ஈர்ப்பு சரிவு. நியூட்ரான் நட்சத்திரங்கள். கருந்துளைகள். நியூட்ரான் நட்சத்திரங்கள் மற்றும் பல்சர்கள்

என்ன நடந்தது கருந்துளை? ஏன் கருப்பு என்று அழைக்கப்படுகிறது? நட்சத்திரங்களில் என்ன நடக்கிறது? நியூட்ரான் நட்சத்திரங்களும் கருந்துளைகளும் எவ்வாறு தொடர்புடையவை? லார்ஜ் ஹாட்ரான் மோதல் கருந்துளைகளை உருவாக்கும் திறன் கொண்டதா, இது நமக்கு என்ன அர்த்தம்?

என்ன நடந்தது நட்சத்திரம்??? உங்களுக்கு ஏற்கனவே தெரியாவிட்டால், நமது சூரியனும் ஒரு நட்சத்திரம். இது தெர்மோநியூக்ளியர் ஃப்யூஷனைப் பயன்படுத்தி மின்காந்த அலைகளை வெளியிடும் திறன் கொண்ட ஒரு பெரிய பொருளாகும் (இது மிகவும் துல்லியமான வரையறை அல்ல). இது தெளிவாகத் தெரியவில்லை என்றால், நீங்கள் இதைச் சொல்லலாம்: ஒரு நட்சத்திரம் ஒரு பெரிய கோளப் பொருள், அதன் உள்ளே, அணுசக்தி எதிர்வினைகளின் உதவியுடன், மிக மிக, மிகப் பெரிய அளவிலான ஆற்றல் உருவாக்கப்படுகிறது, அதன் ஒரு பகுதி உமிழ்வுக்குச் செல்கிறது. காணக்கூடிய ஒளி. சாதாரண ஒளியைத் தவிர, வெப்பம் (அகச்சிவப்பு கதிர்வீச்சு), ரேடியோ அலைகள் மற்றும் புற ஊதா கதிர்வீச்சு போன்றவையும் வெளியிடப்படுகின்றன.

எந்த நட்சத்திரத்திலும், அணு மின் நிலையங்களில் உள்ள அதே வழியில், இரண்டு முக்கிய வேறுபாடுகளுடன் அணுசக்தி எதிர்வினைகள் நடைபெறுகின்றன.

1. நட்சத்திரங்களில், அணுக்கரு இணைவு வினைகள் ஏற்படுகின்றன, அதாவது அணுக்கருக்களின் சேர்க்கை மற்றும் அணுமின் நிலையங்களில் – அணு சிதைவு. முதல் வழக்கில், ஹைட்ரஜன் மட்டுமே தேவைப்படுவதால், 3 மடங்கு அதிக ஆற்றல் வெளியிடப்படுகிறது, ஆயிரக்கணக்கான மடங்கு குறைவான செலவு, அது ஒப்பீட்டளவில் மலிவானது. மேலும், முதல் வழக்கில், தீங்கு விளைவிக்கும் கழிவுகள் இல்லை: பாதிப்பில்லாத ஹீலியம் மட்டுமே வெளியிடப்படுகிறது. இப்போது, ​​​​நிச்சயமாக, அணுமின் நிலையங்கள் ஏன் இத்தகைய எதிர்வினைகளைப் பயன்படுத்துவதில்லை என்பதில் நீங்கள் ஆர்வமாக உள்ளீர்களா? ஏனெனில் இது கட்டுப்பாடற்றது மற்றும் எளிதில் அணு வெடிப்புக்கு வழிவகுக்கும், மேலும் இந்த எதிர்வினைக்கு கூட பல மில்லியன் டிகிரி வெப்பநிலை தேவைப்படுகிறது. மனிதர்களைப் பொறுத்தவரை, அணுக்கரு இணைவு என்பது மிக முக்கியமான மற்றும் கடினமான பணியாகும் (இணைவைக் கட்டுப்படுத்துவதற்கான வழியை யாரும் இதுவரை கண்டுபிடிக்கவில்லை), நமது ஆற்றல் ஆதாரங்கள் தீர்ந்துவிட்டன.

2. நட்சத்திரங்களில், அணுமின் நிலையங்களை விட, அதிகப் பொருள் எதிர்வினைகளில் ஈடுபட்டு, இயற்கையாகவே, அங்கு அதிக ஆற்றல் பெறப்படுகிறது.

இப்போது நட்சத்திரங்களின் பரிணாமம் பற்றி. ஒவ்வொரு நட்சத்திரமும் பிறக்கிறது, வளர்கிறது, வயதாகிறது மற்றும் இறக்கிறது (அணைக்கிறது). பரிணாம வளர்ச்சியின் படி நட்சத்திரங்கள் அவற்றின் வெகுஜனத்தைப் பொறுத்து மூன்று வகைகளாகப் பிரிக்கப்படுகின்றன.

முதல் வகை – சூரியனை விட 1.4 மடங்கு குறைவான நிறை கொண்ட நட்சத்திரங்கள். அத்தகைய நட்சத்திரங்களில், அனைத்து "எரிபொருள்" மெதுவாக உலோகமாக மாறும், ஏனெனில் கருக்களின் இணைவு (கலவை) காரணமாக, மேலும் மேலும் "மல்டிநியூக்ளியர்" (கனமான) கூறுகள் தோன்றும், மேலும் இவை உலோகங்கள். உண்மை, அத்தகைய நட்சத்திரங்களின் பரிணாம வளர்ச்சியின் கடைசி கட்டம் பதிவு செய்யப்படவில்லை (உலோக பந்துகளை சரிசெய்வது கடினம்), இது ஒரு கோட்பாடு மட்டுமே.

இரண்டாவது வகை – முதல் வகை விண்மீன்களின் வெகுஜனத்தை விட அதிகமான நிறை கொண்ட நட்சத்திரங்கள், ஆனால் சூரியனின் மூன்று நிறைகளை விடக் குறைவானவை. பரிணாம வளர்ச்சியின் விளைவாக, அத்தகைய நட்சத்திரங்கள் ஈர்ப்பு மற்றும் விரட்டும் உள் சக்திகளின் சமநிலையை இழக்கின்றன. இதன் விளைவாக, அவற்றின் வெளிப்புற ஷெல் விண்வெளியில் வெளியேற்றப்படுகிறது, மேலும் உள் ஒன்று (வேகத்தைப் பாதுகாக்கும் சட்டத்திலிருந்து) "ஆவேசமாக" சுருங்கத் தொடங்குகிறது. ஒரு நியூட்ரான் நட்சத்திரம் உருவாகிறது. இது கிட்டத்தட்ட முற்றிலும் நியூட்ரான்களைக் கொண்டுள்ளது, அதாவது மின்சார கட்டணம் இல்லாத துகள்கள். நியூட்ரான் நட்சத்திரத்தைப் பற்றிய மிகவும் குறிப்பிடத்தக்க விஷயம் – இது அதன் அடர்த்தி, ஏனென்றால் நியூட்ரான் நட்சத்திரமாக மாற, நீங்கள் சுமார் 300 கிமீ விட்டம் கொண்ட ஒரு பந்தாக சுருங்க வேண்டும், இது மிகவும் சிறியது. எனவே அதன் அடர்த்தி மிக அதிகமாக உள்ளது - ஒரு கன மீட்டரில் சுமார் பல்லாயிரக்கணக்கான டிரில்லியன் கிலோ, இது பூமியில் உள்ள அடர்த்தியான பொருட்களின் அடர்த்தியை விட பில்லியன் மடங்கு அதிகம். இந்த அடர்த்தி எங்கிருந்து வந்தது? உண்மை என்னவென்றால், பூமியில் உள்ள அனைத்து பொருட்களும் அணுக்களால் ஆனவை, அவை கருக்களால் ஆனவை. ஒவ்வொரு அணுவையும் ஒரு பெரிய வெற்று பந்தாக (முற்றிலும் காலியாக) கருதலாம், அதன் மையத்தில் ஒரு சிறிய கரு உள்ளது. அணுவின் முழு நிறை அணுக்கருவில் உள்ளது (கருவைத் தவிர, அணுவில் எலக்ட்ரான்கள் மட்டுமே உள்ளன, ஆனால் அவற்றின் நிறை மிகவும் சிறியது). அணுவின் விட்டம் கொண்ட அணுவை விட கருவானது 1000 மடங்கு சிறியது. இதன் பொருள் அணுவை விட அணுக்கருவின் அளவு 1000 * 1000 * 1000 = 1 பில்லியன் மடங்கு சிறியது. எனவே அணுவின் அடர்த்தியை விட அணுக்கருவின் அடர்த்தி பல பில்லியன் மடங்கு அதிகம். நியூட்ரான் நட்சத்திரத்தில் என்ன நடக்கிறது? அணுக்கள் பொருளின் ஒரு வடிவமாக இருப்பதை நிறுத்துகின்றன, அவை கருக்களால் மாற்றப்படுகின்றன. அதனால்தான் அத்தகைய நட்சத்திரங்களின் அடர்த்தி நிலப்பரப்பு பொருட்களின் அடர்த்தியை விட பில்லியன் மடங்கு அதிகம்.

கனமான பொருள்கள் (கிரகங்கள், நட்சத்திரங்கள்) அவற்றைச் சுற்றியுள்ள அனைத்தையும் வலுவாக ஈர்க்கின்றன என்பதை நாம் அனைவரும் அறிவோம். நியூட்ரான் நட்சத்திரங்கள் அப்படித்தான் காணப்படுகின்றன. அவை அருகிலுள்ள மற்ற புலப்படும் நட்சத்திரங்களின் சுற்றுப்பாதையை வலுவாக வளைக்கின்றன.

மூன்றாவது வகை நட்சத்திரங்கள் – சூரியனை விட மூன்று மடங்கு நிறை கொண்ட நட்சத்திரங்கள். அத்தகைய நட்சத்திரங்கள், நியூட்ரான்களாக மாறி, மேலும் சுருங்கி கருந்துளைகளாக மாறுகின்றன. அவற்றின் அடர்த்தி நியூட்ரான் நட்சத்திரங்களின் அடர்த்தியை விட பல்லாயிரம் மடங்கு அதிகம். இவ்வளவு பெரிய அடர்த்தியைக் கொண்டிருப்பதால், கருந்துளை மிகவும் வலுவான ஈர்ப்பு திறனைப் பெறுகிறது (சுற்றியுள்ள உடல்களை ஈர்க்கும் திறன்). அத்தகைய ஈர்ப்பு விசையுடன், நட்சத்திரம் மின்காந்த அலைகளைக் கூட அனுமதிக்காது, எனவே ஒளி, அதன் வரம்புகளை விட்டு வெளியேறுகிறது. அதாவது கருந்துளை ஒளியை வெளியிடாது. எந்த ஒளியும் இல்லாதது – அது இருட்டாக இருக்கிறது, அதனால்தான் கருந்துளை கருந்துளை என்று அழைக்கப்படுகிறது. இது எப்போதும் கருப்பு, எந்த தொலைநோக்கியிலும் பார்க்க முடியாது. கருந்துளைகள் அவற்றின் ஈர்ப்பு விசையின் காரணமாக, சுற்றியுள்ள அனைத்து உடல்களையும் பெரிய அளவில் உறிஞ்சும் திறன் கொண்டது என்பது அனைவருக்கும் தெரியும். அதனால்தான் லார்ஜ் ஹாட்ரான் மோதலை ஏவுவதில் மக்கள் எச்சரிக்கையாக உள்ளனர், இதன் வேலையில், விஞ்ஞானிகளின் கூற்றுப்படி, கருப்பு மைக்ரோஹோல்களின் தோற்றம் நிராகரிக்கப்படவில்லை. இருப்பினும், இந்த மைக்ரோஹோல்கள் சாதாரணமானவற்றிலிருந்து மிகவும் வேறுபட்டவை: அவை நிலையற்றவை, ஏனெனில் அவற்றின் ஆயுட்காலம் மிகக் குறைவு, நடைமுறையில் நிரூபிக்கப்படவில்லை. மேலும், இந்த மைக்ரோஹோல்கள் சாதாரண கருந்துளைகளைப் போலல்லாமல் முற்றிலும் மாறுபட்ட இயல்புடையவை என்றும், அவை பொருளை உறிஞ்சும் திறன் கொண்டவை அல்ல என்றும் விஞ்ஞானிகள் கூறுகின்றனர்.

blog.site, பொருளின் முழு அல்லது பகுதி நகலுடன், மூலத்திற்கான இணைப்பு தேவை.

