పరిచయం

దాని చరిత్రలో, మానవత్వం విశ్వాన్ని అర్థం చేసుకోవడానికి ప్రయత్నించడం ఆపలేదు. విశ్వం అనేది ఉనికిలో ఉన్న ప్రతిదాని యొక్క సంపూర్ణత, ఈ కణాల మధ్య ఖాళీ యొక్క అన్ని పదార్థ కణాలు. ఆధునిక ఆలోచనల ప్రకారం, విశ్వం యొక్క వయస్సు సుమారు 14 బిలియన్ సంవత్సరాలు.

విశ్వంలో కనిపించే భాగం పరిమాణం దాదాపు 14 బిలియన్ కాంతి సంవత్సరాలు (ఒక కాంతి సంవత్సరం అంటే కాంతి ఒక సంవత్సరంలో శూన్యంలో ప్రయాణించే దూరం). కొంతమంది శాస్త్రవేత్తలు విశ్వం యొక్క పరిధిని 90 బిలియన్ కాంతి సంవత్సరాలుగా అంచనా వేశారు. అటువంటి భారీ దూరాలను ఆపరేట్ చేయడానికి సౌకర్యవంతంగా ఉండటానికి, Parsec అనే విలువ ఉపయోగించబడుతుంది. పార్సెక్ అనేది భూమి యొక్క కక్ష్య యొక్క సగటు వ్యాసార్థం, దృష్టి రేఖకు లంబంగా, ఒక ఆర్క్ సెకండ్ కోణంలో కనిపించే దూరం. 1 పార్సెక్ = 3.2616 కాంతి సంవత్సరాలు.

విశ్వంలో భారీ సంఖ్యలో విభిన్న వస్తువులు ఉన్నాయి, వాటి పేర్లు గ్రహాలు మరియు ఉపగ్రహాలు, నక్షత్రాలు, కాల రంధ్రాలు మొదలైన వాటికి చాలా సుపరిచితం. నక్షత్రాలు వాటి ప్రకాశం, పరిమాణం, ఉష్ణోగ్రత మరియు ఇతర పారామితులలో చాలా వైవిధ్యంగా ఉంటాయి. నక్షత్రాలలో వైట్ డ్వార్ఫ్స్, న్యూట్రాన్ స్టార్స్, జెయింట్స్ అండ్ సూపర్ జెయింట్స్, క్వాసార్స్ మరియు పల్సర్స్ వంటి వస్తువులు ఉంటాయి. గెలాక్సీల కేంద్రాలు ప్రత్యేక ఆసక్తిని కలిగి ఉన్నాయి. ఆధునిక ఆలోచనల ప్రకారం, గెలాక్సీ మధ్యలో ఉన్న వస్తువు యొక్క పాత్రకు కాల రంధ్రం అనుకూలంగా ఉంటుంది. కాల రంధ్రాలు నక్షత్రాల పరిణామం యొక్క ఉత్పత్తులు, వాటి లక్షణాలలో ప్రత్యేకమైనవి. కాల రంధ్రాల ఉనికి యొక్క ప్రయోగాత్మక విశ్వసనీయత సాధారణ సాపేక్ష సిద్ధాంతం యొక్క ప్రామాణికతపై ఆధారపడి ఉంటుంది.

గెలాక్సీలతో పాటు, విశ్వం నిహారికలతో (ధూళి, వాయువు మరియు ప్లాస్మాతో కూడిన ఇంటర్స్టెల్లార్ మేఘాలు), మొత్తం విశ్వాన్ని విస్తరించే కాస్మిక్ మైక్రోవేవ్ బ్యాక్‌గ్రౌండ్ రేడియేషన్ మరియు ఇతర తక్కువ అధ్యయనం చేసిన వస్తువులతో నిండి ఉంటుంది.

న్యూట్రాన్ నక్షత్రాలు

న్యూట్రాన్ నక్షత్రం అనేది ఖగోళ వస్తువు, ఇది నక్షత్రాల పరిణామం యొక్క తుది ఉత్పత్తులలో ఒకటి, ఇది ప్రధానంగా భారీ పరమాణు కేంద్రకాలు మరియు ఎలక్ట్రాన్ల రూపంలో సాపేక్షంగా సన్నని (? 1 కిమీ) క్రస్ట్‌తో కప్పబడిన న్యూట్రాన్ కోర్ని కలిగి ఉంటుంది. న్యూట్రాన్ నక్షత్రాల ద్రవ్యరాశి సూర్యుని ద్రవ్యరాశితో పోల్చవచ్చు, కానీ సాధారణ వ్యాసార్థం 10-20 కిలోమీటర్లు మాత్రమే. అందువల్ల, అటువంటి నక్షత్రం యొక్క పదార్థం యొక్క సగటు సాంద్రత పరమాణు కేంద్రకం యొక్క సాంద్రత కంటే చాలా రెట్లు ఎక్కువ (భారీ కేంద్రకాల కోసం సగటున 2.8 * 1017 kg/m?). న్యూట్రాన్ నక్షత్రం యొక్క మరింత గురుత్వాకర్షణ కుదింపు న్యూట్రాన్ల పరస్పర చర్య కారణంగా ఉత్పన్నమయ్యే అణు పదార్థం యొక్క పీడనం ద్వారా నిరోధించబడుతుంది.

