پروژه

ستارگان

  بطور کلی ستارگان دارای مراحل مختلف جنینی ، کودکی و جوانی و پیری هستند. پس از اکتشاف برابری جرم و انرژی توسط انیشتین ، دانشمندان تشخیص دادند که کلیه ستارگان باید تغییر و تحول یابند. تکامل ، تخریب و محصول نهایی یک ستاره ، به جرم آن بستگی دارد. در واقع سرنوشت نهایی ستاره که تا چه مرحله ای از پیشرفت خواهد رسید با جرم ستاره ارتباط مستقیم دارد. اطلاعات مربوط به جرم ستارگان از مسائل بسیار مهم به شمار می‌رود.

تشکیل ستاره‌ها

  گوی آتشین مورد نظر در نظریه انفجار بزرگ ، حاوی هیدروژن و هلیوم بود، که در اثر انفجار بصورت گازها و گرد و غباری در فضا بصورت پلاسمای فضایی متشکل از ذرات بسیاری از جمله الکترونها ، پروتونها ، نوترونها و نیز مقداری یونهای هلیوم به بیرون تراوش می‌کند. با گذشت زمان و تراکم ماده در برخی سحابیها شکل می گیرند. این مواد متراکم رشد کرده و توده‌های عظیم گازی را بوجود می‌آورند که تحت عنوان پیش ستاره‌ها معروفند و با گذشت زمان به ستاره مبدل می‌شوند. بسیاری از این توده‌ها در اثر نیروی گرانش و گریز از مرکز بزرگ و کوچک می‌شوند، که اگر نیروی گرانش غالب باشد، رمبش و فرو ریزش ستاره مطرح می‌شود و اگر نیروی گریز از مرکز غالب شود، احتمال تلاشی ستاره و شکل گیری اقمار و سیارات می‌رود.

ارتباط جرم با مرگ ستارگان

  سه طریق برای مرگ ستارگان وجود دارد. ستارگانی که جرم آنها کمتر از 1.4 برابر جرم خورشید است. این ستارگان در نهایت به کوتوله‌های سفید تبدیل می‌شوند. ستارگانی که جرم آنها بیشتر از 1.4 برابر جرم خورشید است، در نهایت به ستارگان نوترونی و به سیاه چاله‌ها تبدیل خواهند شد.

مراحل پایانی عمر ستارگان

  دیر یا زود سوخت هسته‌ای ستارگان به پایان رسیده و در این صورت ستاره با تراکم خود ، انرژی گرانشی به انرژی هسته‌ای غالب آمده و این تراکم (رمبش) تا تبدیل شدن الکترونهای آزاد ستاره به الکترونهای دژنره ادامه پیدا می‌کند، که در این صورت ستاره به یک ستاره کوتوله سفید تبدیل شده است. برخی از ستارگان از طریق انفجارهای ابر نواختری به ستارگان نوترونی تبدیل می‌شوند. هنگامی که ستاره در اواخر عمر خود باشد، به مراحل نواختر یا ابر نواختر می‌رسد.
  در این مرحله ستاره از حداکثر انرژی خود استفاده می‌کند و این امر سبب می‌شود که شدت تابش نور آن بطور چشمگیر تغییر کند. در این حالت ستاره گرد و غبارهای (سحابیها) اطراف خود را می‌بلعد و این امر سبب می‌شود که بر ذرات تشکیل دهنده ستاره فشار وارد آید. ستاره حالتی پلاسمایی دارد و فشار ممکن است به حدی برسد که بر الکترونها و هسته‌های آن اثر کند و الکترون به پروتون برخورد کرده که در این برخورد به نوترون تبدیل می‌شود.
در طی این واکنش مقادیر زیادی امواج گاما تولید می‌شود. اگر تعداد نوترونهای تشکیل به قدری زیاد شوند که در این ستاره ، حجم نوترونها به 16 کیلومتر برسد در این هنگام ، چگالی این ستاره بسیار زیاد می‌شود، بطوری که می‌تواند نور را از مسیر خود منحرف و خمیده کند. در این مرحله ستاره به ستاره نوترونی تبدیل می‌شود.
اگر شعاع تعداد نوترونهای آن به بیش از 16000 کیلومتر برسد (البته در این افزایش شعاع ، نوترونها به هم فشرده هستند)، چگالی این ستاره به قدری زیاد می‌شود که می‌تواند نور را هم به خود جذب کند، که به آن سیاهچاله می‌گویند. سیاهچاله‌ها با جرم زیاد خود ، حجم کوچکی دارند. تشکیل سیاه چاله آخرین مرحله مرگ ستاره می‌باشد.
انواع سیاهچاله

1.      شوارتس شیلید:  ساده ترین نوع سیاهچاله‌هاست، بار و چرخش ندارد، تنها یک افق رویداد و یک فوتون کره دارد، از آن نمی توان انرژی استخراج کرد. شامل تکینگی ، نقطه‌ای است که در آن ماده تا چگالی نامحدود در هم فرو رفته است.

2.      رایزنر- نورد شتروم:  هم بار دارد وهم چرخش ، می تواند دو افق رویداد داشته باشد ، اما تنها یک فوتون کره دارد. شامل یک تکینگی نقطه ای است که وجود آن در طبیعت نامحتمل است، زیرا بارهای آن همدیگر را خنثی می کنند.

3.      کر:  چرخش دارد، اما بار ندارد. بیضی و از بیرونی حد استاتیک است. منطقه تیره میان افق رویداد و حد استاتیک ارگوسفر است، که می توان از آن انرژی استخراج کرد. می تواند دو افق رویداد و دو حد استاتیک داشته باشد. دو فوتون کره دارد. شامل یک تکینگی حلقه‌ای است.

4.      کر- نیومان:  هم بار دارد و هم چرخش ، همان سیاهچاله کر است، جز اینکه بار دارد، ساختارش شبیه ساختار سیاهچاله کر است. می‌توان از آن انرژی استخراج کرد. یک تکنیگی حلقه‌ای دارد
بنظر پژوهشگران چهارنوع سیاهچاله همچنانکه ذکر شد می تواند وجود داشته باشند. مهمترین موضوع در باب سیاه چاله آنست که ، بدانیم ماده در داخل سیاهچاله‌ای که حاصل آمده است در نهایت به چه سرنوشتی دچار می شود؟ اختر فیزیکدانان می‌گویند:
اگر مقداری ماده به داخل حفره سیاه از قبیل آنچه که از یک ستاره وزین مرده بجای مانده بیندازید، نتیجه نهایی همواره الزاما یک چیز خواهد بود و تنها جرم ، بار الکتریکی و اندازه حرکت زاویه ای که جسم با خود حمل می کند باقی خواهند ماند. اما اگر کل جهان به داخل حفره سیاه خود بیفتد، یعنی به شکل سیاهچالهدر آید، دیگر حتی کمیاب بنیادی (جرم) ، بار الکتریکی و اندازه حرکت زاویه ای نیز ناپدید می گردند.

