ستاره نوترونی: تفاوت میان نسخه‌ها
محتوای حذف‌شده محتوای افزوده‌شده
←لید: گسترش و افزودن پیوند |
بدون خلاصۀ ویرایش |
||
خط ۸:
این ستارگان هنگام انفجار برخی از [[ابرنواختر]]ها به وجود می‌آیند. پس از انفجار یک ابرنواختر ممکن است به خاطر فشار بسیار زیاد حاصل از [[رمبش]] مواد پخش شده ساختار اتمی همهٔ عناصر شیمیایی شکسته شود و تنها اجزای بنیادی بر جای بمانند.
بیشتر دانشمندان عقیده دارند که جاذبه و فشار بسیار زیاد باعث فشرده شدن [[پروتون]]ها و [[الکترون]]ها به درون یکدیگر می‌شوند که خود سبب به وجود آمدن توده‌های متراکم نوترونی خواهد شد. عده کمی نیز معتقدند که فشردگی پروتون‌ها و الکترون‌ها بسیار بیش از اینهاست و این باعث می‌شود که تنها [[کوارک]]ها باقی بمانند؛ و این
[[پرونده:1997NeutronStar.jpg|thumb]]
از آنجا که اطلاعات در مورد ستارگان نوترونی اندک است در سال‌های اخیر تحقیقات زیادی بر روی این دسته از ستارگان انجام شده‌است.
در اواخر سال ۲۰۰۲ میلادی، یک تیم تحقیقاتی وابسته به [[ناسا]] به سرپرستی خانم J. Cotton مطالعاتی را در مورد یک ستاره نوترونی به همراه یک [[ستاره همدم]] به نام
هدف این تحقیق تعیین ساختار ستاره نوترونی با استفاده از تأثیرات جاذبهٔ زیاد ستاره بر روی نور بود.
با توجه به نظریهٔ [[نسبیت عام]] نوری که از یک میدان جاذبهٔ 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 سرخ|انتقال به قرمز]] می‌گویند.
این گروه برای نخستین بار انتقال به قرمز نور گذرنده از [[اتمسفر]] بسیار بسیار نازک یک ستاره نوترونی را اندازه‌گیری کردند. جاذبهٔ عظیم ستاره 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 ستاره نوترونی فقط متشکل از نوترونهاست یا ذرات ناشناختهٔ دیگر را نیز شامل می‌شود.
| |||