చాలా న్యూట్రాన్ నక్షత్రాలు చాలా ఎక్కువ భ్రమణ రేట్లు కలిగి ఉంటాయి, సెకనుకు వేల విప్లవాల వరకు ఉంటాయి. సూపర్నోవా పేలుళ్ల సమయంలో న్యూట్రాన్ నక్షత్రాలు పుడుతాయని నమ్ముతారు.

న్యూట్రాన్ నక్షత్రాలలోని గురుత్వాకర్షణ బలాలు క్షీణించిన న్యూట్రాన్ వాయువు యొక్క పీడనం ద్వారా సమతుల్యమవుతాయి, న్యూట్రాన్ నక్షత్రం యొక్క ద్రవ్యరాశి యొక్క గరిష్ట విలువ ఒపెన్‌హైమర్-వోల్కాఫ్ పరిమితి ద్వారా సెట్ చేయబడుతుంది, దీని సంఖ్యా విలువ (ఇప్పటికీ పేలవంగా తెలిసిన) సమీకరణంపై ఆధారపడి ఉంటుంది. నక్షత్రం యొక్క ప్రధాన భాగంలో పదార్థం యొక్క స్థితి. సాంద్రతలో ఇంకా ఎక్కువ పెరుగుదలతో, న్యూట్రాన్ నక్షత్రాలను క్వార్క్‌లుగా మార్చడం సాధ్యమవుతుందని సైద్ధాంతిక ప్రాంగణాలు ఉన్నాయి.

న్యూట్రాన్ నక్షత్రాల ఉపరితలంపై ఉన్న అయస్కాంత క్షేత్రం 1012-1013 G (గాస్ అనేది మాగ్నెటిక్ ఇండక్షన్ యొక్క కొలత యూనిట్) విలువకు చేరుకుంటుంది మరియు ఇది పల్సర్ల రేడియో ఉద్గారానికి కారణమయ్యే న్యూట్రాన్ నక్షత్రాల మాగ్నెటోస్పియర్‌లలోని ప్రక్రియలు. 1990ల నుండి, కొన్ని న్యూట్రాన్ నక్షత్రాలు అయస్కాంతాలుగా గుర్తించబడ్డాయి - 1014 గాస్ లేదా అంతకంటే ఎక్కువ క్రమంలో అయస్కాంత క్షేత్రాలు కలిగిన నక్షత్రాలు. అటువంటి ఫీల్డ్‌లు (4.414 1013 G యొక్క “క్లిష్టమైన” విలువను మించి, అయస్కాంత క్షేత్రంతో ఎలక్ట్రాన్ యొక్క పరస్పర చర్య దాని మిగిలిన శక్తిని మించిపోయింది) గుణాత్మకంగా కొత్త భౌతిక శాస్త్రాన్ని పరిచయం చేస్తుంది, ఎందుకంటే నిర్దిష్ట సాపేక్ష ప్రభావాలు, భౌతిక శూన్యత ధ్రువణత మొదలైనవి. ముఖ్యమైనవిగా మారతాయి.

న్యూట్రాన్ నక్షత్రాల వర్గీకరణ

పరిసర పదార్థంతో న్యూట్రాన్ నక్షత్రాల పరస్పర చర్యను వివరించే రెండు ప్రధాన పారామితులు మరియు పర్యవసానంగా, వాటి పరిశీలనా వ్యక్తీకరణలు భ్రమణ కాలం మరియు అయస్కాంత క్షేత్రం యొక్క పరిమాణం. కాలక్రమేణా, నక్షత్రం దాని భ్రమణ శక్తిని ఖర్చు చేస్తుంది మరియు దాని భ్రమణ కాలం పెరుగుతుంది. అయస్కాంత క్షేత్రం కూడా బలహీనపడుతుంది. ఈ కారణంగా, న్యూట్రాన్ నక్షత్రం తన జీవితకాలంలో దాని రకాన్ని మార్చగలదు.

ఎజెక్టర్ (రేడియో పల్సర్) - బలమైన అయస్కాంత క్షేత్రాలు మరియు చిన్న భ్రమణ కాలం. మాగ్నెటోస్పియర్ యొక్క సరళమైన నమూనాలో, అయస్కాంత క్షేత్రం పటిష్టంగా తిరుగుతుంది, అంటే న్యూట్రాన్ నక్షత్రం వలె అదే కోణీయ వేగంతో తిరుగుతుంది. ఒక నిర్దిష్ట వ్యాసార్థంలో, ఫీల్డ్ యొక్క భ్రమణ సరళ వేగం కాంతి వేగాన్ని చేరుకుంటుంది. ఈ వ్యాసార్థాన్ని కాంతి సిలిండర్ యొక్క వ్యాసార్థం అంటారు. ఈ వ్యాసార్థం దాటి, ఒక సాధారణ ద్విధ్రువ క్షేత్రం ఉనికిలో ఉండదు, కాబట్టి ఈ సమయంలో ఫీల్డ్ స్ట్రెంగ్త్ లైన్‌లు తెగిపోతాయి. అయస్కాంత క్షేత్ర రేఖల వెంట కదులుతున్న చార్జ్డ్ కణాలు అటువంటి శిఖరాల ద్వారా న్యూట్రాన్ నక్షత్రాన్ని విడిచిపెట్టి అనంతానికి ఎగురుతాయి. ఈ రకమైన న్యూట్రాన్ నక్షత్రం రేడియో శ్రేణిలో విడుదల చేసే సాపేక్ష చార్జ్డ్ కణాలను బయటకు పంపుతుంది. ఒక పరిశీలకుడికి, ఎజెక్టర్లు రేడియో పల్సర్‌ల వలె కనిపిస్తాయి.

