બદલે રહસ્યમય પદાર્થો, સૌર સમૂહને 1.4 ગણો વટાવે છે. તેઓ મોટા તારાઓના વિસ્ફોટ પછી જન્મે છે. ચાલો આ રચનાઓને વધુ સારી રીતે જાણીએ.

જ્યારે કોઈ તારો સૂર્ય કરતાં 4-8 ગણો વધુ વિશાળ વિસ્ફોટ કરે છે, ત્યારે ઉચ્ચ ઘનતાનો કોર રહે છે અને તૂટી જતો રહે છે. ગુરુત્વાકર્ષણ સામગ્રી પર એટલું સખત દબાણ કરે છે કે તે પ્રોટોન અને ઇલેક્ટ્રોનને ન્યુટ્રોન બનવા માટે એકસાથે ફ્યુઝ કરે છે. આ રીતે ઉચ્ચ ઘનતાવાળા ન્યુટ્રોન સ્ટારનો જન્મ થાય છે.

આ વિશાળ પદાર્થો માત્ર 20 કિમીના વ્યાસ સુધી પહોંચી શકે છે. તમને ઘનતાનો ખ્યાલ આપવા માટે, ન્યુટ્રોન સ્ટાર સામગ્રીના માત્ર એક સ્કૂપનું વજન એક અબજ ટન હશે. આવા પદાર્થ પરનું ગુરુત્વાકર્ષણ પૃથ્વી કરતાં 2 અબજ ગણું વધુ મજબૂત છે, અને ગુરુત્વાકર્ષણ લેન્સિંગ માટે શક્તિ પૂરતી છે, જેનાથી વૈજ્ઞાનિકો તારાની પાછળનો ભાગ જોઈ શકે છે.

વિસ્ફોટનો આંચકો એક પલ્સ છોડે છે જે ન્યુટ્રોન સ્ટારને સ્પિન કરવા માટેનું કારણ બને છે, પ્રતિ સેકન્ડમાં ઘણી ક્રાંતિ સુધી પહોંચે છે. જો કે તેઓ પ્રતિ મિનિટ 43,000 વખત સુધી વેગ આપી શકે છે.

કોમ્પેક્ટ ઑબ્જેક્ટ્સની નજીકના બાઉન્ડ્રી લેયર્સ

એસ્ટ્રોફિઝિસિસ્ટ વેલેરી સુલેમાનોવ ન્યુટ્રોન તારાઓની આસપાસ એક્રેશન ડિસ્ક, તારાઓની પવન અને દ્રવ્યોના ઉદભવ પર:

ન્યુટ્રોન તારાઓનો આંતરિક ભાગ

દ્રવ્યની આત્યંતિક સ્થિતિઓ, ન્યુટ્રોન તારાઓની રચના અને આંતરિક ભાગનો અભ્યાસ કરવાની પદ્ધતિઓ પર એસ્ટ્રોફિઝિસ્ટ સેરગેઈ પોપોવ:

જ્યારે ન્યુટ્રોન સ્ટાર દ્વિસંગી સિસ્ટમનો ભાગ છે જ્યાં સુપરનોવા વિસ્ફોટ થયો છે, ત્યારે ચિત્ર વધુ પ્રભાવશાળી છે. જો બીજો તારો સૂર્યથી દળમાં હલકી ગુણવત્તાવાળા હોય, તો તે સાથીદારના સમૂહને "રોચે લોબ" માં ખેંચે છે. આ ન્યુટ્રોન તારાની પરિક્રમા કરતી સામગ્રીનો ગોળાકાર વાદળ છે. જો ઉપગ્રહ સૌર સમૂહ કરતા 10 ગણો મોટો હતો, તો સામૂહિક સ્થાનાંતરણ પણ ગોઠવવામાં આવે છે, પરંતુ એટલું સ્થિર નથી. સામગ્રી ચુંબકીય ધ્રુવો સાથે વહે છે, ગરમ થાય છે અને એક્સ-રે પલ્સેશન બનાવે છે.

2010 સુધીમાં, 1,800 પલ્સર રેડિયો ડિટેક્શનનો ઉપયોગ કરીને અને 70 ગામા કિરણોનો ઉપયોગ કરીને મળી આવ્યા હતા. કેટલાક નમૂનાઓમાં ગ્રહો પણ હતા.

ન્યુટ્રોન તારાઓના પ્રકાર

ન્યુટ્રોન તારાઓના કેટલાક પ્રતિનિધિઓમાં લગભગ પ્રકાશની ઝડપે વહેતી સામગ્રીના જેટ હોય છે. જ્યારે તેઓ આપણી પાસેથી પસાર થાય છે, ત્યારે તેઓ દીવાદાંડીના પ્રકાશની જેમ ચમકતા હોય છે. આ કારણે, તેમને પલ્સર કહેવામાં આવે છે.