 

اخترشناسان به رفتار عجیب و بیگانه ستارگان نوترونی عادت کرده اند، اما آنان در رویایشان

 

اخترشناسان به رفتار عجیب و بیگانه ستارگان نوترونی عادت کرده اند، اما آنان در رویایشان نیز کشف اخیر در مورد این گونه از ستارگان را پیش بینی نمی‌کردند.یک گروه بین‌المللی از محققان اعلام کرده اند که این باقی مانده‌های ستاره‌یی گه گاه امواج رادیویی بسیار قوی تابش می کنند. این تابش ها تنها کسری از ثانیه طول می کشند. این نوع تابش از قوی ترین منابع امواج رادیویی در آسمان محسوب می شود، حتی قوی تر از خورشید.ستارگان نوترونی، نوعی از ستارگان هستند که از باقی مانده انفجار ستارگان بسیار پرجرم، انفجارهای ابرنواختری، به وجود می آیند.
ساختار مولکولی این نوع ستاره ها با مواد عادی متفاوت است. به دلیل فشار بسیار زیاد درون ستاره تمام ذرات آن به نوترون تبدیل می شوند؛ به همین دلیل به آن «ستاره نوترونی» می‌گویند.ستارگان نوترونی به دلیل داشتن میدان مغناطیسی بسیار شدید (که بر اثر چگالی بسیار زیاد ماده ایجاد شده) و همچنین دوران نسبتا سریع به دور خود، امواج الکترومغناطیسی در طول موج رادیویی از خود تابش می کنند، اما در موارد تازه کشف شده، این تابش ها آنقدر شدید و درچنان زمان کوتاهی صورت می‌گیرند که به آنها لفظ «تابش انفجاری» را نسبت داده‌اند.کشف اخیر، دانشمندان را بر آن داشته است تا دلیل وجود این تابش های شدید رادیویی و از آن مهم تر ، مکان ستاره های نشر کننده ی آنها را در سیر تکاملی ستاره نوترونی مشخص کنند.رابرت دانکن از دانشگاه تگزاس در آستن،یکی از نظریه پردازان اصلی ستارگان نوترونی می گوید: در حال حاضر جواب‌ها کاملا نامعلوم است.این ستارگان نوترونی که امواج رادیویی را به صورت انفجاری تابش می کنند، توسط گروهی بین‌المللی به سرپرستی مورا مک لاگلن از دانشگاه منچستر کشف شده اند.
این گروه به بررسی اطلاعات بدست آمده از سال ۱۹۹۸ تا ۲۰۰۲، توسط تلسکوپ رادیویی ۶۴ متری پارکز در استرالیا پرداخته و به دنبال تپ اختر ها و ستارگان نوترونی بوده اند که در هنگام دوران به صورت تناوبی امواج رادیویی کاملا عادی از خود منتشر می‌کنند.علاوه بر تپ اختر های کشف شده، رایانه این گروه، ۱۱ منبع تابش انفجاری رادیویی را که در نزدیکی صفحه ی کهکشان قرار داشته اند کشف کرده است.این گروه سه سال بعد را به اندازه گیری مختصات سماوی، اندازه گیری خواص این ستارگان و تایید این کشف پرداخته اند.این اجرام به طور میانگین در طول یک روز ، تنها ۱/۰ تا ۱ ثانیه قابل مشاهده هستند (در طول موج رادیویی) و به همین دلیل در گذشته مشاهده نشده بودند.
این تابش های انفجاری بین ۲ تا ۳۰۰ میلی ثانیه (یک هزارم ثانیه) طول می کشند و فاصله بین این تابش ها چهار دقیقه تا سه ساعت است.مایکل کرامر، یکی از اعضای تیم تحقیقاتی می گوید: «شما باید خیلی خوش شانس باشید تا بتوانید یکی از این تابش ها را ببینید.»این گروه برای ۱۰ مورد از ۱۱ منبع، دوره تناوبی بین ۴ تا ۷ ثانیه یافته اند، به همین دلیل به نظر می رسد - اما ثابت نشده است- که این انفجارهای رادیویی به خاطر دوران ستارگان نوترونی باشد.مک لاگلن که تیم او این اجرام را Rotating Radio Transient )RRAT) نام گذاری کرده اند، می گوید: «تا آنجا که ما می دانیم هیچ جسم دیگری وجود ندارد که بتواند با این سرعت دوران کرده و در عین حال چنین انرژی تابشی را تولید کند
در هنگام وقوع این تابش های انفجاری، RRAT ها، بعد از تپنده سحابی خرچنگ و تپنده دیگری به نام B۱۹۳۷+۲۱، روشن ترین منابع رادیویی هستند که تا به حال دیده شده اند.با توجه به کوتاه بودن آن، این منابع احتمالا امواج رادیویی را در پرتوهای باریک و از مناطق کوچکی از سطح و یا مغناطکره (مگنتوسفر) یک ستاره نوترونی تابش می کنند، ولی دلیل دقیق این انفجار ها هنوز نامعلوم است.با توجه به طبیعت کوتاه مدت آنها، مطالعه RRAT ها بسیار دشوار است. این به آن معناست که اخترشناسان باید در حدس و گمان پیش بروند تا در آینده به اطلاعات بیشتری دست پیدا کنند.
یکی از RRAT ها خصوصیات دورانی دارد که بسیار شبیه به ستارگان نوترونی بسیار مغناطیسه (مگنتارها) است.مشاهدات نشان می دهند که حداقل تعدادی از RRAT های بسیار مغناطیسی وجود دارند که سن آنها به ده ها هزار سال می رسد، ولی در یک RRAT دیگر خصوصیات دورانی متفاوتی مشاهده شده است که به نظر می رسد مانند تپنده های عادی میان سال باشد.مک لاگلن می گوید:«به نظر می رسد که RRAT ها خصوصیات بسیار گوناگونی دارند.این بسیار جالب است چون نشان می دهد که هر ستاره نوترونی می تواند رفتار بسیار عجیب و متفاوتی از خود بروز داده و همچنین موارد بسیار بیشتری از این اجرام باید وجود داشته باشند
با دانستن محدوده ی پوشش آسمان و حساسیت اطلاعات تلسکوپ پارکز و همچنین طبیعت زودگذر این منابع رادیویی، مک لاگلن و همکارانش وجود ۴۰۰ هزار RRAT را در کهکشان راه شیری تخمین می‌زنند که این تعداد چهار برابر تعداد کل تپنده های رادیویی شناخته شده است. وجود تعداد زیاد RRAT ها می تواند این معمای قدیمی را حل کند که چرا تعداد نسبتا کمی از ابرنواختر ها باقی مانده ای به شکل ستاره نوترونی به جای می‌گذارند. ستارگان نوترونی در انفجار ها به وجود می آیند ولی مانند سحابی خرچنگ، به عنوان مثال، بیش از نیمی از باقی مانده های ابرنواختری ، تپنده رصد شده ندارند.
دیوید هلفند، رصدگر ستاره ی نوترونی از دانشگاه کلمبیا می گوید:« به نظر من ما می توانیم تصور کنیم که اکثر ستارگان نوترونی در شرایط کاملا متفاوتی از تپنده خرچنگ متولد شده اند و این اجرام هستند که نسل قبلی RRA ها را تشکیل می دادند.» در چند دهه آینده اختر شناسان با ساخته شدن رادیو تلسکوپ های بسیار بزرگ، اطلاعات بیشتری در مورد RRAT ها بدست خواهند آورد.
مک لاگلن می گوید:« ما انتظار داریم تا SKA (تلسکوپ یک کیلومتر مربعی)، ۴۰ هزار مورد دیگر از این اجرام را کشف کند. این رادیو تلسکوپ های بسیار بزرگ باید فهم ما را از زمینه رادیویی آسمان به کلی تغییر دهند.»علاوه بر کشف تعداد زیادی RRAT، این تلسکوپ ها، به احتمال زیاد رده جدیدی از اجرام تابش کننده امواج رادیویی کشف خواهند کرد.جوزف لازیو - از آزمایشگاه تحقیقات نیروی دریایی آمریکا - که یک منبع تابش رادیویی را در نزدیکی مرکز کهکشان در اوایل سال ۲۰۰۵ کشف کرده است، می گوید:«می توان به جرات اذعان کرد که آسمان رادیویی ما هنوز ناشناخته است.

