ستاره های نوترونی

[Amin-Mehraji]

تو این تاپیک ان شاءالله به بررسی علل پیدایش ستاره های نوترونی و ویژگی های این اجرام در حین تکوین و بعد از تکوین و خیلی چیزهای دیگه می پردازیم .

باشد که مفید باشد .

[nakhodaye aseman]

فشار تبهگنی (دژنره)
در یک ستاره عادی مانند خورشید فشار گرمایی گاز وتابش ستاره موجب پایداری ستاره در مقابل رمبش گرانشی می شود.در سال 1926 ستاره شناس انگلیسی با نام رالف هووارد فاولر نشان داد که چنین مکانیزمی برای توجیه پایداری ستاره های از نوع کوتوله سفید (وستاره های نوترونی )اعتبار ندارد.بجای آن٬ فشار لازم برای مقابله با فشار گرانشی توسط پدیده ای در مکانیک کوانتمی قابل توجیه است.این پدیده کوانتمی تنها یک ماه قبل توسط فیزیکدان ایتالیایی الاصل آمریکا بانام انریکو فرمی ودانشمند انگلیسی پاول دیراک کشف شده بود.مانند بیشتر ستاره ها مواد درون ستاره های کوتوله سفید در نتیجه فشار ودمای زیاد بصورت یونی می باشد که در آن الکترونها از اتم مادر جدا شده اند(بخاطر تصادم بین اتمها) وچیزی که می بینیم دنیایی از الکترون ها وهسته ها می باشدچنین محیط یا گازی توانایی تحمل فشاربیشتر از گازهای معمولی را دارد.آن چیزی که فرمی ودیراک کشف کردند این بود که تا چه اندازه الکترونها می توانند تحت فشار بهم نزدیک شوند.الکترونها تمایلی ندارندکه با الکترون دیگر در یک مکان ویک سرعت مساوی قرار بگیرند هرچه آنها را بیشتر به سمت هم فشار دهیم سریعتر حرکت کرده وفرار می کنند.این حرکات منجر به فشاری می شود که فشار تبهگنی الکترون نامیده می شود.در ستاره های نوترونی که دریایی از نوترون می باشد نیز فشار تبهگنی نوترونها موجب پایداری نسبی آنها می شود.درمواد تبهگن برخلاف گازهای معمولی حرکت ذرات تابعی از دما نیست واز توابع معمول گازها تبعیت نمی کندبنابراین فشار درون موادتبهگن با فشار گرمایی معمولی که تنها به چگالی مواد تشکیل دهنده بستگی دارد متفاوت است وبجای آن به حاصل ضرب چگالی ودمای گاز بستگی دارد.

اگر به ماده تبهگن انرژی داده شود با توجه به اینکه سرعت ومدارهایی که قبل از این در دسترس نبوده یا ممنوع بوده اند دردسترس ذرات قرار می گیرند دمای گاز بیشتر می شود.در دماهای به اندازه کافی بالا تمام ذرات از حالت تبهگن خود بیرون می آیند بنابراین مواد تبهگن تنها در دمای کمتر از آنچیزی که دمای فرمی نامیده می شود می توانند وجود داشته باشند.

هرچه جرم ستاره ای که با داشتن فشار تبهگنی به حالت پایداری رسیده است بیشتر باشدحرکت الکترونهای درون آن سریع تر است تااینکه برای ستاره های با جرم مانند خورشید سرعت الکترونها به سرعت نور نزدیک می شود.تئوری نسبیت حرکت سریعتر از نور را ممنوع می کند بنابراین تصحیحاتی نسبیتی را باید برای محاسبه فشار تبهگنی درمورد چنین ستارگانی را در نظر گرفت.

منبع: سايت هفت آسمان

[اماتور]

سلام آیا ستارگان نوترونی بزرگترین ستاره ها هستن لطفا اسم بزرگترین ستارگان رو بگید

ستارگان بسیار کوچکند تنها به قطر چن ده کیلومتر .البته من تاجایی که یادمه چن سال پیش مغاله ای

خندم که ستارگان نوترونی تماما از نوترون هسته. نوترونی که بسیار بسیار بهم فشرده شدن .نیروی

جاذبه ای بین اتمها توی ستاره های نترونی به قدر زیاده که جایی برای چرخش اتمی نذاشتهو همه به

هم مچاله و فشرده شدن.

