Stea neutronică

În lumea de astăzi, Stea neutronică a devenit un subiect de interes general care acoperă un spectru larg de aplicații. De la impactul său asupra societății și până la relevanța sa în economia globală, studiul lui Stea neutronică a câștigat o importanță incontestabilă în diferite domenii ale cunoașterii. În acest articol, vom explora diferitele fațete ale Stea neutronică și influența sa asupra vieții noastre de zi cu zi. De la origini și până la evoluția sa de astăzi, vom aprofunda într-o analiză detaliată care ne va permite să înțelegem mai bine importanța și amploarea lui Stea neutronică în lumea contemporană.

O stea neutronică este un tip de rămășiță fie a colapsului gravitațional al unei stele masive într-o supernovă de tip II, de tip Ib sau de tip Ic. Asemenea stele sunt formate aproape în întregime din neutroni, particule subatomice fără sarcină electrică și cu mase similare cu cele ale protonilor. Stelele neutronice sunt foarte fierbinți și prăbușirea lor este frânată doar de principiul de excluziune al lui Pauli. Acest principiu afirmă că doi neutroni (sau, în general, doi fermioni) nu pot ocupa același loc și avea aceeași stare cuantică simultan.

O stea neutronică tipică are o masă între 1,35 și 2,1 mase solare, cu o rază de aproximativ 12 km dacă se utilizează ecuația de stare Akmal-Pandharipande-Ravenhall (APR).[1][2] Prin contrast, raza Soarelui este de aproximativ de 60.000 de ori mai mare. Stelele neutronice au densități în general prezise de ecuația de stare APR între 3.7×1017 și 5.9×1017 kg/m3 (de 2.6×1014–4.1×1014 ori mai mari ca densitatea Soarelui),[3] comparabilă cu densitatea aproximativă a unui nucleu atomic de 3×1017 kg/m3.[4] Densitatea unei stele neutronice variază între mai puțin de 1×109 kg/m3 pe scoarță până la peste 6×1017 sau 8×1017 kg/m3 în profunzime.[5]

Descoperitoarea primei stele neutronice a fost Jocelyn Bell Burnell de la Universitatea Cambridge (Anglia) în anul 1967.

Clasificare

- obișnuite (nepulsare).
- pulsare.
- binare (2 stele neutronice se rotesc împreună până la coliziunea finală explozivă).
- binare (o stea neutronică și o stea obișnuită se rotesc împreună, cea obișnuită fiind consumată treptat de cea neutronică).
- magnetare.

Vezi și

Legături externe

Galerie de imagini

  • Structura internă a unei stele neutronice
    Structura internă a unei stele neutronice
  • Pulsar
    Pulsar
  • Stele neutronice binare în fază de coliziune
    Stele neutronice binare în fază de coliziune

Note

  1. ^ Paweł Haensel, A Y Potekhin, D G Yakovlev (). Neutron Stars. Springer. ISBN 0387335439. 
  2. ^ Densitatea unei stele neutronice crește cu masa ei și, pentru majoritatea ecuațiilor de stare, raza ei scade neliniar cu masa. De exemplu, predicțiile pentru o stea de 1,35 M sunt, conform diferitelor ecuații de stare: FPS 10,8 km, UU 11,1 km, APR 12,1 km și L 14,9 km. Pentru o stea mai masivă cu raza de 2,1 M, predicțiile sunt: FPS nedefinit, UU 10,5 km, APR 11,8 km și L 15,1 km. (Grafic al maselor realizat de NASA Arhivat în , la Wayback Machine.)
  3. ^ 3.7×1017 kg/m3 rezultă din masa 2.68 × 1030 kg / volumul stelei de rază 12 km; 5.9×1017 kg m-3 rezultă din masa 4.2×1030 kg pe volumul stelei de rază 11.9 km
  4. ^ „Calculating a Neutron Star's Density”. Accesat în .  NB 3 × 1017 kg/m3 este 3×1014 g/cm3
  5. ^ „Introduction to neutron stars”. Accesat în .