 ستارگان نوترونی، کره‌هایی از مواد فراچگال هستند که پس از مرگ ستارگان سنگین در انفجار ابرنواختری تشکیل می‌شوند. وزن آنها حدود 1.5 برابر جرم خورشید است، اما قطرشان از سی کیلومتر بیشتر نیست و هر قاشق چای‌خوری از ماده آنها، میلیاردها تن وزن دارد! از آنجا که قطر این اجرام نسبت به قطر ستاره اولیه بسیار کم‌تر است، قانون پایستگی تکانه زاویه‌ای الزام می‌کند که این ستارگان مرده با سرعت بسیار بسیار زیادی به دور خود گردش کنند. از این رو است که ستارگان نوترونی با آهنگ صدها دور در ثانیه بر گرد محور خود می‌گردند، یا حداقل قرار است با چنین سرعتی بگردند.
این همان مشکلی است که اخترشناسان با ستاره نوترونی 1E161348-5055 پیدا کرده‌اند. آندره‌آ ده‌لوکا، اخترشناس موسسه تخصصی اخترفیزیک و فیزیک کیهانی در میلان ایتالیا و همکارانش، این ستاره نوترونی را به تازگی تلسکوپ فضایی اروپایی نیوتون رصد کرده‌اند و به خصوصیات عجیبی از آن برخورد کرده‌اند. این ستاره ده‌هزار سال نوری با زمین فاصله دارد و یکی از جوان‌ترین ستارگان نوترونی شناخته شده است. اندازه‌گیری شعاع سحابی مواد اطراف این ستاره که در انفجار ابرنواختری شروع به منبسط شدن کرده است، نشان می‌دهد تنها دوهزار سال از آغاز تشکیل سحابی که RCW103 نام دارد، می‌گذرد. اما اندازه‌گیری تغییرات درخشندگی تابش ایکس این ستاره نشان می‌دهد این جسم آسمانی هر 6.7 ساعت یک‌بار به دور خود گردش می‌کند. چنین حالتی معمولا زمانی روی می‌دهد که میلیون‌ها سال از انفجار ابرنواختری و تولد ستاره نوترونی گذشته باشد و ستاره آرام آرام کند شده باشد.
مدل‌های زیادی برای توضیح این پدیده وجود ندارد. یکی از آنها این است که ستاره نوترونی به نحوی توانسته است بخشی از مواد برجای‌مانده از ابرنواختر را برای خود نگاه دارد و آنها را در قرص برافزایشی اطراف خود جمع کند. با گردش ستاره به دور محورش، میدان مغناطیسی ستاره نوترونی تکانه زاویه‌ای را به قرص برافزایشی مواد منتقل کرده و آهنگ دوران این ستاره جوان به سرعت کاهش پیدا کرده است.
اما احتمال دیگری هم وجود دارد، این که دوره 6.4 ساعتی که در تغییرات تابش ایکس دیده شده است، هیچ ربطی به این ستاره نوترونی نداشته باشد. شاید این تغییرات مربوط به ستاره‌ای همدم باشد که در مداری به تناوب 6.4 ساعت بر گرد ستاره نوترونی می‌گردد و جریانی از مواد خام ستاره‌ای را به سوی ستاره نوترونی سرازیر کرده است. این مدل به شرطی مشکل را حل می‌کند که میدان مغناطیسی این ستاره نوترونی ضعیف‌تر از حد معمول خود باشد.
پژوهشگران امیدوارند با رصدهای آینده این ستاره نوترونی بتوانند این معمای عجیب را حل کنند.

ستارگان کوارکی، آزمایشگاه جدید دنیای کوانتومی؟
فرستادن در 2006-06-12

 

کوارک‌ها که به‌همراه لپتون‌ها (الکترون و فامیل‌هایش) بنیادی‌ترین واحدهای سازنده تمام مواد هستند، بسیار اسرارآمیز و خجالتی‌اند؛ آن‌قدر خجالتی که خود را تنها در برخوردهای بسیار پرانرژی ذرات زیراتمی در سرعت‌های فوق‌العاده بالا نشان می‌دهند. در چنین انرژی‌های بالایی، برخورد ذرات به یکدیگر سبب خرد شدنشان و پدیدار شدن ساختار داخلی‌شان یعنی همان کوارک‌ها می‌شود؛ اما این کوارک‌ها لحظه‌ای بیشتر دوام نمی‌آورند و در بازترکیبی جدید، بوزون‌ها یا فرمیون‌های جدیدی تولید می‌کنند. هزینه تولید کوارک‌ها بسیار هنگفت است و فرصت بررسی آنها بسیار اندک و اسرارآمیز بودن کوارک‌ها هم از این ناپایداری ناشی می‌شود.

