دانلود مقاله ستاره نوترونی

مقدمه شناخت ستاره نوترونی: هنگامی که ستاره پر جرمی به شکل ابر نواختر منفجر می‌شود، شاید هسته‌اش سالم بماند.

اگر هسته بین 1.4 تا 3 جرم خورشیدی باشد، جاذبه آن را فراتر از مرحله کوتوله سفید متراکم می‌کند تا اینکه پروتونها و الکترونها برای تشکیل نوترونها به یکدیگر فشرده شوند.

این نوع شیء سماوی ستاره نوترونی نامیده می‌شود.

وقتی که قطر ستاره‌ای 10 کیلومتر (6مایل) باشد، انقباضش متوقف می‌شود.

برخی از ستارگان نوترونی در زمین به شکل تپنده شناسایی می‌شوند که با چرخش خود ، 2 نوع اشعه منتشر می‌کنن فانوس دریایی ستاره‌ ای ستارگان نوترونی جوان بسرعت می‌چرخند و 2 پرتو نیرومند موج رادیویی که مرتباً در آسمان سیر می‌کنند منتشر می‌نمایند.

اگر پرتویی از کنار زمین بگذرد ممکن است بصورت تپشی منظم دیده شود.

چنان ستارگانی پالسار نامیده می‌شوند.

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

در اواخر سال 2002 میلادی ، یک تیم تحقیقاتی وابسته به ناسا بسرپرستی خانم J.

Cotto مطالعاتی را در مورد یک ستارۀ نوترونی به همراه یک ستارۀ همدم به نام 0748676 EXO انجام داد.

این گروه برای مطالعه این ستارۀ دوتایی که در فاصله 30000 سال نوری از زمین قرار دارد، از یک ماهوارۀ مجهز به اشعه ایکس بهره برد.

(این ماهواره متعلق به آزانس فضایی اروپاست و XMMX- ray Multi Mirror نیوتن نام دارد( هدف این تحقیق تعیین ساختار ستارۀ نوترونی با استفاده از تأثیرات جاذبه زیاد ستاره بر روی نور بود.

با توجه به نظریه نسبیت عام نوری که از یک میدان جاذبه 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 اولین بار انتقال به قرمز نور گذرنده از اتمسفر بسیار بسیار نازک یک ستارۀ نوترونی را اندازه گیری کردند.

جاذبه عظیم ستارۀ 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 ستارۀ نوترونی فقط متشکل از نوترونهاست یا ذرات ناشناخته دیگر را نیز شامل می‌شود.

این گروه تحقیقاتی پس از انجام مطالعات و آزمایشات خود دریافتند که این ستاره تنها باید از نوترون تشکیل شده باشد و در حقیقت طبق مدلهای کوارکی ذرۀ 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 ستارۀ همدم توسط ستارۀ نوترونی ایجاد می‌شود.

همان منبع مورد نیاز برای تولید اشعه ایکس بود.

(ستارۀ نوترونی به سبب جرم زیاد و به طبع آن جاذبه قوی مواد ستارۀ همدم را بسوی خود جذب می‌کرد.) طیف پرتوهای X تولید شده پس از عبور از جو بسیار کم ستارۀ نوترونی که از اتمهای آهن فوق یونیزه شده تشکیل شده بود توسط ماهوارۀ XMM – نیوتن مورد بررسی قرار گرفتند.نکته 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 تأثیر گذار است، تشخیص اثر نیروی جاذبه ستاره بر روی طیف نور بطور دقیق امکان پذیر نبود.

ولی ستارۀ مورد نظر در پروژۀ بعدی دارای میدان مغناطیسی ضعیفی بود که اثر آن از اثر نیروی جاذبه قابل تشخیص بود.

نکته ی قابل توجه این است که در آزمایشهای قبلی که توسط گروه دیگری انجام شده بود تحقیقات بر روی ستاره ای متمرکز بود که میدان مغناطیسی بزرگی داشت و چون میدان مغناطیسی نیز بر روی طیف نور تأثیر گذار است تشخیص اثر نیروی جاذبه ی ستاره بر روی طیف نور به طور دقیق امکان پذیر نبود.

ولی ستاره موردنظر در پروژه بعدی (که آن را توضیح دادیم) دارای میدان مغناطیسی ضعیفی بود که اثر آن از اثر نیروی جاذبه قابل تشخیص بود.

هر گاه واکنشهای هسته ای هسته ستاره متوقف شوند، ستاره به مرحله مرگ وارد و ساختارش ناپایدار می شود.

ستاره ای با جرم نسبتاً کم در طی میلیاردها سال، آهسته سوخت هسته ایش را می سوزاند، و سپس به غول سرخ تکامل می یابد.