ببین هنوز انسان نتونسته و نمیتونه بزرگترین ستاره رو کشف کنه و بکنه چون کیهان بیکران بی انتهاست

اگه ستاره ای پیدا کنن و بگن این بزرگترینه این یه اشتباه چون ممکنه بزرگتر از اون هم باشهو

البته ستاره YV Canis Majoris فعلا بزرگترین ستاره که تاحالا شناخته شده. درواقع رو دست دیگر

ستاره ها زده. شعاع این ستاره 1800 تا خورشید ما هسته. که تو همین شبا میتونید راحت ببینیدش

تو صورت فلکی سگ که توی عکس مشخص کردم




دوستان این بهتون نشون میده که مقیاس زمین - خورشید و دیگر اجرام منظومه و ستارگان اصلی

در برابر ستاره YV Canis Majoris چقدره

[Naruto Sh]

1. ستاره ای که جرمش بسی بیشتر از جرم خورشید ( مثلا 5 برابر آن ) است و همه انرژی گرما هسته ای خود را به مصرف رسانده است شروع به انقباض میکند .
2. فشار داخلی قادر نیست که وزن لایه های گوناگون این ستاره پر جرم را تحمل کند ، ستاره میرمبد و گرمای فوق العاده زیادی تولید میشود .
3. بخش بیرونی ستاره منفجر میشود و قسمت بزرگی از ستاره ، احتمالا بیش از نیمی از جرم آن را به فضا پرتاب میکند که تبدیل به یک سحابی ابر نواختری میشود . نمونه یک سحابی ابرنواختری سحابی خرچنگ در صورت فلکی ثور است که منشا آن ابرنواختر سال 1054 بعد از میلاد است .
4. بخش داخلی یا هسته ستاره در دماها ( میلیاردها درجه ) و فشارهای زیاد موجود ، بسته به آنکه جرمش بین 1.2 و 3.2 برابر جرم خورشید است یک ستاره نوترونی و بیش از 3.2 برابر جرم خورشید سیاه چاله به وجود می آید .

[Uranus.sun]

قدرتمندترین میدان مغناطیسی جهان اندازه گیری شد

به گزارش خبرگزاری مهر به نقل از نیواطلس، رکورد دار جدید یک منظومه ستاره ای دوتایی به نام Swift J۰۲۴۳.۶+۶۱۲۴ است که در کهکشان راه شیری قرار دارد. این منظومه دوتایی شامل یک ستاره نوترونی است که گاز ستاره همراه را به سمت خود می کشد و یک دیسک از مواد در اطراف آن ایجاد می کند. پلاسمای موجود در این دیسک در امتداد خطوط مغناطیسی به سطح ستاره نوترونی می ریزد که شعله هایی عظیم از اشعه ایکس به وجود می آورد. از آنجا که ستاره در حال چرخش است، از دیدگاه ما نیز به نظر می رسد این شعله ها می چرخند. با در نظر گرفتن تمام این موارد، به نظر می رسد این یک نوع خاص از ستاره نوترونی است که تپ اختر اشعه ایکس نیرو گرفته از برافزایش(X-ray accretion pulsar) نام دارد.

این ستاره نوترونی بسیار درخشان است که صفت فوق نورانی را برای آن به ارمغان آورده است. محققان مدت ها تصور می کردند درخشش زیاد این ستاره به میدان مغناطیسی قدرتمندتری مرتبط است اما تاکنون هیچ گاه میدان مغناطیسی این تپ اختر اشعه ایکس نیروگرفته از برافزایش اندازه گیری نشده بود.

ستاره شناسان میدان مغناطیسی این ستاره ها را با مطالعه طیف اشعه ایکس اندازه می گیرند.الکترون‌های پلاسما مقداری از اشعه های ایکس را جذب و برخی را پراکنده می‌کنند. به این ترتیب تاثیری خاص ایجاد می کنند که با کمک آن می توان قدرت میدان مغناطیسی را سنجید.

محققان با استفاده از ماهواره ستاره شناسی چینی Insight-HXMTمیدان مغناطیسیSwift J۰۲۴۳.۶+۶۱۲۴ را اندازه گرفتند و متوجه شدند قدرت آن ۱.۶ میلیارد تسلا است. این قدرتمندترین میدان مغناطیسی رصد شده در جهان است.

هرچند این رکورد مربوط به قدرتمندترین میدان مغناطیسی اندازه گیری شده به طور مستقیم است اما احتمالاً قدرتمندترین میدان مغناطیسی جهان نیست. این رکورد به نوع دیگری از ستاره نوترونی به مگنتار تعلق دارد که طبق تخمین ها قدرت میدان مغناطیسی آن تا ۱۰ میلیارد تسلا می رسد.