கருந்துளை, இது ஒரு நியூட்ரான் நட்சத்திரம், இன்னும் துல்லியமாக, கருந்துளை என்பது நியூட்ரான் நட்சத்திரங்களின் வகைகளில் ஒன்றாகும்.

நியூட்ரான் நட்சத்திரம் போன்ற கருந்துளை நியூட்ரான்களால் ஆனது. மேலும், இது ஒரு நியூட்ரான் வாயு அல்ல, இதில் நியூட்ரான்கள் இலவச நிலையில் உள்ளன, ஆனால் அணுக்கருவின் அடர்த்தி கொண்ட மிகவும் அடர்த்தியான பொருள்.

கருந்துளைகள் மற்றும் நியூட்ரான் நட்சத்திரங்கள் ஈர்ப்பு சரிவின் விளைவாக உருவாகின்றன, நட்சத்திரத்தில் உள்ள வாயு அழுத்தம் அதன் ஈர்ப்பு சுருக்கத்தை சமநிலைப்படுத்த முடியாது. இது நட்சத்திரத்தை மிகச் சிறிய அளவு மற்றும் மிக அதிக அடர்த்திக்கு சுருக்குகிறது, இதனால் எலக்ட்ரான்கள் புரோட்டான்களாக அழுத்தப்பட்டு நியூட்ரான்கள் உருவாகின்றன.

ஒரு இலவச நியூட்ரானின் சராசரி ஆயுட்காலம் சுமார் 15 நிமிடங்கள் (அரை ஆயுள் சுமார் 10 நிமிடங்கள்) என்பதை நினைவில் கொள்க. எனவே, நியூட்ரான் நட்சத்திரங்கள் மற்றும் கருந்துளைகளில் உள்ள நியூட்ரான்கள் அணுக்கருக்களைப் போலவே பிணைக்கப்பட்ட நிலையில் மட்டுமே இருக்க முடியும். எனவே, ஒரு நியூட்ரான் நட்சத்திரமும் கருந்துளையும், அது போலவே, மேக்ரோஸ்கோபிக் பரிமாணங்களின் அணுக்கரு, இதில் புரோட்டான்கள் இல்லை.

புரோட்டான்கள் இல்லாதது கருந்துளைக்கும் அணுக்கருவிலிருந்து நியூட்ரான் நட்சத்திரத்திற்கும் உள்ள ஒரு வித்தியாசம். இரண்டாவது வேறுபாடு என்னவென்றால், சாதாரண அணுக்கருக்களில் நியூட்ரான்கள் மற்றும் புரோட்டான்கள் அணுசக்திகளின் உதவியுடன் ("வலுவான" தொடர்பு என்று அழைக்கப்படுபவை) ஒன்றோடொன்று "ஒட்டப்படுகின்றன". மேலும் நியூட்ரான் நட்சத்திரங்களில், நியூட்ரான்கள் ஈர்ப்பு விசையின் உதவியுடன் "ஒட்டப்பட்டிருக்கும்".

நியூட்ரான்களை ஒன்றுடன் ஒன்று ஒட்டுவதற்கு அணுசக்தி சக்திகளுக்கும் புரோட்டான்கள் தேவை என்பதே உண்மை. நியூட்ரான்களை மட்டுமே கொண்ட அத்தகைய கருக்கள் எதுவும் இல்லை. குறைந்தது ஒரு புரோட்டானும் இருக்க வேண்டும். மேலும் புவியீர்ப்பு விசைக்கு, நியூட்ரான்களை ஒன்றாக ஒட்டுவதற்கு புரோட்டான்கள் தேவையில்லை.

புவியீர்ப்பு மற்றும் அணுசக்தி விசைகளுக்கு இடையிலான மற்றொரு வேறுபாடு என்னவென்றால், ஈர்ப்பு என்பது நீண்ட தூர தொடர்பு மற்றும் அணுசக்திகள் குறுகிய தூர தொடர்புகள் ஆகும். எனவே, அணுக்கருக்கள் மேக்ரோஸ்கோபிக் அளவில் இருக்க முடியாது. யுரேனியத்தில் தொடங்கி, மெண்டலீவின் கால அட்டவணையில் உள்ள அனைத்து தனிமங்களும் நிலையற்ற அணுக்கருக்களைக் கொண்டுள்ளன, அவை நேர்மறையாக சார்ஜ் செய்யப்பட்ட புரோட்டான்கள் ஒன்றையொன்று விரட்டி, பெரிய அணுக்களைத் துண்டாக்குகின்றன.

நியூட்ரான் நட்சத்திரங்கள் மற்றும் கருந்துளைகளுக்கு இந்தப் பிரச்சனை இல்லை, ஏனெனில், முதலாவதாக, ஈர்ப்பு விசைகள் நீண்ட தூரம் இருக்கும், இரண்டாவதாக, நியூட்ரான் நட்சத்திரங்கள் மற்றும் கருந்துளைகளில் நேர்மறையாக சார்ஜ் செய்யப்பட்ட புரோட்டான்கள் இல்லை.

ஒரு நியூட்ரான் நட்சத்திரம் மற்றும் ஈர்ப்பு விசைகளின் செல்வாக்கின் கீழ் ஒரு கருந்துளை ஒரு பந்தின் வடிவம் அல்லது புரட்சியின் நீள்வட்ட வடிவத்தைக் கொண்டுள்ளது, ஏனெனில் அனைத்து நியூட்ரான் நட்சத்திரங்களும் (மற்றும் கருந்துளைகள்) அவற்றின் அச்சில் சுழல்கின்றன. சில வினாடிகள் அல்லது அதற்கும் குறைவான சுழற்சிக் காலங்களுடன் போதுமான வேகம்.

உண்மை என்னவென்றால், நியூட்ரான் நட்சத்திரங்களும் கருந்துளைகளும் ஈர்ப்பு விசையின் கீழ் அவற்றின் வலுவான சுருக்கத்தால் சாதாரண நட்சத்திரங்களிலிருந்து உருவாகின்றன. எனவே, முறுக்கு பாதுகாப்பு சட்டத்தின் படி, அவர்கள் மிக விரைவாக சுழற்ற வேண்டும்.

கருந்துளைகள் மற்றும் நியூட்ரான் நட்சத்திரங்களின் மேற்பரப்பு திடமானதா? ஒரு திடமான உடல் என்ற பொருளில் அல்ல, பொருளின் மொத்த நிலையாக, ஆனால் ஒரு நியூட்ரான் வளிமண்டலம் இல்லாமல் ஒரு பந்தின் தெளிவான மேற்பரப்பு என்ற பொருளில். வெளிப்படையாக, ஆம், கருந்துளைகள் மற்றும் நியூட்ரான் நட்சத்திரங்கள் திடமான மேற்பரப்பைக் கொண்டுள்ளன. நியூட்ரான் வளிமண்டலம் மற்றும் நியூட்ரான் திரவம், இவை ஒரு இலவச நிலையில் உள்ள நியூட்ரான்கள், அதாவது அவை சிதைய வேண்டும்.

ஆனால், எடுத்துக்காட்டாக, கருந்துளை அல்லது நியூட்ரான் நட்சத்திரத்தின் மேற்பரப்பில் அணுக்கருவின் அடர்த்தி கொண்ட நியூட்ரான்களின் சில "தயாரிப்புகளை" நாம் இறக்கினால், அது நட்சத்திரத்தின் மேற்பரப்பில் இருக்கும் என்று இது அர்த்தப்படுத்துவதில்லை. அத்தகைய கற்பனையான "தயாரிப்பு" உடனடியாக ஒரு நியூட்ரான் நட்சத்திரம் மற்றும் கருந்துளையின் உட்புறத்தில் "உறிஞ்சும்".

கருந்துளைகளுக்கும் நியூட்ரான் நட்சத்திரங்களுக்கும் உள்ள வேறுபாடு

கருந்துளையின் ஈர்ப்பு விசையானது அதன் மேற்பரப்பில் உள்ள இரண்டாவது அண்ட வேகம் ஒளியின் வேகத்தை விட அதிகமாகும். எனவே, கருந்துளையின் மேற்பரப்பில் இருந்து வெளிவரும் ஒளியானது விண்வெளியில் என்றென்றும் தப்ப முடியாது. ஈர்ப்பு விசைகள் ஒளிக்கற்றையை பின்னோக்கி வளைக்கின்றன.

கருந்துளையின் மேற்பரப்பில் ஒளியின் ஆதாரம் இருந்தால், இந்த ஒளியின் ஃபோட்டான்கள் முதலில் மேலே பறந்து, பின்னர் திரும்பி கருந்துளையின் மேற்பரப்பில் விழும். அல்லது இந்த ஃபோட்டான்கள் நீள்வட்டப் பாதையில் கருந்துளையைச் சுற்றிச் சுற்றத் தொடங்குகின்றன. பிந்தையது அத்தகைய கருந்துளையில் நடைபெறுகிறது, அதன் மேற்பரப்பில் முதல் அண்ட வேகம் ஒளியின் வேகத்தை விட குறைவாக உள்ளது. இந்த வழக்கில், கருந்துளையின் மேற்பரப்பில் இருந்து ஃபோட்டான் தப்பிக்க முடியும், ஆனால் அது கருந்துளையின் நிலையான துணையாக மாறுகிறது.

கருந்துளைகள் இல்லாத மற்ற அனைத்து நியூட்ரான் நட்சத்திரங்களின் மேற்பரப்பில், இரண்டாவது விண்வெளி வேகம் ஒளியின் வேகத்தை விட குறைவாக உள்ளது. எனவே, அத்தகைய நியூட்ரான் துளையின் மேற்பரப்பில் ஒரு ஒளி ஆதாரம் இருந்தால், இந்த ஒளி மூலத்திலிருந்து வரும் ஃபோட்டான்கள் அத்தகைய நியூட்ரான் நட்சத்திரத்தின் மேற்பரப்பை ஹைபர்போலிக் சுற்றுப்பாதையில் விட்டுச் செல்கின்றன.

இந்த பரிசீலனைகள் அனைத்தும் புலப்படும் ஒளிக்கு மட்டுமல்ல, எந்த மின்காந்த கதிர்வீச்சுக்கும் பொருந்தும் என்பது தெளிவாகிறது. அதாவது, புலப்படும் ஒளி மட்டும் கருந்துளையை விட்டு வெளியேற முடியாது, ஆனால் ரேடியோ அலைகள், அகச்சிவப்பு கதிர்கள், புற ஊதா, எக்ஸ்ரே மற்றும் காமா கதிர்வீச்சு. இந்த கதிர்வீச்சுகள் மற்றும் அலைகளின் ஃபோட்டான்கள் செய்யக்கூடிய அதிகபட்சம் கருந்துளையைச் சுற்றி சுழலத் தொடங்கும், இந்த கருந்துளைக்கு ஒளியின் வேகம் நட்சத்திரத்தின் மேற்பரப்பில் முதல் விண்வெளி வேகத்தை விட அதிகமாக இருந்தால்.