سپس غول سرخ متلاشی می شود تا یک سحابی سیاره ای (پوسته منبسط شونده گازی) پیرامون یک کوتوله سفید تشکیل دهد.

ستاره ای با جرم زیاد، سوختش را سریعتر و فقط طی چند میلیون سال می سوزاند و سپس به یک ابر غول تکامل می یابد.

سپس در انفجاری بزرگ به نام ابرنواختر فوران می کند.

هسته باقیمانده، ستاره نوترونی یا حفره سیاه را تشکیل می دهد ستارگان کم جرم و پرجرم: ستارگان کم جرم کلیه ستارگان فرایند سنتز هسته ای را با گداخت هیدروژن در هسته شان برای تشکیل هلیوم آغاز می کنند.

هیدروژن ساده ترین و فراوانترین عنصر موجود است.

هنگامی که ستاره ای با جرمی کمتر از 10 جرم خورشیدی، هسته اش منقبض می شود.

توام با این انقباض، هسته حرارت می بیند و پوسته هیدروژنی پیرامون هسته را محترق می کند.

هنگامی که هیدروژن این پوسته برای تشکیل هلیوم گداخته می شود، هسته آنقدر داغ می شود که با گداخت هلیوم، کربن را تشکیل می دهد.

وقتی که هلیوم هسته به مصرف می رسد، واکنشهای هسته ای ستاره متوقف می شوند.

ستارگان پرجرم : در ستارگانی با جرم بیش از 10 جرم خورشیدی، مراحل اولیه سنتز هسته ای مشابه ستارگان کم جرم است.

ستارگان پر جرم سریعتر از ستارگان کم جرم سوخت هسته ایشان را مصرف می کنند زیرا دما و فشار هسته شان از ستارگان کم جرم بیشتر است ستاره های نوترونی در مورد ستاره های در حال انقباض با جرم بیش از M 4/1 ، فشار گاز الکترونی تبهگن نمی تواند بر جاذبه گرانشی غلبه کند.

ماده در هم شکسته می شود و به چنان چگالی های بالایی می رسد که واپاشی بتای معکوس به وقوع می پیوندد: توضیح این مطلب به این ترتیب است که : پروتونها و الکترونها به هم فشرده می شوند و نوترون به وجود آید؛ یک گاز نوترونی شکل می گیرد.

در چگالی ای در حدود kg/m3 10 قوانین کوانتوم در مورد نوترونها کاربرد پیدا می کنند و نوترونها به صورت یک گاز تبهگن در می آیند.

مشابه رفتاری که الکترونها در یک گاز الکترونی تبهگن از خود نشان می دهند، یک گاز نوترونی تبهگن تولید فشار داخلی کرده باعث تشکیل یک موجود پایدار می شود که همان ستاره نوترونی است .

چون مبادله حالت یک گاز نوترونی تبهگن تقریباً همان حالت یک گاز الکترونی تبهگن است، از این رو، ستاره های نوترونی با جرم بیشتر، شعاعهای کمتری خواهند داشت – دارای حدی برای جرم خواهند بود (که گمان می رود.

این حد تقریباً 5 برابر جرم خورشید باشد).

خواص فیزیکی ستاره های نوترونی ، بسته به جرمشان ، قطرهایی در حدود 10 تا KM 20 دارند.

در یک ستاره نوترونی نمونه با شعاع حدود KM 15 ، KM 12 داخل آن شامل گاز نوترون با چنان چگالی بالایی است که به صورت مایع می باشد.

KM 3 خارجی آن شامل مخلوطی از یک نوع ابر مایع نوترونی و هسته های غنی از نوترون که در یک شبکه بلور جامد مرتب شده اند، می باشد.

این ساختار همان ساختار یک جامد بلوری است که شبیه ساختار داخلی یک کوتوله سفید است.

خارجی ترین قسمت ستاره نوترونی که در حدود چند متر است و در این ناحیه، چگالی به سرعت کم می شود، شامل جوی مرکب از اتمها، الکترونها و پروتونهاست.

بیشتر اتمهای موجود در این قسمت اتمهای آهن هستند.

ستاره های نوترونی ، بسته به جرمشان ، قطرهایی در حدود 10 تا KM 20 دارند.

نمودار جرم بر حسب شعاع برای ماده سرد .

در شکل شعاع مربوط به هر جرم داده شده است.

به نواحی ای که به کوتوله های سفید پایدار و ستاره های نوترونی پایدار مربوط است، توجه کنید.

در این نواحی فشار تبهگن داخلی، ستاره را نگه می دارد.

(این منحنی بر اساس محاسبات نظری ک .

تورن (K.

Thorne ) و همکارانش رسم شده است) یک ستاره نوترونی، چون بسیار چگال است، دارای گرانش سطحی فوق العاده زیادی است.