منبع : خبرگزاری مهر ( Mehr News )

[saraghk44]

مهاجرت به آلمان تحصیل در آلمان می‌تواند یک تجربه مفید باشد. در زیر، مراحل مهم برای تحصیل در آلمان آورده شده است:. **انتخاب برنامه تحصیلی*- ابتدا، باید رشته تحصیلی و سطح دلخواه خود را انتخاب کنید. دانشگاه‌ها و مؤسسات آموزش عالی آلمان برنامه‌های متنوعی ارائه می‌دهند.2. **آموزش زبان آلمانی* - بسیاری از برنامه‌های تحصیلی به زبان آلمانی ارائه می‌شوند. بنابراین، برخی از دانشگاه‌ها ممکن است از دانشجویان بخواهند که یک سطح مشخص از زبان آلمانی را مسلط باشند. آزمون‌های زبانی معمولاً مانند TestDaF یا DSH مورد نیاز هستند.3. **تقدیرنامه (Zulassungsbescheid) دریافت کنید* - پس از پذیرش شما توسط دانشگاه، تقدیرنامه به عنوان تأییدیه پذیرش برای شما ارسال می‌شود.4. **درخواست ویزا* برای تحصیل در آلمان، باید ویزا تحصیلی را درخواست کنید. برای این کار، باید با سفارت یا کنسولگری آلمان در کشور خود تماس بگیرید.5. **تأیید مالی*- برای اثبات توانایی مالی خود برای تحصیل و زندگی در آلمان، باید یک حساب بانکی با موجودی کافی داشته باشید.6. **ورود به آلمان* - پس از دریافت ویزا، می‌توانید به آلمان وارد شوید و با شروع کلاس‌ها به تحصیل خود ادامه دهید.توصیه می‌شود که پیش از هر مرحله، با دقت اطلاعات مربوط به دانشگاه‌ها و الزامات مهاجرت به آلمان را بررسی کنید و در صورت نیاز از مشاوره مراکز معتبر یا دفاتر مهاجرت بهره‌مند شوید.

[Ariyadanesh]

تو این تاپیک ان شاءالله به بررسی علل پیدایش ستاره های نوترونی و ویژگی های این اجرام در حین تکوین و بعد از تکوین و خیلی چیزهای دیگه می پردازیم .

باشد که مفید باشد .

[COLOR=var(--bard-color-on-surface)]علل پیدایش ستاره‌های نوترونی:

ستاره‌های نوترونی، بقایای هسته‌های عظیم ستاره‌ای هستند که در اواخر عمر خود، دچار انفجار ابرنواختر می‌شوند. این انفجارها، هسته ستاره را به شدت فشرده می‌کنند و آن را به کره‌ای متشکل از نوترون تبدیل می‌کنند.
در اینجا به طور خلاصه به مراحل شکل‌گیری ستاره‌های نوترونی می‌پردازیم:

1. تولد و تکامل ستاره‌ عظیم: همه ستارگان در طول حیات خود، هیدروژن را از طریق همجوشی هسته‌ای به هلیوم تبدیل می‌کنند. این فرآیند، انرژی عظیمی تولید می‌کند و باعث درخشش ستاره می‌شود. اما در ستارگان عظیم (با جرمی حداقل ۸ برابر خورشید)، پس از اتمام هیدروژن در هسته، عناصر سنگین‌تری مانند هلیوم، کربن و اکسیژن هم در فرآیندهای همجوشی هسته‌ای سوزانده می‌شوند.
   
2. پایان عمر و ناپایداری هسته: با اتمام سوخت هسته‌ای در هسته، ستاره رو به خاموشی می‌رود. در ستارگان عظیم، فشار تابشی که از همجوشی هسته‌ای ناشی می‌شد، دیگر برای مقابله با نیروی گرانش کافی نیست. در نتیجه، هسته در خود فرو می‌ریزد.
   
3. تشکیل ابرنواختر: فروپاشی هسته، انفجار عظیمی به نام ابرنواختر را به دنبال دارد. در این انفجار، بخش‌های خارجی ستاره به بیرون پرتاب می‌شوند و هسته به سرعت فشرده می‌شود.
   