எனவே, அத்தகைய நியூட்ரான் நட்சத்திரங்கள் "கருந்துளைகள்" என்று அழைக்கப்படுகின்றன. கருந்துளையிலிருந்து எதுவும் பறக்காது, ஆனால் அதற்குள் எதுவும் பறக்க முடியும். (குவாண்டம் சுரங்கப்பாதையின் காரணமாக கருந்துளைகள் ஆவியாதல் இங்கு கருதப்படாது.)

அதாவது, விண்வெளியில் உண்மையில் ஓட்டை இல்லை என்பது தெளிவாகிறது. சாதாரண நியூட்ரான் நட்சத்திரம் இருக்கும் இடத்திலோ அல்லது சாதாரண நட்சத்திரம் இருக்கும் இடத்திலோ விண்வெளியில் ஓட்டை இல்லை என்பது போல.

அறிவியல் புனைகதை எழுத்தாளர்களின் புத்தகங்கள், பிரபலமான அறிவியல் வெளியீடுகள் மற்றும் தொலைக்காட்சி நிகழ்ச்சிகளில் மட்டுமே விண்வெளியில் ஓட்டைகள் உள்ளன. வெளியீடுகள் மற்றும் தொலைக்காட்சி நிகழ்ச்சிகள் சுழற்சி மற்றும் மதிப்பீடுகளின் செலவுகளை நிதி ரீதியாக ஈடுகட்ட வேண்டும். எனவே, விஞ்ஞானம் மற்றும் தொழில்நுட்பத்தின் தற்போதைய வளர்ச்சியின் மட்டத்தில் சரிபார்க்க முடியாத, ஆனால் சில கணித மாதிரிகளில் தோன்றக்கூடிய உண்மைகளால் அவர்கள் தங்கள் வாசகர்களையும் பார்வையாளர்களையும் உணர்ச்சிபூர்வமாக ஆச்சரியப்படுத்த வேண்டும். (தொழில்முறை இல்லாத பொதுமக்கள் பொதுவாக இயற்பியலில் கணித மாதிரிகள் எப்போதும் இரண்டாம் நிலை என்றும், இயற்பியல் ஒரு சோதனை அறிவியல் என்றும், புதிய சோதனைத் தரவுகள் தோன்றும்போது இயற்பியல் பொருள்களின் கணித மாதிரிகள் எதிர்காலத்தில் மாறும் என்றும் சந்தேகிக்க மாட்டார்கள்.)

கருந்துளையின் மேற்பரப்பில் நாம் நிற்க முடிந்தால், மேலே பார்க்கும்போது நட்சத்திரங்கள் நிறைந்த வானத்திற்கு பதிலாக ஒரு ஒளிஊடுருவக்கூடிய கண்ணாடியைக் காண்போம். அதாவது, அங்கே சுற்றியுள்ள இடத்தையும் (கருந்துளை அதற்கு அனுப்பப்படும் அனைத்து கதிர்வீச்சையும் பெறுவதால்) மற்றும் புவியீர்ப்பு விசையை கடக்க முடியாமல் நமக்குத் திரும்பும் ஒளியைப் பார்ப்போம். இந்த ஒளி திரும்புதல் கண்ணாடியின் விளைவைக் கொண்டுள்ளது.

கருந்துளையின் மேற்பரப்பில் உள்ள அதே ஒளிஊடுருவக்கூடிய "கண்ணாடி" மற்ற வகையான மின்காந்த கதிர்வீச்சுக்கும் (ரேடியோ அலைகள், எக்ஸ்-கதிர்கள், புற ஊதா போன்றவை) நடைபெறுகிறது.

கோட்பாட்டளவில், எந்த அண்ட உடலும் கருந்துளையாக மாறும். எடுத்துக்காட்டாக, பூமி போன்ற ஒரு கிரகத்திற்கு, இதற்காக பல மில்லிமீட்டர் ஆரம் சுருங்குவது அவசியம், இது நிச்சயமாக நடைமுறையில் சாத்தியமில்லை. அறிவொளி விருதின் புதிய இதழில், இயற்பியலாளர் எமில் அக்மெடோவ் எழுதிய ஆன் தி பர்த் அண்ட் டெத் ஆஃப் பிளாக் ஹோல்ஸ் புத்தகத்திலிருந்து ஒரு பகுதியை T&P வெளியிடுகிறது, இது வான உடல்கள் எப்படி கருந்துளைகளாக மாறுகின்றன மற்றும் அவை நட்சத்திரங்கள் நிறைந்த வானத்தில் காணப்படுமா என்பதை விளக்குகிறது.

கருந்துளைகள் எவ்வாறு உருவாகின்றன?

*சில விசையானது ஒரு வான உடலை அதன் வெகுஜனத்துடன் தொடர்புடைய ஸ்வார்ஸ்சைல்ட் ஆரம் வரை அழுத்தினால், அது விண்வெளி நேரத்தை வளைக்கும், ஒளி கூட அதை விட்டு வெளியேற முடியாது. இதன் பொருள் உடல் கருந்துளையாக மாறும்.

உதாரணமாக, சூரியனின் நிறை கொண்ட ஒரு நட்சத்திரத்திற்கு, ஸ்வார்ஸ்சைல்ட் ஆரம் தோராயமாக மூன்று கிலோமீட்டர் ஆகும். இந்த மதிப்பை சூரியனின் உண்மையான அளவுடன் ஒப்பிடுக - 700,000 கிலோமீட்டர். அதே நேரத்தில், பூமியின் நிறை கொண்ட ஒரு கிரகத்திற்கு, ஸ்வார்ஸ்சைல்ட் ஆரம் பல மில்லிமீட்டர்களுக்கு சமம்.

[…]புவியீர்ப்பு விசை மட்டுமே ஒரு வான உடலை அதன் ஸ்வார்ஸ்சைல்ட் ஆரம்* போன்ற சிறிய அளவுகளுக்கு அழுத்தும் திறன் கொண்டது, ஏனெனில் ஈர்ப்பு தொடர்பு மட்டுமே ஈர்ப்புக்கு வழிவகுக்கும், மேலும் நிறை அதிகரிப்புடன் வரம்பில்லாமல் அதிகரிக்கிறது. அடிப்படைத் துகள்களுக்கு இடையேயான மின்காந்த இடைவினையானது ஈர்ப்பு விசையை விட வலிமையான பல அளவு ஆர்டர்கள் ஆகும். இருப்பினும், எந்தவொரு மின் கட்டணமும், ஒரு விதியாக, எதிர் அடையாளத்தின் ஈடுசெய்யப்பட்ட கட்டணமாக மாறும். ஈர்ப்பு கட்டணம் - வெகுஜனத்தை எதுவும் பாதுகாக்க முடியாது.

பூமியைப் போன்ற ஒரு கிரகம் அதன் சொந்த எடையின் கீழ் பொருத்தமான Schwarzschild பரிமாணங்களுக்கு சுருங்காது, ஏனெனில் அதன் நிறை, அணுக்கள், அணுக்கள் மற்றும் மூலக்கூறுகளின் மின்காந்த விரட்டலைக் கடக்க போதுமானதாக இல்லை. சூரியன் போன்ற ஒரு நட்சத்திரம், மிகப் பெரிய பொருளாக இருப்பதால், அதன் ஆழத்தில் அதிக வெப்பநிலை காரணமாக வலுவான வாயு-மாறும் அழுத்தம் காரணமாக சுருங்காது.

நூறு சூரியனுக்கும் அதிகமான நிறை கொண்ட மிகப் பெரிய நட்சத்திரங்களுக்கு, முக்கியமாக வலுவான ஒளி அழுத்தம் காரணமாக சுருக்கம் ஏற்படாது என்பதை நினைவில் கொள்க. இருநூறு சூரியன்களை விட பெரிய நட்சத்திரங்களுக்கு, அத்தகைய நட்சத்திரம் கருந்துளைக்குள் பேரழிவு சுருக்கத்தை (சரிவு) தடுக்க வாயு-மாறும் அல்லது ஒளி அழுத்தம் போதுமானதாக இல்லை. இருப்பினும், இலகுவான நட்சத்திரங்களின் பரிணாம வளர்ச்சியைப் பற்றி கீழே விவாதிப்போம்.

நட்சத்திரங்களின் ஒளியும் வெப்பமும் தெர்மோநியூக்ளியர் வினைகளின் விளைபொருளாகும். நட்சத்திரங்களின் ஆழத்தில் போதுமான ஹைட்ரஜன் இருப்பதாலும், நட்சத்திரத்தின் முழு வெகுஜனத்தின் அழுத்தத்தின் கீழ் இந்த விஷயம் மிகவும் சுருக்கப்பட்டதாலும் இத்தகைய எதிர்வினை ஏற்படுகிறது. வலுவான சுருக்கமானது ஹைட்ரஜன் அணுக்கருக்களின் ஒரே மாதிரியான கட்டணங்களின் மின்காந்த விரட்டலைக் கடப்பதை சாத்தியமாக்குகிறது, ஏனெனில் தெர்மோநியூக்ளியர் எதிர்வினை என்பது ஹைட்ரஜன் கருக்களை ஹீலியம் அணுக்கருவாக இணைத்து, ஒரு பெரிய ஆற்றலுடன் சேர்ந்துள்ளது.

விரைவில் அல்லது பின்னர், தெர்மோநியூக்ளியர் எரிபொருளின் (ஹைட்ரஜன்) அளவு வெகுவாகக் குறைக்கப்படும், ஒளி அழுத்தம் பலவீனமடையும், வெப்பநிலை குறையும். ஒரு நட்சத்திரத்தின் நிறை சிறியதாக இருந்தால், எடுத்துக்காட்டாக, சூரியனைப் போல, அது சிவப்பு ராட்சத கட்டத்தின் வழியாகச் சென்று வெள்ளை குள்ளமாக மாறும்.

அதன் நிறை பெரியதாக இருந்தால், நட்சத்திரம் அதன் சொந்த எடையின் கீழ் சுருங்கத் தொடங்கும். ஒரு சரிவு இருக்கும், அதை நாம் ஒரு சூப்பர்நோவா வெடிப்பாகக் காணலாம். இது மிகவும் சிக்கலான செயல்முறையாகும், இது பல கட்டங்களைக் கொண்டுள்ளது, மேலும் அதன் அனைத்து விவரங்களும் விஞ்ஞானிகளுக்கு தெளிவாக இல்லை, ஆனால் ஏற்கனவே தெளிவாக உள்ளது. எடுத்துக்காட்டாக, ஒரு நட்சத்திரத்தின் மேலும் விதி சரிவுக்கு முந்தைய தருணத்தில் அதன் வெகுஜனத்தைப் பொறுத்தது என்பது அறியப்படுகிறது. அத்தகைய சரிவின் விளைவாக நியூட்ரான் நட்சத்திரம் அல்லது கருந்துளை அல்லது பல ஒத்த பொருள்கள் மற்றும் வெள்ளை குள்ளர்கள் ஆகியவற்றின் கலவையாக இருக்கலாம்.

"கருந்துளைகள் கனமான நட்சத்திரங்களின் சரிவின் விளைவாகும்"

நியூட்ரான் நட்சத்திரங்கள் மற்றும் வெள்ளை குள்ளர்கள் கருந்துளைகளாக சரிவதில்லை, ஏனெனில் அவற்றின் நிறை முறையே நியூட்ரான் அல்லது எலக்ட்ரான் வாயுவின் அழுத்தத்தை சமாளிக்க போதுமானதாக இல்லை. இந்த அழுத்தங்கள் குவாண்டம் விளைவுகளால் ஏற்படுகின்றன, அவை மிகவும் வலுவான சுருக்கத்திற்குப் பிறகு செயல்படுகின்றன. பிந்தைய விவாதம் கருந்துளைகளின் இயற்பியலுடன் நேரடியாக தொடர்புடையது அல்ல, மேலும் இந்த புத்தகத்தின் நோக்கத்திற்கு அப்பாற்பட்டது.