به عنوان مثال، گرانش در سطح یک ستاره نوترونی با جرمی به اندازه جرم خورشید و شعاع KM 12 ، به اندازه 1011 بار بیشتر از گرانش در سطح زمین است.

این میدان گرانشی شدید منجر به یک سرعت فرار خیلی بالا به اندازه C 8/0 می شود.

همچنین سرعت اشیایی که از فاصله زیاد بر روی یک ستاره نوترونی سقوط می کنند، به هنگام برخورد با ستاره، حداقل معادل سرعت فرار است.

این بدان معنی است که حتی یک جرم کوچک، مقدار بسیار زیادی انرژی جنبشی با خود حمل می کند.

ستاره نوترونی در محل فرضی سیاهچاله: بر اساس نتایج اخیر رصد خانه پرتو ایکس چاندرا ، یک ستاره پرجرم پس از فروریختن بر خلاف انتظار به جای تبدیل شدن به یک سیاهچاله ، ستاره ای نوترونی را بوجود آورد.

دانشمندان این ستاره که گلوله ای چرخان نوترونی به قطر 12 مایل است را در یک خوشه ستاره ای بسیار جوان کشف کرده اند.

اخترشناسان با استفاده از خواص تعیین شده ستاره های دیگر این خوشه به این نتیجه رسیدند که سرچشمه آن ستاره ای با جرم ۴۰ برابر جرم خورشید بوده است.

مایکل مونو (Michael Muno) از دانشگاه کالیفورنیا می گوید" این کشف نشان می دهد که بر خلاف پیش بینی ، بعضی از پرجرم ترین ستاره ها بعد از رمبش به جای بوجود آوردن سیاهچاله ها باعث شکل گیری ستاره های نوترنی می شوند.

زمانیکه ستاره های پرجرم به جای سیاه چاله ها باعث زایش ستاره های نوترونی می شوند ، تاثیربیشتری بر ترکیب ستاره های نسل آینده خواهند داشت.

وقتی این ستاره فروریخته و ستاره نوترنی را بوجود میآورد ، بیش از ۹۵ درصد جرم آن که عمدتا مواد سرشار از فلزات موجود در هسته است به فضای اطراف آن بر میگردد.سیمون کلارک (J.

Simon Clark) از دانشگاه Open انگلستان می گوید" این بدان معنی است که مقادیر بسیار زیادی از عناصر سنگین دوباره به گردش در آورده می شوند که در نهایت می تواند باعث بوجود آمدن ستاره ها و سیارات دیگر شوند".

اختر شناسان دقیقا نمی دانند که بزرگی یک ستاره باید چقدر باشد تا به جای یک ستاره نوترونی یک سیاهچاله را بوجود بیاورد.

مطمئن ترین روش برای تخمین جرم ستاره مادر این است که نشان داد ستاره نوترونی یا سیاهچاله عضوی از یک خوشه ستاره ای هستند که تقریبا همگی از عمر یکسان برخوردار می باشند.

به دلیل اینکه ستاره های پرجرم سریعتر از ستاره های کم جرم تر تکامل می بابند ، جرم یک ستاره در صورتیکه مرحله تکاملی آن شناخته شود قابل تخمین است.

ستاره های نوترنی و سیاهچاله ها مراحل پایانی چرخه تکاملی یک ستاره هستند و بنابراین ستاره های مادر می باید در میان پرجرم ترین ستاره های خوشه باشند.

وقوع 'ستاره لرزه' بی نهایت عظیم در کهکشان راه شیری : ستاره شناسان می گویند که مقدار انرژی آزاد شده از انفجار سطحی یک ستاره نوترونی در سوی دیگر کهکشان راه شیری در فاصله 50 هزار سال نوری زمین، آنها را به حیرت افکنده است.

تلالو ناشی از این انفجار در روز 27 دسامبر چنان قدرتمند بود که از سطح ماه منعکس شد و جو زمین را روشن کرد.

این انفجار در سطح "اس جی آر 20-1806" که یک نوع ستاره نوترونی ابرمغناطیسی و کاملا غیرعادی است روی داد.

اخترشناسان می گویند اگر این انفجار در فاصله 10 سال نوری زمین روی داده بود، احتمالا باعث انقراض انبوه موجودات زنده می شد.

دکتر راب فندر، از دانشگاه ساتهمپتون در بریتانیا به بی بی سی گفت: "به حساب ما این احتمالا بزرگترین انفجاری است که بشر از زمانی که یوهانس کپلر ابرنواخترش را در سال 1604 کشف کرد شاهد آن است." وی افزود: "این رویدادی است که تنها یک بار در زندگی بشر روی می دهد.