اما پژوهشگران دانشگاه کالگری و آزمایشگاه ملی آرگون در ایلی‌نویز پیشنهاد بهتری دارند. آنها حدس می‌زنند طبیعت، آزمایشگاه مناسبی را برای بررسی کوارک‌ها در نوعی از ستارگان ابرچگال به‌نام ستارگان نوترونی فراهم کرده‌است.

ستارگان نوترونی به‌قدری چگالند که یک قاشق چای‌خوری از موادشان، میلیاردها تن وزن دارد. چنین چگالی بالایی، فشاری فراتر از حد تصور را در هسته این ستارگان ایجاد می‌کند. فشار در برخی شرایط به‌قدری افزایش می‌یابد که کوارک‌ها را از درون نوترون‌ها آزاد می‌کند. این فرآیند که با باززایش کوارک‌ها مشهور است، می‌تواند ستاره نوترونی را به یک ستاره کوارکی تبدیل کند. پژوهشگران کالگری و آرگون پیش‌بینی می‌کنند در این فرآیند تبدیل، ستاره نوترونی به یک نواختر کوارکی تبدیل می‌شود و ستاره در نوعی انفجار داخلی، انرژی بسیار زیادی آزاد می‌کند. این انرژی می‌تواند به درک برخی از فورانگرهای دیده‌شده با انرژی بالا که تاکنون توضیحی بر وقوعشان نبود، کمک کند.

ستاره کوارکی تنها جایی در طبیعت است که می‌توان کوارک‌های آزاد را پیدا کرد. اما چگونه می‌توان این ستارگان را پیدا کرد؟ محاسبات رشید عوید، استاد اخترشناسی دانشگاه کالگری و همکارانش نشان می‌دهد بهترین نامزدهای ستارگان کوارکی، ستارگان نوترونی با جرم 1.5 تا 1.8 برابر جرم خورشید هستند که دوران وضعی سریعی دارند. این بدان معنی است که از هر یکصد ستاره نوترونی شناخته‌شده، یکی می‌تواند ستاره کوارکی باشد. با این حساب، فراوانی این ستارگان حتی در کهکشان خودمان بسیار زیاد است و هر روز باید انتظار دیدن دو نواختر کوارکی را داشت!

محاسبات این گروه هم‌چنین نشان می‌دهد هسته بسیار مغناطیسی ستارگان نوترونی سنگین می‌تواند در طول چند ساعت اول تولدش پس از انفجار ابرنواختری به یک ستاره کوارکی تبدیل شود. اما این زمان برای ستارگان نوترونی سنگین با میدان مغناطیسی متوسط به هزار سال بالغ می‌شود، که البته در مقیاس کیهانی چند لحظه‌ای بیش نیست.

پژوهشگران تاکنون دو پدیده شناخته‌شده را به ستارگان کوارکی مرتبط کرده‌اند. پدیده اول، گروهی از ستارگان نوترونی به نام ستارگان نوترونی ساکت رادیویی است. محاسبات نشان می‌دهند ستارگان کوارکی به‌جز برخی تابش‌های رادیویی مشخص، دیگر تابش‌های ستارگان نوترونی را تولید می‌کنند. تاکنون هفت ستاره نوترونی ساکت رادیویی شناخته‌شده که ممکن است ستاره کوارکی باشند.

اما این ستارگان کوارکی می‌توانند پدیده عجیب دیگری را نیز به نام فورانگرهای گاما توضیح دهند. این‌ها اجرامی ستاره‌ای‌اند که گاه‌گاه ، انرژی فراوانی را در طول چند ثانیه آزاد می‌کنند. این انرژی آزاد شده یک میلیون برابر انرژی تولیدی خورشید در طول یک‌سال است. زمانی اخترشناسان فکر می‌کردند انفجار ابرنواختری پرانرژی‌ترین رویدادهای کیهان است، اما فورانگر گاما ده برابر پرانرژی‌تر از انفجارهای ابرنواختری است.بیش از چهل‌سال است این اجرام شناخته شده‌اند، اما توضیح کاملی در موردشان وجود ندارد.

رشید عوید و همکارانش، چگونگی تغییر میدان مغناطیسی یک ستاره نوترونی را در طول فرآیند تبدیلش به یک ستاره کوارکی شبیه‌سازی کرده‌اند. این شبیه‌سازی که در گردهمایی جامعه منجمان آمریکا ارایه شده‌است، انفجار بزرگی را نشان می‌دهد که انرژی آن قابل‌قیاس با انرژی یک فورانگر گاما است. این گروه از پژوهشگران حدس می‌زنند فورانگرهای گاما با نواخترهای کوارکی در ارتباطند.

گام بعدی دانشمندان، مشخص کردن ویژگی‌های اختصاصی ستارگان کوارکی و نواخترهای کوارکی است تا بهتر بتوانند آن‌ها را در آسمان پیدا کنند.

 

 

 

 

 

هنگامی که ستاره پر جرمی به شکل ابر نواختر منفجر می شود، شاید هسته اش سالم بماند. اگر هسته بین 4/1 تا 3 جرم خورشیدی باشد، جاذبه آن را فراتر از مرحله کوتوله سفید متراکم می کند تا این که پروتونها و الکترونها برای تشکیل نوترونها به یکدیگر فشرده شوند. این نوع شیء سماوی ستاره نوترونی نامیده می شود. وقتی که قطر ستاره ای 10 کیلومتر (6مایل) باشد، انقباضش متوقف می شود. برخی از ستارگان نوترونی در زمین به شکل تپنده شناسایی می شوند که با چرخش خود، 2 نوع اشعه منتشر می کنند.

برای این که تصور بهتری از یک ستاره نوترونی در ذهنتان بوجود بیاید.. می توانید فرض کنید که تمام جرم خورشید در مکانی به وسعت یک شهر جا داده شده است. یعنی می توان گفت یک قاشق از ستاره نوترونی یک میلیارد تن جرم دارد.