இருப்பினும், உதாரணமாக, ஒரு நியூட்ரான் நட்சத்திரம் பைனரி நட்சத்திர அமைப்பில் இருந்தால், அது துணை நட்சத்திரத்திலிருந்து பொருளை ஈர்க்கும். இந்த வழக்கில், அதன் நிறை வளரும், அது ஒரு குறிப்பிட்ட முக்கியமான மதிப்பை மீறினால், சரிவு மீண்டும் நிகழும், ஏற்கனவே ஒரு கருந்துளை உருவாகிறது. நியூட்ரான் வாயு மேலும் சுருக்கப்படாமல் இருக்க போதுமான அழுத்தத்தை உருவாக்காத நிலையில் இருந்து முக்கியமான நிறை தீர்மானிக்கப்படுகிறது.

*இது ஒரு மதிப்பீடு. வரம்பின் சரியான மதிப்பு இன்னும் தெரியவில்லை. - தோராயமாக. நூலாசிரியர்.

எனவே, கருந்துளைகள் கனமான நட்சத்திரங்களின் சரிவின் விளைவாகும். நவீன பார்வையில், தெர்மோநியூக்ளியர் எரிபொருள் எரிந்த பிறகு ஒரு நட்சத்திரத்தின் மையத்தின் நிறை குறைந்தது இரண்டரை சூரியனாக இருக்க வேண்டும் *. அனைத்து இணைவு எரிபொருளும் எரிந்துவிட்டால், இவ்வளவு பெரிய நிறை கருந்துளையில் சரிந்துவிடாமல் இருக்கக்கூடிய அழுத்தத்தை உருவாக்கும் திறன் நமக்குத் தெரிந்த எந்தப் பொருளும் இல்லை. கருந்துளை உருவாவதற்கான ஒரு நட்சத்திரத்தின் நிறை மீதான குறிப்பிடப்பட்ட வரம்பை சோதனை ரீதியாக உறுதிப்படுத்தும் உண்மைகளை சிறிது நேரம் கழித்து விவாதிப்போம், வானியலாளர்கள் கருந்துளைகளை எவ்வாறு கண்டறிகிறார்கள் என்று கூறப்படும். […]

அரிசி. 7. கருந்துளை அடிவானம் உருவாவதற்குப் பதிலாக நித்திய வீழ்ச்சியின் வேகத்தைக் குறைக்கும் ஒரு வெளிப்புற பார்வையாளரின் பார்வையில் சரிவை தவறாகக் குறிப்பிடுதல்

எங்கள் விவாதம் தொடர்பாக, அறிவியலில் உள்ள பல்வேறு கருத்துக்கள் மற்றும் கருத்துகளின் ஒன்றோடொன்று தொடர்பை நினைவுபடுத்துவதற்கு ஒரு உதாரணத்தைப் பயன்படுத்துவது அறிவுறுத்தலாக இருக்கும். இந்தக் கதை விவாதத்தில் இருக்கும் பிரச்சினையின் ஆழத்தை வாசகருக்கு உணர்த்தும்.

கலிலியோ கோப்பர்நிக்கன் அமைப்பு மீதான விமர்சனத்திற்கு பதிலளித்து, நியூட்டனின் நிலைம சட்டங்களின் விதி என்று அழைக்கப்படுவதற்கு வந்ததாக அறியப்படுகிறது. பூமி சூரியனைச் சுற்றி வர முடியாது, இல்லையெனில் நாம் அதன் மேற்பரப்பில் இருக்க முடியாது என்பது விமர்சனம்.

இதற்கு பதிலடியாக கலிலியோ பூமியானது சூரியனை மந்தநிலையால் சுற்றுகிறது என்று வாதிட்டார். ஒரு கப்பலின் செயலற்ற இயக்கத்தை நாம் உணராதது போல, செயலற்ற இயக்கத்தை ஓய்விலிருந்து வேறுபடுத்த முடியாது. அதே நேரத்தில், கிரகங்களுக்கும் நட்சத்திரங்களுக்கும் இடையிலான ஈர்ப்பு விசைகளை அவர் நம்பவில்லை, ஏனெனில் அவர் தூரத்தில் செயல்படுவதை நம்பவில்லை, மேலும் புலங்கள் இருப்பதைப் பற்றி கூட அவரால் அறிய முடியவில்லை. ஆம், அத்தகைய சுருக்கமான விளக்கத்தை அந்த நேரத்தில் ஏற்றுக்கொண்டிருக்க மாட்டார்கள்.

செயலற்ற இயக்கம் ஒரு சிறந்த வளைவில் மட்டுமே நிகழும் என்று கலிலியோ நம்பினார், அதாவது பூமி ஒரு வட்டம் அல்லது ஒரு வட்டத்தில் மட்டுமே நகர முடியும், இதன் மையம் சூரியனைச் சுற்றி ஒரு வட்டத்தில் சுழலும். அதாவது, வெவ்வேறு செயலற்ற இயக்கங்களின் சூப்பர்போசிஷன் இருக்கலாம். கலவையில் இன்னும் அதிகமான வட்டங்களைச் சேர்ப்பதன் மூலம் கடைசி வகை இயக்கத்தை மிகவும் கடினமாக்கலாம். இந்த சுழற்சி எபிசைக்கிள் இயக்கம் என்று அழைக்கப்படுகிறது. கிரகங்களின் கவனிக்கப்பட்ட நிலைகளுடன் டோலமிக் அமைப்பை ஒத்திசைக்க இது கண்டுபிடிக்கப்பட்டது.

மூலம், அதன் உருவாக்கத்தின் போது, ​​கோப்பர்நிக்கன் அமைப்பு டோலமிக் அமைப்பை விட மிகவும் மோசமாக கவனிக்கப்பட்ட நிகழ்வுகளை விவரித்தது. கோப்பர்நிக்கஸும் சரியான வட்டங்களில் இயக்கத்தை மட்டுமே நம்பியதால், சில கிரகங்களின் சுற்றுப்பாதையின் மையங்கள் சூரியனுக்கு வெளியே இருப்பது தெரியவந்தது. (பிந்தையது அவரது படைப்புகளின் கோப்பர்நிக்கஸின் வெளியீட்டில் தாமதத்திற்கு ஒரு காரணம். எல்லாவற்றிற்கும் மேலாக, அவர் அழகியல் கருத்தாய்வுகளின் அடிப்படையில் தனது அமைப்பை நம்பினார், மேலும் சூரியனுக்கு வெளியே சுற்றுப்பாதைகளின் மையங்களின் விசித்திரமான இடப்பெயர்வுகள் பொருந்தவில்லை. இந்த கருத்தில்.)

கொள்கையளவில், டோலமிக் அமைப்பு கவனிக்கப்பட்ட தரவை எந்தவொரு முன்னரே தீர்மானிக்கப்பட்ட துல்லியத்துடன் விவரிக்க முடியும் என்பது அறிவுறுத்தலாகும் - தேவையான எண்ணிக்கையிலான எபிசைக்கிள்களைச் சேர்ப்பது மட்டுமே அவசியம். இருப்பினும், அதன் படைப்பாளர்களின் அசல் கருத்துக்களில் அனைத்து தர்க்கரீதியான முரண்பாடுகள் இருந்தபோதிலும், கோப்பர்நிக்கன் அமைப்பு மட்டுமே இயற்கையைப் பற்றிய நமது பார்வையில் ஒரு கருத்தியல் புரட்சிக்கு வழிவகுக்கும் - உலகளாவிய ஈர்ப்பு விதி, இது கிரகங்களின் இயக்கம் மற்றும் வீழ்ச்சி இரண்டையும் விவரிக்கிறது. நியூட்டனின் தலையில் ஒரு ஆப்பிள், பின்னர் ஒரு புலத்தின் கருத்து.

எனவே, நீள்வட்டங்களில் உள்ள கோள்களின் கெப்லரியன் இயக்கத்தை கலிலியோ மறுத்தார். அவரும் கெப்லரும் கடிதங்களை பரிமாறிக் கொண்டனர், அவை எரிச்சலூட்டும் தொனியில் எழுதப்பட்டன*. ஒரே கிரக அமைப்புக்கு அவர்களின் மொத்த ஆதரவு இருந்தபோதிலும் இது உள்ளது.

எனவே, பூமி மந்தநிலையால் சூரியனைச் சுற்றி வருகிறது என்று கலிலியோ நம்பினார். நியூட்டனின் இயக்கவியலின் பார்வையில், புவியீர்ப்பு விசை பூமியில் செயல்படுவதால் இது ஒரு வெளிப்படையான தவறு. இருப்பினும், பொது சார்பியலின் பார்வையில், கலிலியோ சரியாக இருக்க வேண்டும்: இந்த கோட்பாட்டின் மூலம், ஈர்ப்பு புலத்தில், உடல்கள் மந்தநிலையால் நகரும், குறைந்தபட்சம் அவற்றின் சொந்த ஈர்ப்பு புறக்கணிக்கப்படலாம். இந்த இயக்கம் ஜியோடெசிக் வளைவு என்று அழைக்கப்படுகிறது. தட்டையான இடத்தில், இது ஒரு நேர் உலகக் கோடு, மற்றும் சூரிய மண்டலத்தில் உள்ள ஒரு கிரகத்தின் விஷயத்தில், இது ஒரு நீள்வட்டப் பாதைக்கு ஒத்திருக்கும் ஒரு புவிசார் உலகக் கோடு, மற்றும் அவசியம் ஒரு வட்டமானது அல்ல. துரதிர்ஷ்டவசமாக, கலிலியோ இதை அறிந்திருக்க முடியாது.

எவ்வாறாயினும், நகரும் உடலால் (கிரகம்) விண்வெளியின் வளைவை நாம் புறக்கணித்து, அது ஈர்ப்பு மையத்தால் (சூரியன்) பிரத்தியேகமாக வளைந்திருப்பதாகக் கருதினால் மட்டுமே புவிசார்ந்தத்துடன் இயக்கம் நிகழ்கிறது என்று பொதுவான சார்பியல் கோட்பாட்டிலிருந்து அறியப்படுகிறது. ) ஒரு இயற்கையான கேள்வி எழுகிறது: கலிலியோ சூரியனைச் சுற்றி பூமியின் செயலற்ற இயக்கம் பற்றி சரியானதா? இது அவ்வளவு முக்கியமான கேள்வி இல்லையென்றாலும், பூமியில் இருந்து மக்கள் ஏன் பறக்கவில்லை என்பதற்கான காரணத்தை நாம் இப்போது அறிந்திருப்பதால், புவியீர்ப்பு விசையின் வடிவியல் விளக்கத்துடன் இதற்கு ஏதாவது தொடர்பு இருக்கலாம்.

கருந்துளையை எப்படி "பார்க்க" முடியும்?

[…] இப்போது விண்மீன்கள் நிறைந்த வானத்தில் கருந்துளைகள் எவ்வாறு காணப்படுகின்றன என்பது பற்றிய விவாதத்திற்கு வருவோம். கருந்துளை தன்னைச் சூழ்ந்துள்ள அனைத்துப் பொருட்களையும் உள்வாங்கிக் கொண்டால், தொலைதூர நட்சத்திரங்களிலிருந்து வரும் ஒளிக் கதிர்களின் சிதைவு மூலம் மட்டுமே அதைப் பார்க்க முடியும். அதாவது, அத்தகைய தூய வடிவத்தில் ஒரு கருந்துளை நம்மிடமிருந்து வெகு தொலைவில் இல்லை என்றால், அட்டையில் காட்டப்பட்டுள்ளதை தோராயமாக பார்ப்போம். ஆனால் இதுபோன்ற ஒரு நிகழ்வை சந்தித்தாலும், இது ஒரு கருந்துளை என்பதை ஒருவர் உறுதியாக நம்ப முடியாது, மேலும் இது ஒரு பாரிய, ஒளிராத உடல் மட்டுமல்ல. ஒன்றை மற்றொன்றிலிருந்து வேறுபடுத்துவதற்கு சில வேலைகள் தேவைப்படும்.