ప్రొపెల్లర్ - కణాల ఎజెక్షన్ కోసం భ్రమణ వేగం ఇకపై సరిపోదు, కాబట్టి అటువంటి నక్షత్రం రేడియో పల్సర్ కాదు. అయినప్పటికీ, ఇది ఇంకా పెద్దది, మరియు అయస్కాంత క్షేత్రం ద్వారా సంగ్రహించబడిన న్యూట్రాన్ నక్షత్రం చుట్టూ ఉన్న పదార్థం పడిపోదు, అనగా పదార్థం యొక్క అక్రెషన్ జరగదు. ఈ రకమైన న్యూట్రాన్ నక్షత్రాలు వాస్తవంగా గమనించదగిన వ్యక్తీకరణలను కలిగి ఉండవు మరియు పేలవంగా అధ్యయనం చేయబడ్డాయి.

అక్రెటర్ (ఎక్స్-రే పల్సర్) - భ్రమణ వేగం అటువంటి న్యూట్రాన్ నక్షత్రం మీద పడకుండా ఇప్పుడు ఏమీ నిరోధించలేదు. ప్లాస్మా, పడిపోవడం, అయస్కాంత క్షేత్ర రేఖల వెంట కదులుతుంది మరియు న్యూట్రాన్ నక్షత్రం యొక్క ధ్రువాల ప్రాంతంలో ఒక ఘన ఉపరితలాన్ని తాకి, పదిలక్షల డిగ్రీల వరకు వేడెక్కుతుంది. అటువంటి అధిక ఉష్ణోగ్రతలకి వేడి చేయబడిన పదార్థం ఎక్స్-రే పరిధిలో మెరుస్తుంది. పడే పదార్థం నక్షత్రం యొక్క ఉపరితలంతో ఢీకొనే ప్రాంతం చాలా చిన్నది - కేవలం 100 మీటర్లు మాత్రమే. నక్షత్రం యొక్క భ్రమణ కారణంగా, ఈ హాట్ స్పాట్ క్రమానుగతంగా వీక్షణ నుండి అదృశ్యమవుతుంది, దీనిని పరిశీలకుడు పల్సేషన్‌లుగా భావిస్తాడు. ఇటువంటి వస్తువులను ఎక్స్‌రే పల్సర్‌లు అంటారు.

జియోరోటేటర్ - అటువంటి న్యూట్రాన్ నక్షత్రాల భ్రమణ వేగం తక్కువగా ఉంటుంది మరియు అక్క్రీషన్‌ను నిరోధించదు. కానీ మాగ్నెటోస్పియర్ యొక్క పరిమాణం ఏమిటంటే ప్లాస్మా గురుత్వాకర్షణ ద్వారా సంగ్రహించబడటానికి ముందు అయస్కాంత క్షేత్రం ద్వారా ఆపివేయబడుతుంది. ఇదే విధమైన యంత్రాంగం భూమి యొక్క మాగ్నెటోస్పియర్‌లో పనిచేస్తుంది, అందుకే ఈ రకానికి దాని పేరు వచ్చింది.

న్యూట్రాన్ నక్షత్రం

M ~ 25Mతో సూపర్నోవా పేలుడు సమయంలో, ~ 1.6M ద్రవ్యరాశితో దట్టమైన న్యూట్రాన్ కోర్ (న్యూట్రాన్ స్టార్) మిగిలి ఉందని లెక్కలు చూపిస్తున్నాయి. సూపర్నోవా దశకు చేరుకోని అవశేష ద్రవ్యరాశి M > 1.4M ఉన్న నక్షత్రాలలో, క్షీణించిన ఎలక్ట్రాన్ వాయువు యొక్క పీడనం కూడా గురుత్వాకర్షణ శక్తులను సమతుల్యం చేయలేకపోతుంది మరియు నక్షత్రం అణు సాంద్రత స్థితికి కుదించబడుతుంది. ఈ గురుత్వాకర్షణ పతనం యొక్క విధానం సూపర్నోవా పేలుడు సమయంలో వలె ఉంటుంది. ఎలక్ట్రాన్లు మరియు ప్రోటాన్లు ఒకదానికొకటి "నొక్కడం" మరియు ప్రతిచర్య ఫలితంగా కనిపించే అటువంటి విలువలను నక్షత్రం లోపల ఒత్తిడి మరియు ఉష్ణోగ్రత చేరుకుంటుంది.