ما شاهد شیئی به قطر تنها 20 کیلومتر در سوی دیگر کهکشان خود بوده ایم که در تنها در یک دهم ثانیه مقداری انرژی آزاد کرده است که خورشید نمی تواند طی 100 هزار سال تولید کند." ستارگان نوترونی و حفره های سیاه برای بعضی از ستارگان، چنین برمی آید که در پیشرفته ترین مرحله تحول آنها، هسته دارای نوترونهای بسیار فراوان مجتمع شده باشند.

ما می توانیم تصور کنیم که سیر تحولی به سمت حالی که در زیر بحث خواهد شد، پیش می رود.

ما با یک ستاره چگال روبرو هستیم، ولی همچنانکه ستاره تحول می یابد، مقدار تغییر می کند.

همچنان که هیدروژن تهی می شود.

ملاحظه می کنیم که مقدار 2 را به خود می گیرد.

به عنوان مثال، در این مورد برای ستاره ای که بنیان اصلی آن را C12 تشکیل می دهد ، صادق است.

ولی همچنانکه عناصر شیمیایی به سمت مقادیری، غنی از نوترون تحول می یابند، برای یک ستاره غنی از Fe56 ، ما می بینیم که 15/2 = است.

اکنون ، به طوری که دیده می شود حد چاندار اسخار متناسب با 2- خواهد بود، به طوری که مطابق شکل می توانیم تعدادی منحنی بر حسب جرم نسبت به چگالی مرکزی ترسیم کنیم.

در این منحنیها ما کمترین دمای ممکن را در نظر می گیریم و نمودارهایی برای ستارگان با ترکیب شیمیایی مختلف را نشان می دهیم.

در رابطه با هر ترکیب شیمیایی یک انرژی فرمی، Ef برای الکترونهای واقع در مرکز ستاره وجود دارد، که نتیجه مستقیم تغییر چگالی مرکزی ستاره است.

جرم یک ستاره سرد به صورت تابعی از چگالی مرکزی.

منحنی کامل مربوط به یک ترکیب شیمیایی اولیه نمونه است و به صورت تعادل هیدراستاتیکی نسبیتی فرض می شود منحنی های مشخص شده با حروف C و Fe نمایش دهنده کربن خالص و ترکیب آهن هستند.

شیب منفی منحنی دلالت بر ناحیه ای دارد که هیچ ترکیب پایدار هیدراستاتیکی وجود ندارد.

(اقتباس از Sa67,Ru71a ) .

چگالی بر حسب gcm-3 داده شده است.

بخش خط چین منحنی نزدیک چگالیهای مرکزی از مرتبه gcm-31018 بسیار مبهم است، زیرا حالت فیزیکی ماده در این چگالی ها مبهم می باشد.

جدول چگالی و انرژی فرمی الکترون در حالتی که معکوس واپاشی بتا از نظر انرژی مناسب است (اقتباس از ای .

ای .

سالپیتر Sa67) همان گونه که چگالی مرکزی برای یک ترکیب داده شده افزایش می یابد، انرژی فرمی الکترون همیشه تا حدی که معکوس واپاشی بتارخ می دهد، افزایش می یابد و الکترونها به داخل هسته می راند.

این مسأله علت تولید افزاینده عناصر از نظر نوترون غنی به شمار می رود.

واکنش به صورت زیر است: اگر انرژی فرمی به اندازه کافی زیاد باشد، معکوس واکنش نمی تواند رخ دهد، چرا که تمام حالتهای الکترون که در آنها ممکن است هسته های درایو اکتیو واپاشی کنند، تا آن زمان اشغال شده اند.

در غیر این صورت ، این مسأله به هسته ناپایدار ، محیطی پایدار را وابسته می سازد.

مقدار ، که یک جرم هسته ای مؤثر در هر الکترون آزاد است، در اثنای تراکم افزایش می یابد.

وقتی که انرژی فرمی به Mev 24 برسد، چگالی p برابر 3-gcm 5/11 10 بوده و تقریباً برابر 1/3 است.

در این حالت، نوترونهای آزاد از نظر انرژی مناسب می شوند، به گونه ای که افزایش بیشتر چگالی به افزایش جزئی چگالی نوترون منجر می شود و نیز به طور عملی ثابت بودن چگالی یونها و ثابت بودن انرژی فرمی الکترون در مقدار mev 24 را شامل می شود.

همچنان که چگالی افزایش می یابد، Ef نیز افزایش می یابد تا این که واکنش به سرعت به وقوع بیپوندد و رنده شدن الکترونها به درون هسته باعث رمبش هسته مرکزی می شود، زیرا طول نمی کشد که فشار الکترون دیگر به میزان کافی افزایش نمی یابد.

(در طول انقباض) .