இருப்பினும், உண்மையில், கருந்துளைகள் அடிப்படைத் துகள்கள், தூசி, வாயுக்கள், விண்கற்கள், கோள்கள் மற்றும் நட்சத்திரங்களைக் கொண்ட மேகங்களால் சூழப்பட்டுள்ளன. எனவே, வானியலாளர்கள் படத்தில் காட்டப்பட்டுள்ள படம் போன்ற ஒன்றைக் கவனிக்கிறார்கள். 9. ஆனால் இது ஒரு கருந்துளை, ஒருவித நட்சத்திரம் அல்ல என்று எப்படி முடிவு செய்கிறார்கள்?

அரிசி. 9. உண்மை மிகவும் புத்திசாலித்தனமானது, மேலும் பல்வேறு வான உடல்கள், வாயுக்கள் மற்றும் தூசி மேகங்களால் சூழப்பட்ட கருந்துளைகளை நாம் கவனிக்க வேண்டும்.

தொடங்குவதற்கு, விண்மீன்கள் நிறைந்த வானத்தில் ஒரு குறிப்பிட்ட அளவு பகுதி தேர்வு செய்யப்படுகிறது, பொதுவாக பைனரி நட்சத்திர அமைப்பில் அல்லது செயலில் உள்ள விண்மீன் கருவில். அதிலிருந்து வெளிப்படும் கதிர்வீச்சின் நிறமாலையின் படி, அதில் உள்ள பொருளின் நிறை மற்றும் நடத்தை தீர்மானிக்கப்படுகிறது. மேலும், நட்சத்திரங்களின் குடலில் நிகழும் தெர்மோநியூக்ளியர் வினைகள் மட்டுமல்லாது, ஈர்ப்புப் புலத்தில் விழும் துகள்களிலிருந்து கதிர்வீச்சு என்பது பரிசீலனையில் உள்ள பொருளில் இருந்து வருகிறது என்பது உறுதியானது. கதிர்வீச்சு, குறிப்பாக, ஒரு வான உடலில் விழும் பொருளின் பரஸ்பர உராய்வு விளைவாக, ஒரு தெர்மோநியூக்ளியர் எதிர்வினையின் விளைவை விட அதிக ஆற்றல் வாய்ந்த காமா கதிர்வீச்சைக் கொண்டுள்ளது.

"கருந்துளைகள் அடிப்படைத் துகள்கள், தூசி, வாயுக்கள், விண்கற்கள், கோள்கள் மற்றும் நட்சத்திரங்களைக் கொண்ட மேகங்களால் சூழப்பட்டுள்ளன"

கவனிக்கப்பட்ட பகுதி போதுமான அளவு சிறியதாக இருந்தால், அது ஒரு பல்சர் அல்ல, மற்றும் ஒரு பெரிய நிறை அதில் குவிந்திருந்தால், இது ஒரு கருந்துளை என்று முடிவு செய்யப்படுகிறது. முதலாவதாக, இணைவு எரிபொருள் எரிந்த பிறகு, இவ்வளவு சிறிய பகுதியில் இவ்வளவு பெரிய வெகுஜனத்தின் சரிவைத் தடுக்கக்கூடிய அழுத்தத்தை உருவாக்கக்கூடிய ஒரு பொருளின் நிலை இல்லை என்று கோட்பாட்டளவில் கணிக்கப்பட்டுள்ளது.

இரண்டாவதாக, இப்போது வலியுறுத்தப்பட்டது போல், பரிசீலனையில் உள்ள பொருள்கள் பல்சர்களாக இருக்கக்கூடாது. பல்சர் என்பது ஒரு நியூட்ரான் நட்சத்திரமாகும், இது கருந்துளையைப் போலல்லாமல், ஒரு மேற்பரப்பைக் கொண்டுள்ளது மற்றும் ஒரு பெரிய காந்தத்தைப் போல செயல்படுகிறது, இது மின்காந்த புலத்தின் சார்ஜ் விட சிறந்த பண்புகளில் ஒன்றாகும். நியூட்ரான் நட்சத்திரங்கள், அசல் சுழலும் நட்சத்திரங்களின் மிகவும் வலுவான சுருக்கத்தின் விளைவாக, இன்னும் வேகமாக சுழலும், ஏனெனில் கோண உந்தம் பாதுகாக்கப்பட வேண்டும். இத்தகைய நட்சத்திரங்கள் காலப்போக்கில் மாறும் காந்தப்புலங்களை உருவாக்குகின்றன என்பதற்கு இது வழிவகுக்கிறது. சிறப்பியல்பு துடிக்கும் கதிர்வீச்சை உருவாக்குவதில் பிந்தையது முக்கிய பங்கு வகிக்கிறது.

இதுவரை கண்டுபிடிக்கப்பட்ட அனைத்து பல்சர்களும் இரண்டரை சூரிய நிறைகளை விட குறைவான நிறை கொண்டவை. இந்த வரம்பை மீறும் திறன் கொண்ட ஆற்றல்மிக்க காமா கதிர்வீச்சின் ஆதாரங்கள் பல்சர்கள் அல்ல. காணக்கூடியது போல, இந்த வெகுஜன வரம்பு நமக்குத் தெரிந்த பொருளின் நிலைகளின் அடிப்படையில் செய்யப்பட்ட கோட்பாட்டு கணிப்புகளுடன் ஒத்துப்போகிறது.

இவை அனைத்தும், நேரடியான அவதானிப்பு இல்லாவிட்டாலும், வானியலாளர்கள் கருந்துளைகளைப் பார்க்கிறார்கள், வேறு எதையும் பார்க்கவில்லை என்பதற்கு ஆதரவாக மிகவும் உறுதியான வாதம். எது நேரடியான கவனிப்பாகக் கருதப்படலாம், எது இல்லை என்பது ஒரு பெரிய கேள்வி. எல்லாவற்றிற்கும் மேலாக, வாசகரான நீங்கள் புத்தகத்தைப் பார்க்கவில்லை, ஆனால் அது சிதறிய ஒளியை மட்டுமே பார்க்கிறீர்கள். தொட்டுணரக்கூடிய மற்றும் காட்சி உணர்வுகளின் கலவை மட்டுமே அதன் இருப்பின் யதார்த்தத்தை உங்களுக்கு உணர்த்துகிறது. அதே வழியில், விஞ்ஞானிகள் தாங்கள் கவனிக்கும் தரவுகளின் முழுமையின் அடிப்படையில் ஒரு பொருளின் இருப்பின் உண்மை பற்றி ஒரு முடிவை எடுக்கிறார்கள்.

வெள்ளை குள்ளர்கள், நியூட்ரான் நட்சத்திரங்கள் மற்றும் கருந்துளைகள் ஆகியவை நட்சத்திர பரிணாம வளர்ச்சியின் இறுதி கட்டத்தின் பல்வேறு வடிவங்கள். இளம் நட்சத்திரங்கள் நட்சத்திர உட்புறத்தில் நடைபெறும் தெர்மோநியூக்ளியர் எதிர்வினைகளிலிருந்து தங்கள் ஆற்றலைப் பெறுகின்றன; இந்த எதிர்வினைகள் ஹைட்ரஜனை ஹீலியமாக மாற்றுகின்றன. ஒரு குறிப்பிட்ட அளவு ஹைட்ரஜன் பயன்படுத்தப்பட்ட பிறகு, ஹீலியம் கோர் சுருங்கத் தொடங்குகிறது. ஒரு நட்சத்திரத்தின் மேலும் பரிணாம வளர்ச்சியானது அதன் வெகுஜனத்தைப் பொறுத்தது அல்லது சந்திரசேகர் வரம்பு எனப்படும் ஒரு குறிப்பிட்ட முக்கியமான மதிப்புடன் அது எவ்வாறு தொடர்பு கொள்கிறது என்பதைப் பொறுத்தது. நட்சத்திரத்தின் நிறை இந்த மதிப்பை விட குறைவாக இருந்தால், சிதைந்த எலக்ட்ரான் வாயுவின் அழுத்தம் ஹீலியம் மையத்தின் சுருக்கத்தை (சரிவு) அதன் வெப்பநிலை இவ்வளவு உயர் மதிப்பை அடைவதற்கு முன்பு நிறுத்துகிறது, தெர்மோநியூக்ளியர் எதிர்வினைகள் தொடங்கும் போது, ​​​​ஹீலியம் மாற்றப்படுகிறது. கார்பன். இதற்கிடையில், உருவாகும் நட்சத்திரத்தின் வெளிப்புற அடுக்குகள் ஒப்பீட்டளவில் விரைவாக உதிர்கின்றன. (இது கிரக நெபுலாக்கள் இந்த வழியில் உருவாகின்றன என்று கருதப்படுகிறது.) வெள்ளை குள்ளன் என்பது அதிகமாகவோ அல்லது குறைவாகவோ நீட்டிக்கப்பட்ட ஹைட்ரஜன் ஷெல் மூலம் சூழப்பட்ட ஒரு ஹீலியம் கோர் ஆகும்.

அதிக பாரிய நட்சத்திரங்களில், ஹீலியம் "எரியும்" வரை ஹீலியம் மையமானது சுருங்கிக்கொண்டே இருக்கும். ஹீலியத்தை கார்பனாக மாற்றும் செயல்பாட்டில் வெளியாகும் ஆற்றல் மையத்தை மேலும் சுருங்குவதைத் தடுக்கிறது - ஆனால் நீண்ட காலத்திற்கு அல்ல. ஹீலியம் முழுமையாகப் பயன்படுத்தப்பட்ட பிறகு, மையத்தின் சுருக்கம் தொடர்கிறது. வெப்பநிலை மீண்டும் உயர்கிறது, பிற அணுக்கரு எதிர்வினைகள் தொடங்குகின்றன, இது அணுக்கருக்களில் சேமிக்கப்பட்ட ஆற்றல் தீர்ந்துவிடும் வரை தொடர்கிறது. இந்த நேரத்தில், நட்சத்திரத்தின் மையமானது ஏற்கனவே தூய இரும்பைக் கொண்டுள்ளது, இது அணு "சாம்பலின்" பாத்திரத்தை வகிக்கிறது. இப்போது நட்சத்திரத்தின் மேலும் சரிவை எதுவும் தடுக்க முடியாது - அதன் பொருளின் அடர்த்தி அணுக்கருக்களின் அடர்த்தியை அடையும் வரை அது தொடர்கிறது. நட்சத்திரத்தின் மையப் பகுதிகளில் பொருளின் கூர்மையான சுருக்கமானது மிகப்பெரிய சக்தியின் வெடிப்பை உருவாக்குகிறது, இதன் விளைவாக நட்சத்திரத்தின் வெளிப்புற அடுக்குகள் மிகப்பெரிய வேகத்தில் பறக்கின்றன. இந்த வெடிப்புகள்தான் வானியலாளர்கள் சூப்பர்நோவாவின் நிகழ்வுடன் தொடர்புபடுத்துகிறார்கள்.

ஒரு நட்சத்திரத்தின் இடிந்து விழும் எச்சத்தின் தலைவிதி அதன் வெகுஜனத்தைப் பொறுத்தது. நிறை சுமார் 2.5 M 0 (சூரியனின் நிறை) க்கும் குறைவாக இருந்தால், நியூட்ரான்கள் மற்றும் புரோட்டான்களின் "பூஜ்ஜிய" இயக்கத்தால் ஏற்படும் அழுத்தம், நட்சத்திரத்தின் மேலும் ஈர்ப்புச் சுருக்கத்தைத் தடுக்க போதுமானதாக இருக்கும். பொருளின் அடர்த்தி அணுக்கருக்களின் அடர்த்திக்கு சமமாக இருக்கும் (அல்லது அதைவிட அதிகமாக) இருக்கும் பொருள்கள் நியூட்ரான் நட்சத்திரங்கள் எனப்படும். அவர்களின் பண்புகள் முதன்முதலில் 30 களில் ஆர். ஓப்பன்ஹைமர் மற்றும் ஜி. வோல்கோவ் ஆகியோரால் ஆய்வு செய்யப்பட்டன.