న్యూట్రినోల ఉద్గారం తర్వాత, న్యూట్రాన్లు ఏర్పడతాయి, ఎలక్ట్రాన్ల కంటే చాలా చిన్న దశ వాల్యూమ్‌ను ఆక్రమిస్తాయి. న్యూట్రాన్ స్టార్ అని పిలవబడేది కనిపిస్తుంది, దీని సాంద్రత 10 14 - 10 15 g/cm 3కి చేరుకుంటుంది. న్యూట్రాన్ నక్షత్రం యొక్క లక్షణ పరిమాణం 10 - 15 కి.మీ. ఒక కోణంలో, న్యూట్రాన్ నక్షత్రం ఒక పెద్ద పరమాణు కేంద్రకం. న్యూట్రాన్ల పరస్పర చర్య వల్ల ఉత్పన్నమయ్యే అణు పదార్థం యొక్క పీడనం ద్వారా మరింత గురుత్వాకర్షణ కుదింపు నిరోధించబడుతుంది. ఇది కూడా గతంలో తెల్ల మరగుజ్జు విషయంలో వలె క్షీణత ఒత్తిడి, కానీ ఇది చాలా దట్టమైన న్యూట్రాన్ వాయువు యొక్క క్షీణత పీడనం. ఈ పీడనం 3.2M వరకు ద్రవ్యరాశిని పట్టుకోగలదు.
కూలిపోయే సమయంలో ఉత్పత్తి చేయబడిన న్యూట్రినోలు న్యూట్రాన్ నక్షత్రాన్ని చాలా త్వరగా చల్లబరుస్తాయి. సైద్ధాంతిక అంచనాల ప్రకారం, దాని ఉష్ణోగ్రత ~ 100 సెకన్ల సమయంలో 10 11 నుండి 10 9 K వరకు పడిపోతుంది. ఇంకా, శీతలీకరణ రేటు కొద్దిగా తగ్గుతుంది. అయితే, ఇది ఖగోళ శాస్త్ర స్థాయిలో చాలా ఎక్కువ. 100 సంవత్సరాలలో 10 9 నుండి 10 8 K మరియు మిలియన్ సంవత్సరాలలో 10 6 K వరకు ఉష్ణోగ్రత తగ్గుతుంది. ఆప్టికల్ పద్ధతులను ఉపయోగించి న్యూట్రాన్ నక్షత్రాలను గుర్తించడం వాటి చిన్న పరిమాణం మరియు తక్కువ ఉష్ణోగ్రత కారణంగా చాలా కష్టం.
1967లో, కేంబ్రిడ్జ్ విశ్వవిద్యాలయంలో, హెవిష్ మరియు బెల్ ఆవర్తన విద్యుదయస్కాంత వికిరణం యొక్క కాస్మిక్ మూలాలను కనుగొన్నారు - పల్సర్లు. చాలా పల్సర్‌ల పల్స్ పునరావృత కాలాలు 3.3·10 -2 నుండి 4.3 సెకన్ల వరకు ఉంటాయి. ఆధునిక భావనల ప్రకారం, పల్సర్లు 1 - 3M ద్రవ్యరాశి మరియు 10 - 20 కిమీ వ్యాసం కలిగిన న్యూట్రాన్ నక్షత్రాలను తిరుగుతాయి. న్యూట్రాన్ నక్షత్రాల లక్షణాలతో కూడిన కాంపాక్ట్ వస్తువులు మాత్రమే అటువంటి భ్రమణ వేగంతో కూలిపోకుండా వాటి ఆకారాన్ని నిర్వహించగలవు. న్యూట్రాన్ స్టార్ ఏర్పడే సమయంలో కోణీయ మొమెంటం మరియు అయస్కాంత క్షేత్రం యొక్క పరిరక్షణ బలమైన అయస్కాంత క్షేత్రం B ~ 10 12 G తో వేగంగా తిరిగే పల్సర్‌ల పుట్టుకకు దారితీస్తుంది.
న్యూట్రాన్ నక్షత్రానికి అయస్కాంత క్షేత్రం ఉందని నమ్ముతారు, దీని అక్షం నక్షత్రం యొక్క భ్రమణ అక్షంతో సమానంగా ఉండదు. ఈ సందర్భంలో, నక్షత్రం యొక్క రేడియేషన్ (రేడియో తరంగాలు మరియు కనిపించే కాంతి) ఒక లైట్‌హౌస్ కిరణాల వలె భూమి అంతటా ప్రవహిస్తుంది. పుంజం భూమిని దాటినప్పుడు, ఒక పల్స్ నమోదు చేయబడుతుంది. న్యూట్రాన్ నక్షత్రం నుండి వచ్చే రేడియేషన్ నక్షత్రం యొక్క ఉపరితలం నుండి చార్జ్ చేయబడిన కణాలు అయస్కాంత క్షేత్ర రేఖల వెంట వెలుపలికి కదులుతాయి, విద్యుదయస్కాంత తరంగాలను విడుదల చేస్తాయి. పల్సర్ రేడియో ఉద్గారాల యొక్క ఈ విధానం, మొదట గోల్డ్ ద్వారా ప్రతిపాదించబడింది, అంజీర్లో చూపబడింది. 39.