در شکل منحنی ستارگان که دارای12 C و 56 F هستند، یک جرم بهینه در pc را نشان می دهد، و این مقداری است که معکوس واپاشی بتا در آن رخ می دهد، و افزایش می یابد.

در قسمت پایین سمت راست ، منحنی برای نوترونهای آزاد نمایش داده شده است.

این منحنی دارای بهینه ای درست در 3- gcm 15 10 pe~ است.

درک دلیل این مقدار بهینه نسبتاً ساده است به شرط آن که ما جرم مورد انتظار را به ترتیب بر اساس گاز نوترون غیر نسبیتی در مرز نسبیتی محاسبه کنیم.

(Sa67 ) هسته های ستارگان نوترونی وزین، احتمالاً شامل انواع مزونها، باریونها و هیپرونها به اضافه نوترونها هستند.

در چنین توده هایی با چگالی بسیار زیاد، عموماً اثرات وابسته نیز می بایستی در نظر گرفته شوند، زیرا به عنوان مثال، نظریه نیوتون بعدها برای انرژی پتانسیل ، بی معنا شد.

این ناحیه از جالبترین قسمت ها است، زیرا از نظر پتانسیلی در این آخرین مراحل است که یک ستاره، با تبدیل یک مقدار زیاد از جرم به نوعی از انرژی تابشی را متوقف می کند؛ که شاید از نوع گرانشی باشد انرژی خود را از دست می دهد.

آن گاه ستاره تبدیل به یک حفره سیاه می شود.

با این وجود، قبل از آنکه ما به این آخرین مرحله رگ ستاره ای برگردیم، ارزش آن را دارد که تعدادی از فرضیات مهمی را که از آنها چشم پوشی کرده ایم، ذکر کنیم.

در چگالیهای خیلی بالا که ستاران نوترونی را در بر می گیرد، هسته خود را به صورت شبکه کریستالی شکل می دهد.

بنابراین معادله حالت خصوصیات ساختاری را که ما فرض کرده ایم، قطعاً صحیح نیستند.

در بخشهایی از ستارگان نوترونی یک حالت ابرستاره ممکن است وجود داشته باشد.

الگوی، یک قشر جامد هسته شناور در یک لایه ابر اشاره را به تصویر می کشد.

به طور خلاصه انواعی از فازهای کریستالی یا سیال ممکن است در اعمال مختلف یک ستاره وجود داشته باشند.

این مطالب باید قبل از آن که ما نسبت به درک ساختار ستارگانی نوترونی، شکایت داشته باشیم، کاملاً فهمیده شوند (Sa70a,Ru71b ) .

موضوع مهم دیگر، میدان مغناطیسی است.

اگر ستاره ای نظیر خورشید به شعاع حدود چند کیلومتر رمبش می کرد.

منظور کرد.

ما همچنین می دانیم یک ستاره معمولی که به طور ناگهانی رمبش می کند، برای آن اندازه حرکت زاویه ای ثابت بماند، مجبور به چرخش سریع است.

در ناحیه اطراف یک ستاره نوترونی، عامل میدان مغناطیسی به سرعت در حال چرخش را، ذرات باردار با شتاب برای انرژی پرتو کیهانی و شاید تابش انرژی چرخش ستاره در نظر می گیرند.

احتمالاً ، چرخش بر ساختار ستاره نیز تأثیر می گذارد ، زیرا تقارن کامل کرونی دیگر صادق نخواهد بود.

اگر سحابی خرچنگ ، نماینده ای برای ستاره نوترونی، ستاره تپنده و پدیده نواختری باشد، ملاحظه می شود که همه دارای ریشه های مشترکی اند.

البته ممکن است تعدادی فرآیندهای مختلف وجود داشته باشند که به انفجارات نواختری منجر بشوند، زیرا تعداد مختلفی از نمونه های ابر نواختری مشاهده شده اند.

شاید تنها بعشضی از این انواع مختلف، به شکل گیری ستارگان نوترونی و تپنده منجر شود.

ممکن است موارد دیگر مسؤول شکل یری عناصر سنگین و بازگشتشان به محیط بین ستاره ای باشد (Arf70 ) ، آن هم بدون آن که الزاماً یک باقی مانده متراکم تولید کنند.

در حقیقت این موضوع ، تمامی سؤالات در خصوص ارتباط درونی ابونواختر با نواختر معمولی یا بازشتی را، با سحابی سیاره ای که توده بزرگی از جرم را به بیرون رانده اند و یک ستاره داغ مرکزی را از خود باقی گذاشته اند، در بر می گیرد.

اینها چگونه به یکدیگر مربوطند؟

آیا یک عامل تعیین کننده میان یک کوتوله سفید و نسبتاً مرگ یک ستاره نوترونی وجود دارد، موضوعی که جرم نهایی ستاره کمتر یا بیشتر از جرم حدی چاندار اسخار باشد (ch64a ) ؟

ما هنوز نمی دانیم.