நியூட்டனின் கோட்பாட்டின் படி, ஒரு இடிந்து விழும் நட்சத்திரத்தின் ஆரம் ஒரு வரையறுக்கப்பட்ட நேரத்தில் பூஜ்ஜியமாகக் குறைகிறது, அதே நேரத்தில் ஈர்ப்பு திறன் காலவரையின்றி அதிகரிக்கிறது. ஐன்ஸ்டீனின் கோட்பாடு ஒரு வித்தியாசமான காட்சியை வரைகிறது. கருந்துளையின் மையத்தை நெருங்கும் போது ஃபோட்டானின் வேகம் குறைந்து பூஜ்ஜியத்திற்கு சமமாகிறது. இதன் பொருள், வெளிப்புற பார்வையாளரின் பார்வையில், கருந்துளையில் விழும் ஒரு ஃபோட்டான் அதன் மையத்தை ஒருபோதும் அடையாது. பொருளின் துகள்கள் ஃபோட்டானை விட வேகமாக நகர முடியாது என்பதால், கருந்துளையின் ஆரம் அதன் வரம்பு மதிப்பை எல்லையற்ற நேரத்தில் அடையும். மேலும், கருந்துளையின் மேற்பரப்பில் இருந்து வெளிப்படும் ஃபோட்டான்கள் சரிவின் போது எப்போதும் அதிகரித்து வரும் சிவப்பு மாற்றத்தை அனுபவிக்கின்றன. வெளிப்புற பார்வையாளரின் பார்வையில், கருந்துளை உருவாகும் பொருள் ஆரம்பத்தில் எப்போதும் அதிகரித்து வரும் விகிதத்தில் சுருக்கப்படுகிறது; பின்னர் அதன் ஆரம் மேலும் மேலும் மெதுவாக குறையத் தொடங்குகிறது.

ஆற்றல் உள் ஆதாரங்கள் இல்லாததால், நியூட்ரான் நட்சத்திரங்கள் மற்றும் கருந்துளைகள் விரைவாக குளிர்ச்சியடைகின்றன. அவற்றின் பரப்பளவு மிகவும் சிறியதாக இருப்பதால் - சில பத்து சதுர கிலோமீட்டர்கள் மட்டுமே - இந்த பொருட்களின் பிரகாசம் மிகவும் குறைவாக இருக்கும் என்று எதிர்பார்க்க வேண்டும். உண்மையில், நியூட்ரான் நட்சத்திரங்கள் அல்லது கருந்துளைகளின் மேற்பரப்பில் இருந்து வெப்பக் கதிர்வீச்சு இன்னும் கவனிக்கப்படவில்லை. இருப்பினும், சில நியூட்ரான் நட்சத்திரங்கள் வெப்பமற்ற கதிர்வீச்சின் சக்திவாய்ந்த ஆதாரங்கள். 1967 ஆம் ஆண்டு கேம்பிரிட்ஜ் பல்கலைக்கழகத்தில் பட்டதாரி மாணவரான ஜோஸ்லின் பெல் என்பவரால் கண்டுபிடிக்கப்பட்ட பல்சர்கள் என்று அழைக்கப்படுவதைப் பற்றி நாங்கள் பேசுகிறோம். ஊசலாடும் வானொலி மூலங்களின் கதிர்வீச்சை ஆய்வு செய்வதற்காக ஆண்டனி ஹெவிஷ் உருவாக்கிய உபகரணங்களைப் பயன்படுத்தி பதிவு செய்யப்பட்ட ரேடியோ சிக்னல்களை பெல் ஆய்வு செய்தார். குழப்பமான ஒளிரும் ஆதாரங்களின் பல பதிவுகளில், ஒரு தெளிவான கால இடைவெளியுடன் வெடிப்புகள் மீண்டும் மீண்டும் வருவதை அவள் கவனித்தாள், இருப்பினும் அவை தீவிரத்தில் வேறுபடுகின்றன. மேலும் விரிவான அவதானிப்புகள், துடிப்பு மீண்டும் நிகழும் துல்லியமான கால இயல்பை உறுதிப்படுத்தியது, மற்ற பதிவுகளைப் படிக்கும் போது, ​​அதே பண்புகளுடன் மேலும் இரண்டு ஆதாரங்கள் கண்டுபிடிக்கப்பட்டன. அவதானிப்புகள் மற்றும் கோட்பாட்டு பகுப்பாய்வு பல்சர்கள் வழக்கத்திற்கு மாறாக வலுவான காந்தப்புலத்துடன் நியூட்ரான் நட்சத்திரங்களை வேகமாக சுழற்றுகின்றன என்பதைக் காட்டுகின்றன. சுழலும் நியூட்ரான் நட்சத்திரத்தின் மேற்பரப்பில் (அல்லது அருகில்) "சூடான புள்ளிகளில்" இருந்து வெளிப்படும் கதிர்களின் கற்றை காரணமாக கதிர்வீச்சின் துடிக்கும் தன்மை ஏற்படுகிறது. இந்த கதிர்வீச்சின் விரிவான வழிமுறை இன்னும் விஞ்ஞானிகளுக்கு ஒரு மர்மமாகவே உள்ளது.

நெருக்கமான பைனரி அமைப்புகளின் ஒரு பகுதியாக இருக்கும் பல நியூட்ரான் நட்சத்திரங்கள் கண்டுபிடிக்கப்பட்டுள்ளன. இந்த (மற்றும் வேறு இல்லை) நியூட்ரான் நட்சத்திரங்கள் தான் எக்ஸ்-கதிர்களின் சக்திவாய்ந்த ஆதாரங்கள். நெருங்கிய பைனரியை கற்பனை செய்வோம், அதில் ஒரு கூறு ராட்சத அல்லது சூப்பர்ஜெயண்ட், மற்றொன்று ஒரு சிறிய நட்சத்திரம். ஒரு சிறிய நட்சத்திரத்தின் ஈர்ப்பு விசையின் செயல்பாட்டின் கீழ், ஒரு ராட்சதத்தின் அரிதான வளிமண்டலத்திலிருந்து வாயு வெளியேற முடியும்: ஸ்பெக்ட்ரல் பகுப்பாய்வு முறைகளால் நீண்ட காலத்திற்கு முன்பு கண்டுபிடிக்கப்பட்ட நெருக்கமான பைனரி அமைப்புகளில் இத்தகைய வாயு பாய்கிறது, தொடர்புடைய தத்துவார்த்த விளக்கத்தைப் பெற்றுள்ளது. ஒரு பைனரி அமைப்பில் உள்ள சிறிய நட்சத்திரம் ஒரு நியூட்ரான் நட்சத்திரம் அல்லது கருந்துளை என்றால், அமைப்பின் மற்றொரு கூறுகளிலிருந்து வெளியேறும் வாயு மூலக்கூறுகள் மிக அதிக ஆற்றல்களுக்கு முடுக்கிவிடப்படும். மூலக்கூறுகளுக்கு இடையே ஏற்படும் மோதல்களால், ஒரு சிறிய நட்சத்திரத்தின் மீது விழும் வாயுவின் இயக்க ஆற்றல் இறுதியில் வெப்பமாகவும் கதிர்வீச்சாகவும் மாற்றப்படுகிறது. இந்த வழக்கில் வெளியிடப்பட்ட ஆற்றல் இந்த வகை பைனரி அமைப்புகளில் கவனிக்கப்பட்ட எக்ஸ்ரே தீவிரத்தை முழுமையாக விளக்குகிறது என்று மதிப்பீடுகள் காட்டுகின்றன.

ஐன்ஸ்டீனின் பொது சார்பியல் கோட்பாட்டில், கருந்துளைகள் அவரது சிறப்பு சார்பியல் கோட்பாட்டில் அல்ட்ராரெலட்டிவிஸ்டிக் துகள்களின் அதே இடத்தைப் பெற்றுள்ளன. ஆனால் அல்ட்ராரெலடிவிஸ்டிக் துகள்களின் உலகம் - உயர் ஆற்றல் இயற்பியல் - சோதனை இயற்பியல் மற்றும் கண்காணிப்பு வானியல் ஆகியவற்றில் முக்கிய பங்கு வகிக்கும் அற்புதமான நிகழ்வுகள் நிறைந்ததாக இருந்தால், கருந்துளைகளுடன் தொடர்புடைய நிகழ்வுகள் இன்னும் ஆச்சரியமாக இருக்கிறது. காலப்போக்கில், கருந்துளை இயற்பியல் அண்டவியலுக்கு முக்கியமான முடிவுகளை உருவாக்கும், ஆனால் இப்போது விஞ்ஞானத்தின் இந்த கிளை முக்கியமாக கோட்பாட்டாளர்களுக்கு ஒரு "விளையாட்டு மைதானம்" ஆகும். இதிலிருந்து ஐன்ஸ்டீனின் ஈர்ப்பு கோட்பாடு நியூட்டனின் கோட்பாட்டை விட பிரபஞ்சத்தைப் பற்றிய குறைவான தகவல்களைத் தருகிறது, இருப்பினும் கோட்பாட்டளவில் அது மிகவும் உயர்ந்தது அல்லவா? இல்லவே இல்லை! நியூட்டனின் கோட்பாட்டைப் போலல்லாமல், ஐன்ஸ்டீனின் கோட்பாடு உண்மையான பிரபஞ்சத்தின் ஒரு சுய-நிலையான மாதிரியின் அடித்தளத்தை உருவாக்குகிறது, இந்த கோட்பாடு பல அற்புதமான மற்றும் சோதிக்கக்கூடிய கணிப்புகளைக் கொண்டுள்ளது, மேலும், இறுதியாக, இது சுதந்திரமாக வீழ்ச்சியடையும், சுழலாத குறிப்புக்கு இடையே ஒரு காரண உறவை வழங்குகிறது. பிரேம்கள் மற்றும் விநியோகம், அத்துடன் விண்வெளியில் வெகுஜன இயக்கம்.

"வெள்ளை குள்ளன்" என்று அழைக்கப்படும் கட்டத்தில் ஒரு குறிப்பிட்ட முக்கியமான ஈர்ப்பு சுருக்கத்திற்கு கீழே நிறை கொண்ட நட்சத்திரங்களுக்கு.

ஒரு வெள்ளை குள்ளனின் அடர்த்தி 10 7 g/cm 3 க்கும் அதிகமாக உள்ளது, மேற்பரப்பு வெப்பநிலை ~ 10 4 K ஆகும். இவ்வளவு அதிக வெப்பநிலையில், அணுக்கள் முழுமையாக அயனியாக்கம் செய்யப்பட வேண்டும், மேலும் நட்சத்திரத்தின் உள்ளே, கருக்கள் ஒரு சிதைந்த எலக்ட்ரான் வாயுவை உருவாக்கும் எலக்ட்ரான்களின் கடல். இந்த வாயுவின் அழுத்தம் நட்சத்திரத்தின் மேலும் ஈர்ப்புச் சரிவைத் தடுக்கிறது.

சிதைந்த எலக்ட்ரான் வாயுவின் அழுத்தம் குவாண்டம் தன்மை கொண்டது. இது பாலி கொள்கையின் விளைவாக எழுகிறது, இதற்கு எலக்ட்ரான்கள் கீழ்ப்படிகின்றன.