రేడియేషన్ యొక్క పుంజం భూమిపై ఉన్న పరిశీలకుడికి తాకినట్లయితే, రేడియో టెలిస్కోప్ రేడియో ఉద్గారాల యొక్క చిన్న పల్స్‌లను న్యూట్రాన్ నక్షత్రం యొక్క భ్రమణ కాలానికి సమానమైన వ్యవధితో గుర్తిస్తుంది. పల్స్ యొక్క ఆకృతి చాలా క్లిష్టంగా ఉంటుంది, ఇది న్యూట్రాన్ నక్షత్రం యొక్క మాగ్నెటోస్పియర్ యొక్క జ్యామితి ద్వారా నిర్ణయించబడుతుంది మరియు ప్రతి పల్సర్ యొక్క లక్షణం. పల్సర్ల భ్రమణ కాలాలు ఖచ్చితంగా స్థిరంగా ఉంటాయి మరియు ఈ కాలాలను కొలిచే ఖచ్చితత్వం 14-అంకెల సంఖ్యలకు చేరుకుంటుంది.
ప్రస్తుతం, బైనరీ సిస్టమ్స్‌లో భాగమైన పల్సర్‌లు కనుగొనబడ్డాయి. పల్సర్ రెండవ భాగం చుట్టూ తిరుగుతుంటే, డాప్లర్ ప్రభావం కారణంగా పల్సర్ వ్యవధిలో వైవిధ్యాలను గమనించాలి. పల్సర్ పరిశీలకుడికి చేరుకున్నప్పుడు, డాప్లర్ ప్రభావం కారణంగా రేడియో పల్స్ యొక్క రికార్డ్ చేయబడిన కాలం తగ్గుతుంది మరియు పల్సర్ మన నుండి దూరంగా వెళ్ళినప్పుడు, దాని కాలం పెరుగుతుంది. ఈ దృగ్విషయం ఆధారంగా, డబుల్ స్టార్స్‌లో భాగమైన పల్సర్‌లు కనుగొనబడ్డాయి. బైనరీ వ్యవస్థలో భాగమైన మొదటి పల్సర్ PSR 1913 + 16 కోసం, కక్ష్య వ్యవధి 7 గంటల 45 నిమిషాలు. పల్సర్ PSR 1913 + 16 యొక్క సహజ కక్ష్య కాలం 59 ms.
పల్సర్ యొక్క రేడియేషన్ న్యూట్రాన్ నక్షత్రం యొక్క భ్రమణ వేగం తగ్గడానికి దారి తీస్తుంది. ఈ ప్రభావం కూడా కనుగొనబడింది. బైనరీ వ్యవస్థలో భాగమైన న్యూట్రాన్ నక్షత్రం కూడా తీవ్రమైన ఎక్స్-రే రేడియేషన్‌కు మూలంగా ఉంటుంది.
1.4M ద్రవ్యరాశి మరియు 16 కిమీ వ్యాసార్థం కలిగిన న్యూట్రాన్ నక్షత్రం యొక్క నిర్మాణం అంజీర్‌లో చూపబడింది. 40.