این ستارگان هنگام انفجار برخی از ابرنواخترها بوجود می آیند. پس از انفجار یک ابرنواختر ممکن است به خاطر فشار بسیار زیاد حاصل از رمبش مواد پخش شده ساختار اتمی همه ی عناصر شیمیایی شکسته شود و تنها اجزای بنیادی بر جای بمانند.

اکثر دانشمندان عقیده دارند که جاذبه و فشار بسیار زیاد باعث فشرده شدن پروتونها و الکترونها به درون یکدیگر می شوند که خود سبب به وجود آمدن توده های متراکم نوترونی خواهد شد. عده کمی نیز معتقدند که فشردگی پروتونها و الکترونها بسیار بیش از اینهاست و این باعث می شود که تنها کوارک ها باقی بمانند. و این ستاره کوارکی متشکل از کوارکهای بالا و پایین (Up & down quarks)و نوع دیگری از کوارک که از بقیه سنگین تر است خواهد بود که این کوارک تا کنون در هیچ ماده ای کشف نشده است.

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 به سرپرستی خانم J. Cotton مطالعاتی را در مورد یک ستاره نوترونی به همراه یک ستاره همدم به نام 0748676 EXOا نجام داد. این گروه برای مطالعه ی این ستاره دو تایی که در فاصله ی 30000 سال نوری از زمین قرار دارد.. از یک ماهواره 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 ستاره نوترونی با استفاده از تأثیرات جاذبه ی زیاد ستاره بر روی نور بود.

با توجه به نظریه ی نسبیت عام نوری که از یک میدان جاذبه ی زیاد عبور کند.. مقداری از انرژی خود را از دست می دهد. این کاهش انرژی به صورت افزایش طول موج نور نمود پیدا می کنند. به این پدیده انتقال به قرمز می گویند.

این گروه برای اولین بار انتقال به قرمز نور گذرنده از اتمسفر بسیار بسیار نازک یک ستاره نوترونی را اندازه گیری کردند. جاذبه ی عظیم ستاره نوترونی باعث انتقال به قرمز نور می شود که میزان آن به مقدارجرم ستاره و شعاع آن بستگی دارد. تعیین مقادیر جرم و شعاع ستاره می تواند محققان را در یافتن فشار درونی ستاره یاری کند. با آگاهی از فشار درونی ستاره منجمان می توانند حدس بزنند که داخل ستاره نوترونی فقط متشکل از نوترونهاست یا ذرات ناشناخته ی دیگر را نیز شامل می شود.

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 ذره دیگری جز نوترون در آن وجود ندارد.

درحین این مطالعه و برای بررسی تغییرات طیف پرتوهای ایکس یک منبع پرقدرت اشعه ایکس لازم بود. انفجارهای هسته ای (Thermonuclear Blasts)که بر اثر جذب ستاره همدم توسط ستاره نوترونی ایجاد می شود.. همان منبع مورد نیاز برای تولید اشعه ی ایکس بود. (ستاره نوترونی به سبب جرم زیاد و به طبع آن.. جاذبه ی قوی.. مواد ستاره همدم را به سوی خود جذب می کرد.) طیف پرتوهای X تولید شده.. پس از عبور از جو بسیار کم ستاره نوترونی که از اتم های آهن فوق یونیزه شده تشکیل شده بود توسط ماهواره XMM-نیوتن مورد بررسی قرار گرفتند.

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.

 

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 می‌کنند.
مشخصات ستاره نوترونی
برای اینکه تصور بهتری از یک ستارۀ نوترونی در ذهنتان بوجود بیاید، می‌توانید فرض کنید که تمام جرم خورشید در مکانی به وسعت یک شهر جا داده شده است. یعنی می‌توان گفت یک قاشق از ستارۀ نوترونی یک میلیارد تن جرم دارد. این ستارگان هنگام انفجار برخی از ابرنواخترها بوجود می‌آیند. پس از انفجار یک ابرنواختر ممکن است بخاطر فشار بسیار زیاد حاصل از رمبش مواد پخش شده ساختار اتمی همه عناصر شیمیایی شکسته شود و تنها اجزای بنیادی بر جای بمانند.
اکثر دانشمندان عقیده دارند که جاذبه و فشار بسیار زیاد باعث فشرده شدن پروتونها و الکترونها به درون یکدیگر می‌شوند که خود سبب بوجود آمدن توده‌های متراکم نوترونی خواهد شد. عدۀ کمی نیز معتقدند که فشردگی پروتونها و الکترونها بسیار بیش از اینهاست و این باعث می‌شود که تنها کوارکها باقی بمانند و این ستاره کوارکی متشکل از کوارکهای بالا و پایین (Up & down quarks) و نوع دیگری از کوارک که از بقیه سنگینتر است خواهد بود، که این کوارک تا کنون در هیچ ماده‌ای کشف نشده است.
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 به سرپرستی 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

 