4. فشار انحطاط نوترونی: در طی فروپاشی، چگالی هسته به حدی بالا می‌رود که الکترون‌ها توسط پروتون‌ها جذب می‌شوند و نوترون‌ها را تشکیل می‌دهند. این پدیده، "فشرده‌سازی معکوس" نامیده می‌شود. فشار شدیدی که از تراکم نوترون‌ها به وجود می‌آید، "فشار انحطاط نوترونی" نامیده می‌شود.
   
5. تولد ستاره نوترونی: اگر جرم هسته باقی‌مانده از ابرنواختر، بین 1.4 تا 3 برابر جرم خورشید باشد، فشار انحطاط نوترونی از فروپاشی بیشتر آن جلوگیری می‌کند و در نهایت، هسته به یک ستاره نوترونی تبدیل می‌شود.

عوامل موثر در تشکیل ستاره نوترونی:

• جرم ستاره: فقط ستارگان با جرمی حداقل ۸ برابر خورشید، در نهایت به ابرنواختر تبدیل شده و هسته‌ای با چگالی کافی برای تشکیل ستاره نوترونی را به وجود می‌آورند.
• سرعت چرخش: ستاره‌های نوترونی می‌توانند در اثر فرآیندهایی مانند انتقال گشتاور از ستاره همدم یا فروپاشی نامتقارن هسته، چرخش بسیار سریعی داشته باشند.

[/COLOR]











[COLOR=var(--bard-color-on-surface)]علل پیدایش ستاره‌های نوترونی:

ستاره‌های نوترونی، بقایای هسته‌های عظیم ستاره‌ای هستند که در اواخر عمر خود، دچار انفجار ابرنواختر می‌شوند. این انفجارها، هسته ستاره را به شدت فشرده می‌کنند و آن را به کره‌ای متشکل از نوترون تبدیل می‌کنند.
در اینجا به طور خلاصه به مراحل شکل‌گیری ستاره‌های نوترونی می‌پردازیم:

1. تولد و تکامل ستاره‌ عظیم: همه ستارگان در طول حیات خود، هیدروژن را از طریق همجوشی هسته‌ای به هلیوم تبدیل می‌کنند. این فرآیند، انرژی عظیمی تولید می‌کند و باعث درخشش ستاره می‌شود. اما در ستارگان عظیم (با جرمی حداقل ۸ برابر خورشید)، پس از اتمام هیدروژن در هسته، عناصر سنگین‌تری مانند هلیوم، کربن و اکسیژن هم در فرآیندهای همجوشی هسته‌ای سوزانده می‌شوند.
   
2. پایان عمر و ناپایداری هسته: با اتمام سوخت هسته‌ای در هسته، ستاره رو به خاموشی می‌رود. در ستارگان عظیم، فشار تابشی که از همجوشی هسته‌ای ناشی می‌شد، دیگر برای مقابله با نیروی گرانش کافی نیست. در نتیجه، هسته در خود فرو می‌ریزد.
   
3. تشکیل ابرنواختر: فروپاشی هسته، انفجار عظیمی به نام ابرنواختر را به دنبال دارد. در این انفجار، بخش‌های خارجی ستاره به بیرون پرتاب می‌شوند و هسته به سرعت فشرده می‌شود.
   
4. فشار انحطاط نوترونی: در طی فروپاشی، چگالی هسته به حدی بالا می‌رود که الکترون‌ها توسط پروتون‌ها جذب می‌شوند و نوترون‌ها را تشکیل می‌دهند. این پدیده، "فشرده‌سازی معکوس" نامیده می‌شود. فشار شدیدی که از تراکم نوترون‌ها به وجود می‌آید، "فشار انحطاط نوترونی" نامیده می‌شود.
   
5. تولد ستاره نوترونی: اگر جرم هسته باقی‌مانده از ابرنواختر، بین 1.4 تا 3 برابر جرم خورشید باشد، فشار انحطاط نوترونی از فروپاشی بیشتر آن جلوگیری می‌کند و در نهایت، هسته به یک ستاره نوترونی تبدیل می‌شود.

عوامل موثر در تشکیل ستاره نوترونی:

• جرم ستاره: فقط ستارگان با جرمی حداقل ۸ برابر خورشید، در نهایت به ابرنواختر تبدیل شده و هسته‌ای با چگالی کافی برای تشکیل ستاره نوترونی را به وجود می‌آورند.
• سرعت چرخش: ستاره‌های نوترونی می‌توانند در اثر فرآیندهایی مانند انتقال گشتاور از ستاره همدم یا فروپاشی نامتقارن هسته، چرخش بسیار سریعی داشته باشند.

[/COLOR]