شکل .

چگالی و ساختار کوتوله سفید و ستارگانی نوترونی.

نمودار سمت چپ الگوی یک کوتوله سفید است.

قسمت هاشور خورده روی نمودار سمت راست معرف یک ستاره نوترونی است.

توجه داشته باشید که شعاع کوتوله سفید تقریباً km 640 است، در حالی که شعاع یک ستاره نوترونی تنها km 15 است (بیابود رادرمن Ru71b ) در مرکز ستاره نوترونی ما انتظار داریم که مزونها و هیپرونها را پیدا کنیم.

(چاپ مجدد با مجوز از رادرمن، «کتاب ستارگان جامد» حق چاپ 1971، توسط مؤسسه علمی آمریکا، حق چاپ محفوظ است).

همچنین ما چیز زیادی درباره حفره سیاه نمی دانیم .

اگر یک ستاره نوترونی به اندازه کافی وزین باشد، آیا می تواند مرتبه ای بیشتر ب یک حالت نهایی که در فصل پنجم بحث شد، رمبش کند، به گونه ای که دیگر هیچ تابشی که قالب دریافت در خارج ستاره باشد، از آن سر نزند؟

وقتی که یک حفره سیاه شکل می گیرد.چه اتفاقی در مورد میدان مغناطیسی و نیز بار الکتریکی رخ می دهد؟

چگونه در حالی که بار یونها بدون رد پایی نابود می شوند، ما می توانیم از بقای آنها در جهان صحبت کنیم آن هم در حالی که رمبش اتفاق می افتد و تنها فوتونها یا تابش گرانشی و نوترینوها، متوقف می شوند.

در یک چنین رمبشی معادلات دینامیکی صحیح کدامند؟

آیا آنها معادلات نسبیتی عام هستند یا خیر؟

مجدداً اشاره می کنیم یک بحث کامل مورد نیاز است؛ ما درست در آغاز پیدا کردن راهمان هستیم (OP39a , OP39b, Ru71, Ke63 ) ارتعاش و چرخش ستارگان ما از نظریه ویریال می دانیم که مقدار مطلق انرژی پتانسیل دو برابر انرژی جنبشی در واحد جرم است.

در یک ستاره این انرژی جنبشی توسط حرکات گرمایی ذرات اتمی، که سرعتشان از مرتبه سرعت صوت vs است، می باشد.

بنابراین می توانیم بنویسیم : که در این جا G ثابت گرانشی ، M جرم و R شعاع ستاره است.

حال ما می توانیم با تقریب زیادی برآوردی از مرتبه بزرگی بسامد ارتعاشی ستاره ای داشته باشیم، با این توجه که زمان تناوب Pvib می بایستی با زمانی که صرف انتقال اطلاعات مربوط به تغییرات فشار در سرتاسر سطح ستاره می شود، باشد.

این زمان برابر است و ما می توانیم بنویسید (Sa69) .

که در این جا p چگالی مواد ستاره ای است.

همچنین ما توجه می کنیم که بسامد زاویه ای بهینه توسط تعادل بین نیروهای گرانشی و مرکزگرا تعیین می شود، زیرا در بسامدهای بالاتر ستاره قطعه قطعه خواهد شد.

ما توجه داریم که زمان تناوب ارتعاشی برای ستارگان نوترونی باید حدود دهم یک میلی ثانیه باشد و زمان تناوب ارتعاشی یک کوتوله سفید از مرتبه ثانیه باشد.

البته این ستارگان گستره وسیعی از چگالیها را در بر می گیرند.

تنها زمان تناوب های معرف در جدول داده شده اند.

اینها می توانند با مرتبه ای بیشر از یک قدر تغییر کنند.

ارتباط تقریبی بین چگالی ستاره ای، زمان تناوب تپش و زمان تناوب کمیته وقتی که ستاره تپنده سخابی خرچنگ کشف شد، زمان تناوب آن تنها 33 میلی ثانبه بود و مشخص شد که کوتوله های سفید به فرض نمی توانند در پدیده ستارگان تپنده دارای نقش باشند، زیرا بسامد ارتعاش کوتوله های سفید، بسیار پایین است.

از طرف دیگر، زمان تناوب چرخشی یک ستاره نوترونی به خوبی می تواند چندین میلی ثانیه باشد.

کشف این که، زمان تناوب چرخشی یک ستاره نوترونی به خوبی می تواند چندین میلی ثانیه باشد.