నేను దట్టంగా ప్యాక్ చేయబడిన అణువుల యొక్క సన్నని బయటి పొర. II మరియు III ప్రాంతాలలో, కేంద్రకాలు శరీర-కేంద్రీకృత క్యూబిక్ లాటిస్ రూపంలో అమర్చబడి ఉంటాయి. రీజియన్ IV ప్రధానంగా న్యూట్రాన్‌లను కలిగి ఉంటుంది. V ప్రాంతంలో, పదార్థం పియాన్లు మరియు హైపెరాన్‌లను కలిగి ఉంటుంది, ఇది న్యూట్రాన్ నక్షత్రం యొక్క హాడ్రోనిక్ కోర్ని ఏర్పరుస్తుంది. న్యూట్రాన్ నక్షత్రం యొక్క నిర్మాణం యొక్క నిర్దిష్ట వివరాలు ప్రస్తుతం స్పష్టం చేయబడుతున్నాయి.
న్యూట్రాన్ నక్షత్రాల నిర్మాణం ఎల్లప్పుడూ సూపర్నోవా పేలుడు యొక్క పరిణామం కాదు. క్లోజ్ బైనరీ స్టార్ సిస్టమ్స్‌లో వైట్ డ్వార్ఫ్‌ల పరిణామం సమయంలో న్యూట్రాన్ నక్షత్రాలు ఏర్పడటానికి మరొక సాధ్యమయ్యే విధానం. సహచర నక్షత్రం నుండి తెల్ల మరగుజ్జుపైకి పదార్థ ప్రవాహం క్రమంగా తెల్ల మరగుజ్జు ద్రవ్యరాశిని పెంచుతుంది మరియు క్లిష్టమైన ద్రవ్యరాశి (చంద్రశేఖర్ పరిమితి) చేరుకున్న తర్వాత, తెల్ల మరగుజ్జు న్యూట్రాన్ నక్షత్రంగా మారుతుంది. న్యూట్రాన్ నక్షత్రం ఏర్పడిన తర్వాత పదార్థం యొక్క ప్రవాహం కొనసాగితే, దాని ద్రవ్యరాశి గణనీయంగా పెరుగుతుంది మరియు గురుత్వాకర్షణ పతనం ఫలితంగా, అది కాల రంధ్రంగా మారుతుంది. ఇది "నిశ్శబ్ద" పతనం అని పిలవబడే దానికి అనుగుణంగా ఉంటుంది.
కాంపాక్ట్ బైనరీ నక్షత్రాలు ఎక్స్-రే రేడియేషన్ యొక్క మూలాలుగా కూడా కనిపిస్తాయి. ఇది "సాధారణ" నక్షత్రం నుండి మరింత కాంపాక్ట్ ఒకదానికి పడిపోయే పదార్ధం కారణంగా కూడా పుడుతుంది. పదార్థం B > 10 10 G ఉన్న న్యూట్రాన్ నక్షత్రంలోకి చేరినప్పుడు, పదార్థం అయస్కాంత ధ్రువాల ప్రాంతంలోకి వస్తుంది. ఎక్స్-రే రేడియేషన్ దాని అక్షం చుట్టూ దాని భ్రమణం ద్వారా మాడ్యులేట్ చేయబడుతుంది. ఇటువంటి మూలాలను ఎక్స్-రే పల్సర్‌లు అంటారు.
ఎక్స్-రే మూలాలు ఉన్నాయి (బర్స్టర్స్ అని పిలుస్తారు), వీటిలో రేడియేషన్ యొక్క పేలుళ్లు క్రమానుగతంగా అనేక గంటల నుండి ఒక రోజు వరకు జరుగుతాయి. విస్ఫోటనం యొక్క లక్షణం పెరుగుదల సమయం 1 సెకను. బర్స్ట్ వ్యవధి 3 నుండి 10 సెకన్ల వరకు ఉంటుంది. పేలుడు సమయంలో తీవ్రత నిశ్శబ్ద స్థితిలో ప్రకాశం కంటే 2 - 3 ఆర్డర్‌లు ఎక్కువగా ఉంటుంది. ప్రస్తుతం, ఇటువంటి అనేక వందల మూలాలు తెలిసినవి. అక్రెషన్ ఫలితంగా న్యూట్రాన్ నక్షత్రం యొక్క ఉపరితలంపై పేరుకుపోయిన పదార్థం యొక్క థర్మోన్యూక్లియర్ పేలుళ్ల ఫలితంగా రేడియేషన్ పేలుళ్లు సంభవిస్తాయని నమ్ముతారు.
న్యూక్లియోన్ల మధ్య చిన్న దూరాలలో (< 0.3·10 -13 см) ядерные силы притяжения сменяются силами оттал-кивания, т. е. противодействие ядерного вещества на малых расстояниях сжимающей силе тяготения увеличивается. Если плотность вещества в центре нейтронной звезды превышает ядерную плотность ρ яд и достигает 10 15 г/см 3 , то в центре звезды наряду с нуклонами и электронами образуются также мезоны, гипероны и другие более массивные частицы. Исследования поведения вещества при плотностях, превышающих ядерную плотность, в настоящее время находятся в начальной стадии и имеется много нерешенных проблем. Расчеты показывают, что при плотностях вещества ρ >ρ పాయిజన్ కండెన్సేట్ రూపాన్ని, న్యూట్రానైజ్డ్ పదార్థం ఘన స్ఫటికాకార స్థితికి మారడం మరియు హైపెరాన్ మరియు క్వార్క్-గ్లువాన్ ప్లాస్మా ఏర్పడటం వంటి ప్రక్రియలు సాధ్యమే. న్యూట్రాన్ పదార్థం యొక్క సూపర్ ఫ్లూయిడ్ మరియు సూపర్ కండక్టింగ్ స్టేట్స్ ఏర్పడటం సాధ్యమవుతుంది.
అణు సాంద్రత కంటే 10 2 - 10 3 రెట్లు ఎక్కువ సాంద్రత వద్ద పదార్థం యొక్క ప్రవర్తన గురించి ఆధునిక ఆలోచనలకు అనుగుణంగా (అంటే, న్యూట్రాన్ నక్షత్రం యొక్క అంతర్గత నిర్మాణాన్ని చర్చించినప్పుడు అటువంటి సాంద్రతలు చర్చించబడతాయి), స్థిరత్వానికి సమీపంలో నక్షత్రం లోపల పరమాణు కేంద్రకాలు ఏర్పడతాయి. పరిమితి. న్యూట్రినోలతో కూడిన బలహీన ప్రక్రియలను పరిగణనలోకి తీసుకుని, న్యూక్లియస్ n p / n n లోని న్యూట్రాన్‌ల సంఖ్యకు ప్రోటాన్‌ల సంఖ్య యొక్క అన్యదేశ నిష్పత్తులలో అణు పదార్థం యొక్క సాంద్రత, ఉష్ణోగ్రత, స్థిరత్వంపై ఆధారపడి పదార్థం యొక్క స్థితిని అధ్యయనం చేయడం ద్వారా లోతైన అవగాహనను సాధించవచ్చు. . ప్రస్తుతం, అణు వాటి కంటే ఎక్కువ సాంద్రతలో పదార్థాన్ని అధ్యయనం చేసే ఏకైక అవకాశం భారీ అయాన్ల మధ్య అణు ప్రతిచర్యలు. అయినప్పటికీ, భారీ అయాన్ల ఘర్షణలపై ప్రయోగాత్మక డేటా ఇప్పటికీ తగినంత సమాచారాన్ని అందించదు, ఎందుకంటే లక్ష్య కేంద్రకం మరియు సంఘటన వేగవంతమైన కేంద్రకం రెండింటికీ n p / n n యొక్క సాధించగల విలువలు చిన్నవి (~ 1 - 0.7).
రేడియో పల్సర్ల కాలాల యొక్క ఖచ్చితమైన కొలతలు న్యూట్రాన్ నక్షత్రం యొక్క భ్రమణ వేగం క్రమంగా మందగిస్తున్నట్లు చూపించాయి. ఇది నక్షత్రం యొక్క భ్రమణం యొక్క గతిశక్తిని పల్సర్ యొక్క రేడియేషన్ శక్తిగా మార్చడం మరియు న్యూట్రినోల ఉద్గారానికి కారణం. రేడియో పల్సర్ల కాలాలలో చిన్న ఆకస్మిక మార్పులు న్యూట్రాన్ నక్షత్రం యొక్క ఉపరితల పొరలో ఒత్తిడిని చేరడం ద్వారా వివరించబడ్డాయి, ఇవి "పగుళ్లు" మరియు "పగుళ్లు" తో కలిసి ఉంటాయి, ఇది నక్షత్రం యొక్క భ్రమణ వేగంలో మార్పుకు దారితీస్తుంది. రేడియో పల్సర్ల యొక్క గమనించిన సమయ లక్షణాలు న్యూట్రాన్ నక్షత్రం యొక్క "క్రస్ట్" యొక్క లక్షణాలు, దానిలోని భౌతిక పరిస్థితులు మరియు న్యూట్రాన్ పదార్థం యొక్క సూపర్ ఫ్లూయిడిటీ గురించి సమాచారాన్ని కలిగి ఉంటాయి. ఇటీవల, 10 ms కంటే తక్కువ వ్యవధి కలిగిన రేడియో పల్సర్‌లు గణనీయమైన సంఖ్యలో కనుగొనబడ్డాయి. దీనికి న్యూట్రాన్ నక్షత్రాలలో సంభవించే ప్రక్రియల గురించి ఆలోచనల స్పష్టీకరణ అవసరం.
మరొక సమస్య న్యూట్రాన్ నక్షత్రాలలో న్యూట్రినో ప్రక్రియల అధ్యయనం. న్యూట్రాన్ స్టార్ ఏర్పడిన తర్వాత 10 5 - 10 6 సంవత్సరాలలో శక్తిని కోల్పోయే యంత్రాంగాలలో న్యూట్రినో ఉద్గారం ఒకటి.