ستاره‌های نوترونی محتوی چگال‌ترین ماده‌ی قابل مشاهده در عالم هستند. این ستارگان جرمی بیس از جرم موجود در خورشید را در کره‌ای به اندازه‌ی یک شهر جای می‌دهند٬ بدین معنا که چند فنجان از ماده‌ی آن‌ها از کوه اورست پرجرم‌تر است. برای مطالعه‌ی این که ماده را تا چه حد می‌توان در طبیعت فشرد، اختر شناسان از این ستارگان به عنوان آزمایشگاه‌های طبیعی استفاده می‌کنند.
«سودیپ باتاچاریا»(
Sudip Bhattacharyya) از مرکز فضایی گودارد ناسا و دانشگاه مریلند می‌گوید:" می‌توان ذراتی نظیر کوارک را در مرکز ستارگان نوترونی یافت ولی ایجاد آن ها در آزمایشگاه غیر ممکن است. بنا بر این تنها راه موجود برای شناخت آن‌ها ٬
شناخت بهتر ستاره‌های نوترونی است."
دانشمندان در برخورد با این معما باید قطر و جرم ستاره‌های نوترونی را به دقت اندازه گیری کنند. اختر شناسان در دو مطالعه‌ی همزمان، یکی با همکاری آژانس فضایی اروپا، رصدخانه ی پرتو ایکس «اکس ام ام-نیوتن»(
XMM-Newton) و دیگری رصدخانه‌ی پرتو ایکس ژاپن و ناسا، «سوزاکو»( Suzaku
)، در این راه، قدم بزرگی به جلو برداشته‌اند.
تصویری هنرمندانه از دیسک داغ در حال چرخش حول ستاره‌ای نوترونی. گاز بخش درونی دیسک با سرعتی معادل چهل درصد سرعت نور در اطراف ستاره‌ی نوترونی می‌چرخد. دانشمندان با بررسی حرکت این گاز قطر ستاره‌ی نوترونی را اندازه گیری می‌کنند.
باتاچاریا و همکارش «تاد استرومایر» (
Tod Strohmayer)، با استفاده از XMM-Newton سیستم دوتایی 1X- مار ( 1Serpens X-) را رصد کردند. این سیستم شامل یک ستاره‌ی نوترونی و یک ستاره‌ی همدم است. آنها خط طیفی اتم‌های آهن داغ را مشاهده کردند که در اطراف ستاره‌ی نوترونی با سرعتی معادل ۴۰ درصد سرعت نور در حال چرخش هستند. رصد خانه‌های پرتو ایکس پیشین، خطوط طیفی آهن را در اطراف ستاره‌های نوترونی نمایان ساخته اما فاقد حساسیت لازم برای اندازه‌گیری جزییات شکل خطوط بودند.
به کمک آینه‌های بزرگ
XMM-Newton ، باتاچاریا و استرومایر دریافتند که سرعت بسیار زیاد گاز باعث پهن شدگی نامتقارن خطوط طیفی آهن شده است که به علت اثر دوپلر و اثرات پرتو افکنی پیش بینی شده در نظریه‌ی نسبیت خاص انیشتین باعث اعوجاج این خط طیفی می‌شود. خمیدگی فضا-زمان به وسیله‌ی گرانش قوی ستاره‌ی نوترونی٬ بر طبق نظریه‌ی نسبیت عام انیشتین٬
خط طیفی آهن ستاره‌ی نوترونی را به طول موج‌های بزرگ‌تر انتقال می‌دهد.
به گفته‌ی استرومایر: "ما این خطوط نامتقارن را در اطراف بسیاری از سیاه چاله‌ها مشاهده کرده‌ایم ولی این اولین مورد برای ستاره‌های نوترونی محسوب می‌شود و نشان می‌دهد که چگونگی شتاب گرفتن مواد در اطراف ستاره‌های نوترونی تفاوت بسیاری با یک سیاه چاله ندارد و این خود ابزاری جدید برای بررسی نظریه‌ی اینشتین است."
گروهی به رهبری «ادوارد ککت»(
Edward Cackett) و «جان میلر»(Jon Miller) از دانشگاه میشیگان، به همراه باتاچاریا و استرومایر، از قابلیت‌های طیف سنجی بالای تلسکوپ سوزاکو برای بررسی سه ستاره‌ی نوترونی که هر یک عضوی از یک مجموعه ی دوتایی هستند٬ استفاده کردند. یکی از این سه دوتایی همان 1X- مار بود و نتایج بررسی خطوط طیفی آهن مشابهت زیادی با نتایج رصد XMM-Newton داشت. در اطراف دو سیستم دیگر نیز خطوط آهنی مشابه با 1X
- مار وجود داشت.
ککت می‌گوید:" ما فقط گاز در حال چرخش بیرون سطح ستاره‌ی نوترونی را مشاهده می‌کنیم و از آنجا که بخش درونی دیسک تنها تا سطح ستاره‌ی نوترونی ادامه پیدا می‌کند، این اندازه گیری‌ها اندازه‌ی قطر ستاره ی نوترونی را به ما می‌دهد. طبق بررسی ما
٬ قطر یک ستاره‌ی نوترونی نمی‌تواند بیشتر از ۲۹ تا ۳۱ کیلومتر باشد و این با روش‌های دیگر اندازه گیری مطابقت دارد." میلر می‌افزاید:" اکنون ما با مشاهده‌ی خط طیفی آهن نسبیتی در اطراف سه ستاره‌ی نوترونی، شیوه‌ی جدیدی را برای اندازه گیری قطر آن‌ها پیدا کرده‌ایم. اندازه گیری جرم و قطر ستاره‌ی نوترونی بسیار مشکل است بنابراین ما به روش‌های متعددی برای دست یابی به این هدف نیازمندیم." فیزیک‌دانان با دانستن جرم و اندازه‌ی یک ستاره ی نوترونی می‌توانند فشردگی یا معادله‌ی حالت ماده‌ی فشرده شده را درون این اشیای بیش از حد چگال توضیح دهند. اختر شناسان در استفاده‌ای دیگر از خطوط طیفی آهن صرف نظر از آزمودن نظریه نسبیت عام اینشتین، می‌توانند

شرایط بخش درونی قرص برافزایشی اطراف ستاره‌ی نوترونی را بررسی کنند.
منبع:
www.astronomy.com

سریعترین چرخش یک ستاره نوترونی عجیب

 

منجمان رصدخانه اشعه گاما موسسه ESA  و فضاپیمای انتگرال به سریع ترین چرخش یک ستاره نوترونی پی بردند .

این لاشه ستاره ای کوچک در هر ثانیه 1122 بار به دور خود میچرخد . اگر این موضوع مورد تایید قرار بگیرد به منجمان این امکان را میدهد تا نگاهی اجمالی به درون این ستاره مرده بیاندازند .

نام این ستاره XTEJ1739-285 است که در 19 اکتبر سال 1999 توسط ماهواره "راسی کاوشگر تنظیم اشعه ایکس" (RXTE ) متعلق به سازمان فضائی آمریکا (NASA ) کشف شد .

درآگوست سال 2005 وقتی ماهواره انتگرال در حال نمایش تورم کهکشانی بود این ستاره برگشتن به زندگی خود را آغاز کرد و حدود یک ماه بعد انتگرال اولین انفجارهای کوتاه اشعه گاما از این ستاره را ثبت کرد .

کولکرس اسپانیائی که در مرکز فعالیت های انتگرال ESA  کار میکند (هدایت برنامه نمایش تورم های کهکشانی ) توسط ایمیل به فلیپ کارت از دانشگاه آیوآ خبر داد که تا آخر ماه اکتبر همان سال اتفاقات عجیبی رخ داده .

کارت برای ماهواره RXTE برنامه ای رو تدوین کرد تا این ماهواره این ستاره نوترونی را بین 31 اکتبر تا 16 نوامبر ببیند .

بین ماههای سپتامبر و نوامبر هر دو ماهواره RXTE  و انتگرال حدود 20 انفجار را از این ستاره ضبط کردند .

وقتی یک ستاره میمیرد یا میگوئیم مرده است به این معنا نیست که عمرش تمام شده است بلکه شاید به یک ستاره نوترونی تبدیل شود.

یک ستاره نوترونی قلب یک ستاره در حال مرگ است .