کشف این که، زمان تناوب تپنده سحابی خرچنگ به گونه ای افزایش می یابد که نزدیکتر به زمان تناوب کمیته چرخش مودر انتظار یک ستاره نوترونی باشد، اندکی بعد از انفجار ابرنواختر سال 1054 میلادی، این نظریه را حمایت کرد که ستارگان تپنده، ستارگان نوترونی در حال چرخش سریع هستند، به گونه ای که اندازه حرکت زاوه ای شان را از دست می دهند و با گذشت زمان آهسته می شوند.

چون فشارهای مغناطیسی به گسسته شدن چرخش سریع ستارگان نوترونی منجر می شود، زمان تناوب چرخشی کمیته واقعی، به نحوی از آنچه که در جدول نشان داده شده است، بزرگتر خواهند بود.

جدول هم چنین نشان می دهد که متغیرهای شلیاق – RR و قیفاووسی دارای زمان تناوب هستند که با تصویر بسیار ساده ای که در این قسمت بحث شد، سازگارند.

در حقیقت یک چنان ستارگانی تپنده هستند.

این موضوع می تواند توسط گرایشهای خط دوپلری و تغییرات رنگ و دما مورد داوری قرار گیرد.

تناوب مشاهده شده ، زمان تناوب آن تپش است.

باقی مانده نواختر DQHer (نواختر هرکولس 1934) دارای زمان تناوب 71 ثانیه است.

رفتار تناوبی در بعضی از کوتوله های سفید دیده شده اند، هرچند که این زمان های تناوب خیلی بیشتر از آنچه که می باید معرف تپشهای اساسی باشد، طولانی تراند.

تپنده ها – ستاره های نوترونی چرخان در سال 1346 / 1967 م؛ برای مطالعه سر سوزنی منابع امواج رادیویی، در کمبریج انگلستان یک رادیو تلسکوپ بزرگ توسط آنتونی هیویش (Anthony Hewish ) ساخته شد.

سوسوزنی عبارت است از چشمک زدن سریع یک منبع امواج رادیویی که در اثر تغییرات چگالی در پلاسمای بین سیاره ای (باد خورشیدی) و یا در محیط بین ستاره ای صورت می گیرد؛ این عمل مشابه چشمک زدن ستاره های قابل رؤیت (در اثر تغییرات چگالی در جو زمین) است.

تقریباً بلافاصله، علائم رادیویی ضعیف و دقیقاً تناوبی ای آشکار سازی گردیدند.

جوسلین بل برنل (Jocelyn Bell Burnell) ، که در آن زمان یک دانشجوی کارشناسی ارشد و سرپرست بخش تجزیه و تحلیل داده های مقدماتی بود، متوجه یک علامت عجیب شد که ناگهان ناپدید گشت و پس از سه ماه مجدداً ظاهر گردید.

روهی که با هیویش کار می کردند توجه خود را روی این علامت رادیویی عجیب متمرکز ساختند و تپهای رادیویی ای را که هر 337301130/1 ثانیه یک بار با آهنگ منظم اتفاق می افتادند، یافتند.

این افراد در حالی که از هیجان در پوست نمی گنجیدند، آسمان را برای یافتن علائم مشابه، مورد بررسی قرار دادند و سه جسم دیگر که تپهای رادیویی با آهنگهای متفاوت گسیل می کردند را یافتند.

از این رو، آنها به این نتیجه رسیدند که این اشیاء می بایست پدیده های طبیعی باشند و آنها را ستاره های تپنده نامیدند.

تاکنون، جمعاً حدود 150 تپنده به دقت مورد مطالعه قرار گرفته اند.

در مطالعات مخصوص تپنده ها که اخیراً انجام شده اند تقریباً به همین تعداد تپنده دیگر کشف شده اند، که به این ترتیب تعداد تپنده های شناخته شدته به 300 عدد می رسد.

برای یک تپنده مشخص، مدت زمان بین تپشها با دقت بسیار زیادی تکرار می شود، دقتی بیش از یک قسمت در 108 .

با وجود این، مقدار انرژی حمل شده توسط هر تپ به طور قابل ملاحظه ای متغیر است؛ گاهی اوقات، تپهای کامل با تپهای دیگر تفاوت دارد، مقدار متوالی م می شود.

اگر چه شدت و شکل هر تپ با تپهای دیر تفاوت دارد، مقدار میانگین چندین تپ از یک تپنده مشخص شکلی منحصر فه فرد دارد.

تپ میانگین نوعاً به مدت چند ده میلی ثانیه طول می کشد و هیچ تابش رادیویی قابل آشکار سازی در زمامن بین این تپها مشاهده نمی شود.

هر تپ را می توان به 20 یا 30 تپ کوچکتر که مدت هر کدام تقریباً کوچکتر از میلی ثانیه است، تفکیک کرد، به طوری که تپهایی که در ابتدا از آنها سخن گفتیم، پوشهای این تپهای ثانویه هستند.