మాస్కో, ఆగస్టు 28 - RIA నోవోస్టి.శాస్త్రవేత్తలు సూర్యుని కంటే రెట్టింపు ద్రవ్యరాశి కలిగిన రికార్డు-భారీ న్యూట్రాన్ నక్షత్రాన్ని కనుగొన్నారు, వారు అనేక సిద్ధాంతాలను పునఃపరిశీలించవలసి వచ్చింది, ప్రత్యేకించి న్యూట్రాన్ నక్షత్రాల యొక్క అతి-దట్టమైన పదార్థం లోపల "ఉచిత" క్వార్క్‌లు ఉండవచ్చనే సిద్ధాంతం ప్రకారం. నేచర్ జర్నల్‌లో గురువారం ప్రచురించబడిన పేపర్.

న్యూట్రాన్ స్టార్ అనేది సూపర్నోవా పేలుడు తర్వాత మిగిలిపోయిన నక్షత్రం యొక్క "శవం". దీని పరిమాణం ఒక చిన్న నగరం యొక్క పరిమాణాన్ని మించదు, కానీ పదార్థం యొక్క సాంద్రత పరమాణు కేంద్రకం యొక్క సాంద్రత కంటే 10-15 రెట్లు ఎక్కువ - న్యూట్రాన్ నక్షత్రం యొక్క పదార్థం యొక్క “చిటికెడు” 500 మిలియన్ టన్నుల కంటే ఎక్కువ బరువు ఉంటుంది.