جرم خورشید مانند این ستاره نوترونی و ساختار داخلی آن از مرموزترین اسرار و نواحی است که دانشمندان حدس میزنند .

طبق محاسبات آنان مقدار بسیار کمی از یک ستاره نوترونی میلیون ها تن وزن دارد .

وقتی یک ستاره نوترونی دور ستاره ای دیگر میچرخد . میدان گرانشی بسیار قوی ستاره نوترونی میتواند گازهای ستاره دیگر را به سوی خود بکشد و همین عامل سبب میشود که سطح ستاره نوترونی پوشانده شود .

وقتی عمل پوشاندن ستاره به ارتفاع 5 10 متری برسد گاز در یک انفجار گرما هسته ای مشتعل میشود . این انفجار بزرگ انرژی بین چندین ثانیه تا چندین دقیقه طول میکشد و پس از آن یک انفجار اشعه X  روی خواهد داد .

مشاهدات قبلی اشعه ایکس ستارگان نوترونی آن حاکی از چرخشها و نوسانات ستارگان نوترونی است .

تیم تحقیقاتی آزمایشات و مطالعات خود را بر روی انفجارات این ستاره و نوسانات مربوط به آن را شروع کردند .

نتایجی که به دست آوردند مبهوت کننده بود . در آزمایش

روشن انفجار که RXTE  در 4 نوامبر ثبت کرد نوساناتی به طور واضح وجود داشت که دو برابر سریعی و نوسانات قبلی بود .

کولکر پذیرفت که این خبر شگفتی بزرگی برای ما بوده است .

بعد ار انجام تحقیقات و بررسی ها تیم تحقیقاتی خودشون پذیرفتند که نوسانات واقعا همان 1122 هرتز بوده است .

قبلا ستارگان نوترونی دارای سرعت اسپینی حدود 270 619 هرتز بوده اند .

این موضوع به منجمان اجازه داد تا با استفاده از استدلالهای آماری بگویند که بیشترین اسپین یک ستاره نوترونی 760 هرتز است .

اگر مشاهدات جدید این ستاره نوترونی تایید شوند این ستاره نوترونی محدودیت بالا را میشکند .

کولکر میگوید :

کشف ما خیلی بالاتر از محدوده ای است که ما فکر میکردیم واقعیت داره . ما قطعا به مشاهدات بیشتری در این مورد نیاز داریم . اگر ما سیگنال های بیشتری دریافت کنیم اون وقته که هر کسی میتونه به کشف ما معتقد بشه .

و سرعت بالای ستاره نوترونی به این معنا نیست که هر سرعتی را که بخواهد میتواند داشته باشد .

اگر سرعت چرخشی (اسپینی) ستاره خیلی سریع باشد حتی فشار گرانشی ستاره هم نمیتواند آن را به هم نگه دارد و ستاره منفجر و تجزیه میشود . سرعت تجزیه و تفکیک ستاره به وضعیت درونی ستاره بستگی دارد .و تا کنون منجمان به اندازه گیری دقیق این موضوع نپرداختند .

کولکر میگوید :

فرکانس حدود 1122 هرتز اکتشاف ما محدودیت هایی رو در برخی مدل های ستاره ای ایجاد میکند و اگر ما بتونیم ستارگان بیشتری رو با این محدوده ی فرکانس پیدا کنیم

حتما این اجازه را پیدا میکنیم تا چند مدل ستاره ای رو از این موضوع و مشاهدات قبلی مستثنی کنیم .

دانشمندان مشاهدات خود را بر روی دیگر ستارگان ادامه میدهند تا به نتایج مطلوب برسند .

این اکتشاف جالب در 10 مارس 2007 در مجله

Astrophysical Journal   چاپ خواهد شد .

منبع : www.esa.int
هنگامی که ستاره پر جرمی به شکل ابر نواختر منفجر می شود، شاید هسته اش سالم بماند. اگر هسته بین 4/1 تا 3 جرم خورشیدی باشد، جاذبه آن را فراتر از مرحله کوتوله سفید متراکم می کند تا این که پروتونها و الکترونها برای تشکیل نوترونها به یکدیگر فشرده شوند. این نوع شیء سماوی ستاره نوترونی نامیده می شود. وقتی که قطر ستاره ای 10 کیلومتر (6مایل) باشد، انقباضش متوقف می شود. برخی از ستارگان نوترونی در زمین به شکل تپنده شناسایی می شوند که با چرخش خود، 2 نوع اشعه منتشر می کنند.

برای این که تصور بهتری از یک ستارۀ نوترونی در ذهنتان بوجود بیاید.. می توانید فرض کنید که تمام جرم خورشید در مکانی به وسعت یک شهر جا داده شده است. یعنی می توان گفت یک قاشق از ستارۀ نوترونی یک میلیارد تن جرم دارد.
این ستارگان هنگام انفجار برخی از ابرنواخترها بوجود می آیند. پس از انفجار یک ابرنواختر ممکن است به خاطر فشار بسیار زیاد حاصل از رمبش مواد پخش شده ساختار اتمی همه ی عناصر شیمیایی شکسته شود و تنها اجزای بنیادی بر جای بمانند.

اکثر دانشمندان عقیده دارند که جاذبه و فشار بسیار زیاد باعث فشرده شدن پروتونها و الکترونها به درون یکدیگر می شوند که خود سبب به وجود آمدن توده های متراکم نوترونی خواهد شد. عدۀ کمی نیز معتقدند که فشردگی پروتونها و الکترونها بسیار بیش از اینهاست و این باعث می شود که تنها کوارک ها باقی بمانند. و این ستاره کوارکی متشکل از کوارکهای بالا و پایین (
Up & down quarks)و نوع دیگری از کوارک که از بقیه سنگین تر است خواهد بود که این کوارک تا کنون در هیچ ماده ای کشف نشده است.
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 به سرپرستی خانم
J. Cotton مطالعاتی را در مورد یک ستارۀ نوترونی به همراه یک ستارۀ همدم به نام 0748676 EXOا نجام داد. این گروه برای مطالعه ی این ستارۀ دو تایی که در فاصله ی 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 ی زیاد ستاره بر روی نور بود.
با توجه به نظریه ی نسبیت عام نوری که از یک میدان جاذبه ی زیاد عبور کند.. مقداری از انرژی خود را از دست می دهد. این کاهش انرژی به صورت افزایش طول موج نور نمود پیدا می کنند. به این پدیده انتقال به قرمز می گویند.
این گروه برای اولین بار انتقال به قرمز نور گذرنده از اتمسفر بسیار بسیار نازک یک ستارۀ نوترونی را اندازه گیری کردند. جاذبه ی عظیم ستارۀ نوترونی باعث انتقال به قرمز نور می شود که میزان آن به مقدارجرم ستاره و شعاع آن بستگی دارد. تعیین مقادیر جرم و شعاع ستاره می تواند محققان را در یافتن فشار درونی ستاره یاری کند. با آگاهی از فشار درونی ستاره منجمان می توانند حدس بزنند که داخل ستارۀ نوترونی فقط متشکل از نوترونهاست یا ذرات ناشناخته ی دیگر را نیز شامل می شود.