تپنده ها بیشتر در فرکانسهای پایین مشاهده شده اند؛ مثلاً اولین اکتشافات در فرکانس MHZ 5/81 انجام گرفته اند.

شدت تپها ، به ازای فرکانسهای بالاتر، به سرعت رو به کاهش نهاده، تپها عریض تر می شوند و شکل آنها از نظم بیشتری برخوردار می گردد.

در مورد تپنده هایی که به دقت مورد مطالعه قرار گرفته اند، دوره های تناوب در ستره ای میان S 3-10 × 6/1 الی s 0/4 قرار می گیرند که مقدار میانگین آنها در حوالی s 65/0 است.

(تاکنون فقط دو تپنده شناخته شده اند که دوره تناوب تپهای آنها در حدود میلی ثانیه است: یکی از آنها دارای دوره تناوب ms 6/1 و دیری ms 6 است.) در مواردی که مشاهدات رادیویی دقیق صورت گرفته است، توجه دانشمندان به این نکته جلب شده است که دوره تناوب با نظم معینی رو به افزایش می باشند.

آهنگهای تغییر نوعاً در حدود s/year 8-10 است، اندازه گیری کرد.

توجه کنید که به طور خیلی تقریبی، دوره تناوب تپ P ، تقسیم بر آهنگ تغییر آن با زمان dp/dt ، تخمینی از عمر تپنده را به دست می دهد : (dp/dt) فواصل تقریبی تپنده و نیز برخی خواص محیط ستاره ای را می توان مستقیماً از مشاهدات تپنده ها نتیجه گیری کرد.

یک تپ مشخص، به ازای فرکانسهای پایین تر، دیرتر به زمین می رسد.

این پدیده پاشیدگی سرعت نامیده می شود و به دلیل کند شدن سرعت فوتون توسط الکترونهای موجود در امتداد خط دید ما از تپنده اتفاق می افتد (این پدیده مشابه بحث ضریب شکست است و گفته شد که سرعت انتشار نور در یک محیط مادی کمتر از خلاء است).

طول موجهای بلندتر بیشتر کند می شوند و بر اساس مشاهدات می توان چگالی متوسط الکترونی در امتداد خط دید را به دست آورد.

از طرفی اگر چگالی متوسط الکترونی را بدانیم (و یا بتوانیم آنرا تخمین بزنیم)، بلافاصله می توانیم فاصله خود تا تپنده را به دست آوریم.

اگر این اطلاعات را با این مشاهده تجربی که بیشتر تپنده ها در عرضهای کهکشانی پایین قرار دارند، تلقین کنیم به این نتیجه می رسیم که تپنده ها (در فضایی حدود چند کیلومتر پارسک) کاملاً موضعی هستند و در قرص کهکشانی قرار دارند.

سرانجام، می دانیم که صفحه قطبش یک تابش که به صورت خطی قطبی شده است ، اگر تابش از میان یک پلاسمای مغناطیسی انتشار یابد، خواهد چرخید.

این اثر که بنام چرخش فاراده شناخته می شود به (1) چگالی متوسط الکترون ، (2) شدت میدان مغناطیسی متوسط ، (3) مربع طول موج تابش و (4) فاصله طی شده از میان محیط، بستگی دارد.

از آنجا که تابشی که به طور ناگهانی از تپنده خارج می شود شدیداً قطبیده خطی است، به این نتیجه می رسیم که متوسط میدان مغناطیسی در قرص کهکشانی، شدتی در حدود T 10-10 دارد.

به عبارت دیگر، می توانیم زاویه چرخش صفحه قطبش را به صورت تابعی از طول موج برای یک منبع تابش مشخص، اندازه گیری کنیم.

این عمل ، برای حاصلضرب چگالی الکترون و شدت میدان مغناطیسی انتگرال گیری شده در امتداد خط دید، مقداری را به دست می دهد.

پس اگر بتوانیم چگالی الکترون را مشخص کنیم – و توسط اندازه یری پاشندی سرعت می توانیم این کار را انجام دهیم – متوسط مؤلفه شدت میدان مغناطیسی در طول خط دید حاصل می شود.

چه ساز و کاری ساعت دقیق یک تپنده را حفظ می کند؟

الگوی پذیرفته شده در حال حاضر عبادت از این است که تپنده را یک ستاره نوترونی مغناطیسی چرخان در نظر بگیریم و این الگو به نام الگوی فانوس دریایی شناخته می شود.

این الگو دو فرض اساسی دارد که عبارتند از : تپنده یک ستاره نوترونی است که چگالی زیاد آن و چرخش سریعش متضمن مقدار زیادی انرژی دورانی است و یک میدان مغناطیسی ناشی از یک یا دو قطبی، انرژی دورانی را به انرژی الکترومغناطیسی تبدیل می کند.