பாலி கொள்கையானது ஒவ்வொரு எலக்ட்ரானும் ஆக்கிரமிக்கக்கூடிய குறைந்தபட்ச இடத்தின் வரம்பை நிறுவுகிறது. வெளிப்புற அழுத்தத்தால் இந்த அளவைக் குறைக்க முடியாது. ஒரு வெள்ளை குள்ளத்தில், அனைத்து எலக்ட்ரான்களும் அவற்றின் குறைந்தபட்ச அளவை எட்டியுள்ளன, மேலும் ஈர்ப்பு சுருக்கமானது எலக்ட்ரான் வாயுவின் உள் அழுத்தத்தால் சமப்படுத்தப்படுகிறது.

ஒரு வெள்ளைக் குள்ளனின் நிறை வரம்பு சுமார் 1.5M s ஆகும். இந்த கட்டுப்படுத்தும் நிறை சந்திரசேகர் வரம்பு என்று அழைக்கப்படுகிறது (M s என்பது சூரியனின் நிறை, ~ 1.99 10 30 கிலோவுக்கு சமம்).

ஒரு வெள்ளைக் குள்ளனின் அதிகபட்ச நிறை 1.4M s என்று பொதுவாக நம்பப்படுகிறது. எனவே, எலக்ட்ரான் சிதைவு அழுத்தம் 1.4M s ஐ விட அதிகமான வெகுஜனங்களை வைத்திருக்க முடியாது. 0.5Ms என்றால்< M < 1.4M s , ядро белого карлика состоит из углерода и кислорода. Если M < 0.5M s , ядро белого карлика состоит из гелия.

சந்திரசேகருக்கு நெருக்கமான நிறை கொண்ட வெள்ளைக் குள்ளனின் அடர்த்தி 6x10 6 g/cm 3 , ஆரம் 5x10 3 km.

வெள்ளைக் குள்ளர்களின் ஒளிர்வு சூரியனின் ஒளிர்வின் 10 -2 -10 -4 ஆகும். அவற்றின் கதிர்வீச்சு அவற்றில் சேமிக்கப்படும் வெப்ப ஆற்றலால் வழங்கப்படுகிறது.

நியூட்ரான் நட்சத்திரம்

M~ 25M s கொண்ட ஒரு சூப்பர்நோவாவின் வெடிப்பு ~ 1.6M s நிறை கொண்ட அடர்த்தியான நியூட்ரான் மையத்தை (நியூட்ரான் நட்சத்திரம்) விட்டுச் செல்கிறது என்று கணக்கீடுகள் காட்டுகின்றன.

சூப்பர்நோவா நிலையை எட்டாத எஞ்சிய நிறை M > 1.4M s கொண்ட நட்சத்திரங்களில், சிதைந்த எலக்ட்ரான் வாயுவின் அழுத்தத்தால் ஈர்ப்பு விசைகளைச் சமப்படுத்த முடியவில்லை, மேலும் நட்சத்திரமானது அணு அடர்த்தி நிலைக்குச் சுருங்குகிறது. இந்த ஈர்ப்பு விசையின் பொறிமுறையானது ஒரு சூப்பர்நோவா வெடிப்பில் உள்ளதைப் போன்றது.

நட்சத்திரத்தின் உள்ளே அழுத்தம் மற்றும் வெப்பநிலை எலக்ட்ரான்கள் மற்றும் புரோட்டான்கள் ஒன்றோடொன்று "அழுத்தப்பட்டதாக" தோன்றும் மற்றும் எதிர்வினையின் விளைவாக அத்தகைய மதிப்புகளை அடைகிறது.

p + e -> n + v e

நியூட்ரினோக்களின் வெளியேற்றத்திற்குப் பிறகு, நியூட்ரான்கள் உருவாகின்றன, எலக்ட்ரான்களை விட மிகக் குறைந்த கட்ட அளவை ஆக்கிரமித்துள்ளன.

நியூட்ரான் நட்சத்திரம் என்று அழைக்கப்படுவது தோன்றுகிறது, இதன் அடர்த்தி 10 14 - 10 15 g/cm 3 ஐ அடைகிறது. ஒரு நியூட்ரான் நட்சத்திரத்தின் சிறப்பியல்பு அளவு 10-15 கிமீ ஆகும்.

ஒரு வகையில், ஒரு நியூட்ரான் நட்சத்திரம் ஒரு மாபெரும் அணுக்கரு.

நியூட்ரான்களின் தொடர்பு காரணமாக எழும் அணுக்கருப் பொருளின் அழுத்தத்தால் மேலும் ஈர்ப்புச் சுருக்கம் தடுக்கப்படுகிறது. இது ஒரு வெள்ளை குள்ளன் விஷயத்தில் முந்தைய அதே சீரழிவு அழுத்தம், ஆனால் இது மிகவும் அடர்த்தியான நியூட்ரான் வாயுவின் சீரழிவு அழுத்தம் ஆகும். இந்த அழுத்தம் 3.2M s வரை வெகுஜனங்களை வைத்திருக்கும்.

வீழ்ச்சியின் தருணத்தில் உற்பத்தி செய்யப்படும் நியூட்ரினோக்கள் நியூட்ரான் நட்சத்திரத்தை விரைவாக குளிர்விக்கின்றன. கோட்பாட்டு மதிப்பீடுகளின்படி, அதன் வெப்பநிலை ~ 100 வினாடிகளில் 10 11 முதல் 10 9 K வரை குறைகிறது. மேலும், குளிரூட்டும் விகிதம் ஓரளவு குறைகிறது. இருப்பினும், இது வானியல் அடிப்படையில் மிகவும் அதிகமாக உள்ளது. 10 9 முதல் 10 8 K வரை வெப்பநிலை குறைவது 100 ஆண்டுகளில் மற்றும் 10 6 K க்கு ஒரு மில்லியன் ஆண்டுகளில் ஏற்படுகிறது.

நியூட்ரான் நட்சத்திரங்களை ஒளியியல் முறைகள் மூலம் கண்டறிவது அவற்றின் சிறிய அளவு மற்றும் குறைந்த வெப்பநிலை காரணமாக மிகவும் கடினம்.

1967 ஆம் ஆண்டில், கேம்பிரிட்ஜ் பல்கலைக்கழகத்தில், ஹெவிஷ் மற்றும் பெல் ஆகியோர் குறிப்பிட்ட கால மின்காந்த கதிர்வீச்சின் காஸ்மிக் மூலங்களைக் கண்டுபிடித்தனர் - பல்சர்கள். பெரும்பாலான பல்சர்களின் துடிப்பு மீண்டும் நிகழும் காலங்கள் 3.3·10 -2 முதல் 4.3 வி வரையிலான வரம்பில் இருக்கும்.

நவீன கருத்துகளின்படி, பல்சர்கள் 1-3M s நிறை மற்றும் 10-20 கிமீ விட்டம் கொண்ட நியூட்ரான் நட்சத்திரங்களை சுழற்றுகின்றன.

நியூட்ரான் நட்சத்திரங்களின் பண்புகளைக் கொண்ட கச்சிதமான பொருள்கள் மட்டுமே இத்தகைய சுழற்சி வேகத்தில் சரிந்துவிடாமல் அவற்றின் வடிவத்தை பராமரிக்க முடியும்.

ஒரு நியூட்ரான் நட்சத்திரத்தை உருவாக்கும் போது கோண உந்தம் மற்றும் காந்தப்புலத்தின் பாதுகாப்பு வலுவான காந்தப்புலம் B ~ 10 12 G உடன் வேகமாக சுழலும் பல்சர்களின் பிறப்புக்கு வழிவகுக்கிறது.

B என்பது காந்த தூண்டல் திசையன், காந்தப்புலத்தின் முக்கிய சக்தி பண்பு. இது CGS அமைப்பில் (சென்டிமீட்டர்-கிராம்-வினாடி) காஸ் (Gs) மற்றும் சர்வதேச அலகுகளின் அமைப்பு (SI) இல் டெஸ்லாஸ் (T) இல் அளவிடப்படுகிறது. 1 டி = 10 4 ஜிஎஸ்.

ஒரு நியூட்ரான் நட்சத்திரம் ஒரு காந்தப்புலத்தைக் கொண்டுள்ளது என்று நம்பப்படுகிறது, அதன் அச்சானது நட்சத்திரத்தின் சுழற்சியின் அச்சுடன் ஒத்துப்போவதில்லை. இந்த வழக்கில், நட்சத்திரத்தின் கதிர்வீச்சு (ரேடியோ அலைகள் மற்றும் புலப்படும் ஒளி) ஒரு கலங்கரை விளக்கின் கதிர்கள் போல பூமி முழுவதும் சறுக்குகிறது. கற்றை பூமியைக் கடக்கும்போது, ​​ஒரு உந்துவிசை பதிவு செய்யப்படுகிறது.

ஒரு நியூட்ரான் நட்சத்திரத்தின் கதிர்வீச்சு, நட்சத்திரத்தின் மேற்பரப்பில் இருந்து சார்ஜ் செய்யப்பட்ட துகள்கள் காந்தப்புலக் கோடுகளுடன் வெளிப்புறமாக நகர்ந்து, மின்காந்த அலைகளை வெளியிடுவதால் எழுகிறது. இந்த பல்சர் ரேடியோ எமிஷன் மெக்கானிசம், முதலில் தங்கத்தால் முன்மொழியப்பட்டது, கீழே உள்ள படத்தில் காட்டப்பட்டுள்ளது.

கதிர்வீச்சு கற்றை பூமிக்குரிய பார்வையாளரைத் தாக்கினால், ரேடியோ தொலைநோக்கி ரேடியோ உமிழ்வின் குறுகிய துடிப்புகளை நியூட்ரான் நட்சத்திரத்தின் சுழற்சி காலத்திற்கு சமமான காலத்துடன் கண்டறியும்.

துடிப்பின் வடிவம் மிகவும் சிக்கலானதாக இருக்கலாம், இது நியூட்ரான் நட்சத்திரத்தின் காந்த மண்டலத்தின் வடிவவியலின் காரணமாக உள்ளது மற்றும் ஒவ்வொரு பல்சரின் சிறப்பியல்பு ஆகும்.

பல்சர்களின் சுழற்சி காலங்கள் கண்டிப்பாக நிலையானது மற்றும் இந்த காலங்களின் அளவீட்டு துல்லியம் 14-இலக்க புள்ளிவிவரங்களை அடைகிறது.

பைனரி அமைப்புகளின் ஒரு பகுதியாக இருக்கும் பல்சர்கள் இப்போது கண்டுபிடிக்கப்பட்டுள்ளன. பல்சர் இரண்டாவது கூறுகளைச் சுற்றி வந்தால், டாப்ளர் விளைவு காரணமாக பல்சரின் காலத்தில் ஏற்படும் மாறுபாடுகளைக் கவனிக்க வேண்டும்.

பல்சர் பார்வையாளரை அணுகும் போது, ​​டாப்ளர் விளைவு காரணமாக ரேடியோ துடிப்புகளின் பதிவு செய்யப்பட்ட காலம் குறைகிறது, மேலும் பல்சர் நம்மை விட்டு நகரும் போது, ​​அதன் காலம் அதிகரிக்கிறது. இந்த நிகழ்வின் அடிப்படையில், பைனரி நட்சத்திரங்களின் ஒரு பகுதியாக இருக்கும் பல்சர்கள் கண்டுபிடிக்கப்பட்டன.

பைனரி அமைப்பின் ஒரு பகுதியாக இருக்கும் முதன்முதலில் கண்டுபிடிக்கப்பட்ட பல்சர் PSR 1913 + 16 க்கு, சுற்றுப்பாதையின் சுழற்சி காலம் 7 ​​மணி 45 நிமிடங்கள். பல்சர் பிஎஸ்ஆர் 1913 + 16 இன் புரட்சியின் சரியான காலம் 59 எம்எஸ் ஆகும்.