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.
درحین این مطالعه و برای بررسی تغییرات طیف پرتوهای ایکس یک منبع پرقدرت اشعه ایکس لازم بود. انفجارهای هسته ای (
Thermonuclear Blasts)که بر اثر جذب ستارۀ همدم توسط ستارۀ نوترونی ایجاد می شود.. همان منبع مورد نیاز برای تولید اشعه ی ایکس بود. (ستارۀ نوترونی به سبب جرم زیاد و به طبع آن.. جاذبه ی قوی.. مواد ستارۀ همدم را به سوی خود جذب می کرد.) طیف پرتوهای X تولید شده.. پس از عبور از جو بسیار کم ستارۀ نوترونی که از اتم های آهن فوق یونیزه شده تشکیل شده بود توسط ماهوارۀ XMM-نیوتن مورد بررسی قرار گرفتند.

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

 جسدهای ستاره‌ای چگال قدیمی و رها شده در فضا، اگر گذارشان به ابرهای گازی شیرخوارگاه‌های ستاره‌ای بیفتد، شانس دومی برای زندگی پیدا خواهند کرد. پژوهشگران در تحلیل‌های جدید خود نشان داده‌اند این جسدهای تنها که چیزی جز ستارگان نوترونی نیستند، با فروریزش گاز بر سطحشان، پرتوهای ایکس می‌تابانند

شرح عکس: صدها منبع پرتو ایکس ناشناخته در تصویر رصدخانه فضایی تابش ایکس چاندرا از مرکز کهکشان راه‌شیری شناسایی شده است

بدین ترتیب، این ستارگان نوترونی تنها می‌توانند عامل صدها منبع ناشناخته تابش ایکس در نزدیکی مرکز کهکشان خودمان باشند که پیش‌ازاین جفت‌های ستاره‌ای تشخیص داده شده بودند. اما رصدهای جدید تلسکوپ‌های فضایی تابش ایکس، مشخص کرد این منابع ناشناخته نمی‌توانند ستارگان معمولی باشند

ستاره نوترونی، هسته کوچک و فوق‌چگالی است که پس از انفجار ابرنواختری ستارگان ابرسنگین برجای می‌ماند. مدل‌های تحول کهکشانی پیش‌بینی می‌کنند که یکصدمیلیون ستاره نوترونی در کهکشان راه‌شیری وجود داشته باشد؛ اما شناسایی این ستارگان بسیار دشوار است، چراکه اغلب آنها هیچ تابشی از خود ساطع نمی‌کنند. اما برخی از آنها را می‌توان آشکار کرد. ستارگان نوترونی جوانی که تنها چندمیلیون سال از عمرشان گذشته، امواج رادیویی می‌تابانند و آنهایی که در یک منظومه دوتایی بر گرد ستاره‌ای معمولی می‌گردند، مواد خام ستاره‌ای را از همدم خود جذب می‌کنند و پرتوهای ایکس می‌تابانند

پیش‌از این بسیاری از اخترشناسان پیشنهاد داده بودند که ستارگان نوترونی پیر و تنها هم می‌توانند با جذب گاز از ابرهای گاز چگال مرکز کهکشان، پرتوهای ایکس بتابانند. اما به عقیده شائونگ نان ژانگ، اخترشناس دانشگاه چشینگوآ در پکن، تنها ایراد این پیشنهاد این بود که ‌کسی نتوانسته بود آنها را رصد کند. اما اکنون، وی و همکارانش حدس می‌زنند که اغلب هشتصد جرم ناشناخته تابنده پرتوهای ایکس که رصدخانه فضایی چاندرا آنها را در نزدیکی مرکز کهکشان پیدا کرد، همین دسته از ستارگان نوترونی هستند

این گروه با تحلیل تصاویر رادیویی کهکشان توانستند موقعیت ابرهای گاز را در اطراف مرکز کهکشان تعیین کنند. با مقایسه این نقشه و موقعیت اجرام تابنده پرتوهای ایکس، آنها متوجه شدند که درخشان‌ترین این اجرام از ابرهای فشرده‌تر گاز عبور می‌کنند، جایی که ستارگان جدید متولد می‌شوند، و آنهایی که کم‌نورترند اغلب در نواحی نسبتا کم‌چگال یافت می‌شوند

بیشتر ستارگان نوترونی تنهایند تا آن‌که عضو یک مجموعه‌ای چند ستاره‌ای باشند. ستارگان نوترونی همدم‌دار آن‌قدر درخشان هستند که در طول‌موج ایکس دیده شوند، چرا که نسبتا جوانند و میدان مغناطیسی قدرتمندی دارند. این میدان مغناطیسی مانع از انباشته‌شدن گاز محیط در منظومه ستاره‌ای می‌شود. بدین ترتیب بسیاری از منابع تابش ایکس باید ستارگان نوترونی تنها باشند

این پدیده در مناطقی که ماده میان‌ستاره‌ای به‌اندازه کافی چگال وجود داشته باشد، محتمل است. البته به این نکته نیز باید توجه کرد که تولید پرتوهای ایکس به این روش بازدهی مناسبی ندارد و نمی‌توان این پدیده را به تنهایی به درخشان‌ترین منبع‌های پرتوی ایکس مرتبط کرد

اما همه اخترشناسان با این نظر موافق نیستند. مارتن وان‌کرکویجک، اخترشناس دانشگاه تورنتو می‌گوید: روش اندازه‌گیری درخشندگی حقیقی هر منبع پرتو ایکس، این است که تخمین بزنیم چه کسری از انرژی این پرتو را گرد و غبار میان‌ستاره‌ای بین ما و منبع جذب کرده است. بدین ترتیب، ارتباط بین درخشندگی منبع و مقدار گاز اطراف آن بی‌معنی خواهد شد. اما این بدان معنی نیست که ایده ستارگان نوترونی تنها نادرست باشد، بلکه بدان برای اثبات این موضوع به شواهد بیشتری نیاز است. 

 



JavaScript Codes


Javascripts