பல்சரின் கதிர்வீச்சு நியூட்ரான் நட்சத்திரத்தின் சுழற்சியின் வேகம் குறைவதற்கு வழிவகுக்கும். இந்த விளைவும் கண்டறியப்பட்டுள்ளது. பைனரி அமைப்பின் ஒரு பகுதியாக இருக்கும் நியூட்ரான் நட்சத்திரம், தீவிர X-கதிர்களின் மூலமாகவும் இருக்கலாம்.

நியூட்ரான் நட்சத்திரங்களின் உருவாக்கம் எப்போதும் சூப்பர்நோவா வெடிப்பின் விளைவாக இல்லை. நெருங்கிய பைனரி நட்சத்திர அமைப்புகளில் வெள்ளை குள்ளர்களின் பரிணாம வளர்ச்சியின் போது நியூட்ரான் நட்சத்திரங்களை உருவாக்குவதற்கான மற்றொரு வழிமுறையும் சாத்தியமாகும்.

துணை நட்சத்திரத்திலிருந்து வெள்ளைக் குள்ளத்திற்குப் பொருளின் ஓட்டம் படிப்படியாக வெள்ளைக் குள்ளனின் நிறை அதிகரிக்கிறது, மேலும் முக்கியமான வெகுஜனத்தை (சந்திரசேகர் வரம்பு) அடைந்ததும், வெள்ளைக் குள்ளானது நியூட்ரான் நட்சத்திரமாக மாறுகிறது.

ஒரு நியூட்ரான் நட்சத்திரம் உருவான பிறகு பொருளின் ஓட்டம் தொடரும் போது, ​​​​அதன் நிறை கணிசமாக அதிகரிக்கும் மற்றும் ஈர்ப்பு சரிவின் விளைவாக, அது கருந்துளையாக மாறும். இது "அமைதியான" சரிவு என்று அழைக்கப்படுவதற்கு ஒத்திருக்கிறது.

அடர்த்தியான நிரம்பிய நியூட்ரான்களால் சமநிலையில் வைத்திருக்கக்கூடிய ஒரு நட்சத்திரத்தின் வெகுஜனத்திற்கு வரம்பு உள்ளது. இந்த வரம்பை துல்லியமாக கணக்கிட முடியாது, ஏனெனில் அணுக்கரு பொருளின் அடர்த்தியை விட அதிக அடர்த்தியில் உள்ள பொருளின் நடத்தை போதுமான அளவு ஆய்வு செய்யப்படவில்லை.

சிதைந்த நியூட்ரான்களால் இனி நிலைப்படுத்த முடியாத ஒரு நட்சத்திரத்தின் நிறை மதிப்பீடுகள் ~ 3M s மதிப்பைக் கொடுக்கிறது.

எனவே, ஒரு சூப்பர்நோவா வெடிப்பின் போது மீதமுள்ள நிறை M > 3M s பாதுகாக்கப்பட்டால், அது நிலையான நியூட்ரான் நட்சத்திரத்தின் வடிவத்தில் இருக்க முடியாது.

சிறிய தூரத்தில் உள்ள அணுக்கரு விரட்டும் சக்திகள் நட்சத்திரத்தின் மேலும் ஈர்ப்பு சுருக்கத்தை எதிர்க்க முடியாது. ஒரு அசாதாரண பொருள் தோன்றுகிறது - ஒரு கருந்துளை.

கருந்துளையின் முக்கிய பண்பு என்னவென்றால், அது வெளியிடும் எந்த சமிக்ஞைகளும் அதன் வரம்புகளுக்கு அப்பால் சென்று வெளிப்புற பார்வையாளரை அடைய முடியாது.

நிறை M உடைய ஒரு நட்சத்திரம், கருந்துளையில் சரிந்து, ஆரம் r g (Schwarzschild sphere) கோளத்தை அடைகிறது:

r g \u003d 2GM / c 2,

(முறைப்படி, இரண்டாவது அண்ட வேகத்திற்கான நன்கு அறியப்பட்ட சூத்திரத்தை வைப்பதன் மூலம் இந்த உறவை அடைய முடியும் v k2 = (2GM/R) 1/2இந்த வேகத்தின் கட்டுப்படுத்தும் மதிப்பு, ஒளியின் வேகத்திற்கு சமம்).

ஒரு பொருள் Schwarzschild கோளத்தின் அளவை அடையும் போது, ​​அதன் ஈர்ப்புப் புலமானது மின்காந்தக் கதிர்வீச்சு கூட இந்தப் பொருளை விட்டு வெளியேற முடியாத அளவுக்கு வலுவடைகிறது. சூரியனின் Schwarzschild ஆரம் 3 கி.மீ., பூமியின் ஆரம் 1 செ.மீ.

ஸ்வார்ஸ்சைல்ட் கருந்துளை என்பது சுழலாத பொருட்களுக்கு சொந்தமானது மற்றும் இது ஒரு பெரிய சுழலாத நட்சத்திரத்தின் எச்சமாகும். ஒரு சுழலும் பாரிய நட்சத்திரம் சுழலும் கருந்துளையில் (கெர் கருந்துளை) சரிகிறது.

கருந்துளை மறைமுக அறிகுறிகளால் மட்டுமே கண்டறியப்படும், குறிப்பாக, அது ஒரு பைனரி நட்சத்திர அமைப்பின் ஒரு பகுதியாக இருந்தால், அது தெரியும் நட்சத்திரத்துடன். இந்த வழக்கில், கருந்துளை நட்சத்திரத்தின் வாயுவை உறிஞ்சும். இந்த வாயு வெப்பமடைகிறது, இது தீவிரமான எக்ஸ்-கதிர்களின் ஆதாரமாக மாறும், இது கண்டறியப்படலாம்.

கருந்துளைகள் இருப்பதற்கான நேரடி சோதனை ஆதாரம் தற்போது இல்லை. கருந்துளைகள் இருப்பதால் அவற்றின் நடத்தையை விளக்கக்கூடிய பல விண்வெளிப் பொருள்கள் உள்ளன.

எனவே சிக்னஸ் XI பொருள் உள்ளது, இது 5.6 நாட்கள் சுழற்சி காலம் கொண்ட பைனரி அமைப்பாகும். இந்த அமைப்பில் 22M s நிறை கொண்ட நீல நிற ராட்சத மற்றும் 8M s நிறை கொண்ட துடிக்கும் எக்ஸ்ரே கதிர்வீச்சின் கண்ணுக்கு தெரியாத ஆதாரம் உள்ளது, இது கருந்துளையாக இருக்கலாம் (அவ்வளவு பெரிய நிறை கொண்ட ஒரு பொருள் நியூட்ரான் நட்சத்திரமாக இருக்க முடியாது).

நட்சத்திரங்களின் சரிவின் போது உருவான கருந்துளைகளுடன், பிக் பேங்கின் ஒத்திசைவின்மை காரணமாக முதல் நட்சத்திரங்கள் தோன்றுவதற்கு நீண்ட காலத்திற்கு முன்பே தோன்றிய கருந்துளைகள் பிரபஞ்சத்தில் இருக்கலாம்.

இதன் விளைவாக உருவாகும் பொருளின் கொத்துகள் கருந்துளைகளின் நிலைக்கு சுருங்கக்கூடும், அதே நேரத்தில் மீதமுள்ள விஷயம் விரிவடையும். பிரபஞ்சத்தின் ஆரம்ப கட்டத்தில் உருவான கருந்துளைகள் ரிலிக்ட் என்று அழைக்கப்படுகின்றன. அவற்றில் சிலவற்றின் அளவு புரோட்டானின் அளவை விட மிகச் சிறியதாக இருக்கலாம் என்று கருதப்படுகிறது.

1974 இல், ஹாக்கிங் கருந்துளைகள் துகள்களை வெளியிட வேண்டும் என்று காட்டினார். இந்த துகள்களின் ஆதாரம் வெற்றிடத்தில் மெய்நிகர் துகள்-எதிர் துகள் ஜோடிகளை உருவாக்கும் செயல்முறையாகும். சாதாரண வயல்களில், இந்த ஜோடிகள் கவனிக்க முடியாத அளவுக்கு விரைவாக அழிக்கப்படுகின்றன. இருப்பினும், மிகவும் வலுவான துறைகளில், மெய்நிகர் துகள் மற்றும் எதிர் துகள் ஆகியவை பிரிக்கப்பட்டு உண்மையானதாக மாறும்.

கருந்துளையின் விளிம்பில் சக்திவாய்ந்த அலை சக்திகள் செயல்படுகின்றன. இந்த சக்திகளின் செயல்பாட்டின் கீழ், மெய்நிகர் ஜோடிகளின் பகுதியாக இருந்த சில துகள்கள் (ஆன்டிபார்டிகல்ஸ்) கருந்துளைக்கு வெளியே பறக்க முடியும். அவற்றில் பல அழிக்கப்படுவதால், கருந்துளை கதிர்வீச்சின் ஆதாரமாக மாற வேண்டும்.

ஒரு கருந்துளை மூலம் விண்வெளியில் பரவும் ஆற்றல் அதன் ஆழத்தில் இருந்து வருகிறது. எனவே, அத்தகைய துகள்கள் வெளியேற்றும் செயல்பாட்டில், கருந்துளையின் நிறை மற்றும் அளவு குறைய வேண்டும். இது கருந்துளையின் "ஆவியாதல்" பொறிமுறையாகும்.

கருந்துளையின் வெப்பநிலை அதன் வெகுஜனத்திற்கு நேர்மாறான விகிதாச்சாரத்தில் உள்ளது, எனவே அதிக பாரியவை மெதுவாக ஆவியாகின்றன, ஏனெனில் அவற்றின் வாழ்நாள் நிறை கனசதுரத்திற்கு விகிதாசாரமாகும் (நான்கு பரிமாண விண்வெளி நேரத்தில்). எடுத்துக்காட்டாக, சூரிய வரிசையின் நிறை M கொண்ட கருந்துளையின் ஆயுட்காலம் பிரபஞ்சத்தின் வயதை மீறுகிறது, அதே நேரத்தில் M = 1 டெரா எலக்ட்ரான்வோல்ட் (10 12 eV, தோராயமாக 2x10 -30 கிலோ) கொண்ட மைக்ரோஹோல் சுமார் 10 -27 வினாடிகள் வாழ்கிறது. (அறிவியல் மற்றும் வாழ்க்கை, கருப்பு துளைகள்).

பெரிய கருந்துளைகளுக்கு, "ஆவியாதல்" விகிதம் மிகவும் மெதுவாகவும் நடைமுறையில் மிகக் குறைவாகவும் இருக்கும். 10 சூரிய நிறை கொண்ட கருந்துளை 10 69 ஆண்டுகளில் ஆவியாகிவிடும். பெரிய விண்மீன் திரள்களின் மையத்தில் இருக்கக்கூடிய சூப்பர்மாசிவ் (பில்லியன் சோலார் மாஸ்) கருந்துளைகளின் ஆவியாதல் நேரம் 10 96 ஆண்டுகள் இருக்கலாம்.

நட்சத்திரங்களை வெள்ளை குள்ளர்கள், நியூட்ரான் நட்சத்திரங்கள் அல்லது கருந்துளைகளாக மாற்றும் செயல்முறைகள், ஒரு விதியாக, மகத்தான ஆற்றலின் உமிழ்வுகளுடன் சேர்ந்துள்ளன. இந்த வகையான ஆற்றல் உமிழ்வுகள் மற்றும் பிற விண்வெளி வெடிப்புகள் பற்றி அடுத்த வீடியோவில் விவரிக்கப்பட்டுள்ளது.

வீடியோ: விண்வெளியில் மிகவும் கொடூரமான மற்றும் மிகப்பெரிய வெடிப்புகள். கேலக்ஸிகள், நட்சத்திரங்கள், கோள்களின் வெடிப்புகள்.