గ్రావిటీ ఎలక్ట్రాన్‌లను ప్రోటాన్‌లుగా "ప్రెస్ చేస్తుంది", వాటిని న్యూట్రాన్‌లుగా మారుస్తుంది, అందుకే న్యూట్రాన్ నక్షత్రాలకు వాటి పేరు వచ్చింది. ఇటీవలి వరకు, శాస్త్రవేత్తలు న్యూట్రాన్ నక్షత్రం యొక్క ద్రవ్యరాశి రెండు సౌర ద్రవ్యరాశిని మించదని విశ్వసించారు, లేకపోతే గురుత్వాకర్షణ నక్షత్రాన్ని కాల రంధ్రంలోకి "కూలిపోతుంది". న్యూట్రాన్ నక్షత్రాల అంతర్గత స్థితి చాలా వరకు రహస్యం. ఉదాహరణకు, న్యూట్రాన్ నక్షత్రం యొక్క మధ్య ప్రాంతాలలో "ఉచిత" క్వార్క్‌లు మరియు K-మెసన్‌లు మరియు హైపరాన్‌ల వంటి ప్రాథమిక కణాల ఉనికిని చర్చించారు.

అధ్యయనం యొక్క రచయితలు, నేషనల్ రేడియో అబ్జర్వేటరీ నుండి పాల్ డెమోరెస్ట్ నేతృత్వంలోని అమెరికన్ శాస్త్రవేత్తల బృందం, భూమి నుండి మూడు వేల కాంతి సంవత్సరాల డబుల్ స్టార్ J1614-2230ని అధ్యయనం చేసింది, వీటిలో ఒకటి న్యూట్రాన్ స్టార్ మరియు మరొకటి తెల్ల మరగుజ్జు. .

ఈ సందర్భంలో, ఒక న్యూట్రాన్ నక్షత్రం ఒక పల్సర్, అనగా, నక్షత్రం యొక్క భ్రమణ ఫలితంగా రేడియో ఉద్గారాల యొక్క ఇరుకైన నిర్దేశిత ప్రవాహాలను విడుదల చేసే నక్షత్రం, రేడియో టెలిస్కోప్‌లను ఉపయోగించి భూమి యొక్క ఉపరితలం నుండి రేడియేషన్ ప్రవాహాన్ని గుర్తించవచ్చు; వేర్వేరు సమయ వ్యవధిలో.

తెల్ల మరగుజ్జు మరియు న్యూట్రాన్ నక్షత్రం ఒకదానికొకటి సాపేక్షంగా తిరుగుతాయి. అయినప్పటికీ, న్యూట్రాన్ నక్షత్రం యొక్క కేంద్రం నుండి రేడియో సిగ్నల్ యొక్క ప్రకరణ వేగం తెల్ల మరగుజ్జు యొక్క గురుత్వాకర్షణ ద్వారా ప్రభావితమవుతుంది; శాస్త్రవేత్తలు, భూమిపై రేడియో సిగ్నల్స్ వచ్చే సమయాన్ని కొలవడం ద్వారా, సిగ్నల్ ఆలస్యం కోసం "బాధ్యత" వస్తువు యొక్క ద్రవ్యరాశిని ఖచ్చితంగా నిర్ణయించవచ్చు.

"మేము ఈ వ్యవస్థతో చాలా అదృష్టవంతులం. వేగంగా తిరుగుతున్న పల్సర్ కక్ష్య నుండి వచ్చే సంకేతాన్ని మనకు అందిస్తుంది. అంతేకాకుండా, ఈ రకమైన నక్షత్రాలకు మన తెల్ల మరగుజ్జు చాలా పెద్దది. ఈ ప్రత్యేకమైన కలయిక మనకు పూర్తి ప్రయోజనాన్ని అందిస్తుంది. షాపిరో ప్రభావం (సిగ్నల్ యొక్క గురుత్వాకర్షణ ఆలస్యం) మరియు కొలతలను సులభతరం చేస్తుంది" అని పేపర్ రచయితలలో ఒకరైన స్కాట్ రాన్సమ్ చెప్పారు.

J1614-2230 అనే బైనరీ వ్యవస్థ దాదాపుగా ఎడ్జ్-ఆన్‌లో, అంటే కక్ష్య సమతలంలో గమనించగలిగే విధంగా ఉంది. ఇది దానిలోని నక్షత్రాల ద్రవ్యరాశిని ఖచ్చితంగా కొలవడం సులభం చేస్తుంది.

ఫలితంగా, పల్సర్ యొక్క ద్రవ్యరాశి 1.97 సౌర ద్రవ్యరాశికి సమానంగా మారింది, ఇది న్యూట్రాన్ నక్షత్రాలకు రికార్డుగా మారింది.

"ఈ ద్రవ్యరాశి కొలతలు న్యూట్రాన్ నక్షత్రం యొక్క ప్రధాన భాగంలో క్వార్క్‌లు ఉంటే, అవి "స్వేచ్ఛగా" ఉండలేవని మాకు తెలియజేస్తాయి, కానీ చాలా మటుకు "సాధారణ" పరమాణు కేంద్రకాల కంటే ఒకదానితో ఒకటి చాలా బలంగా సంకర్షణ చెందాలి" అని వివరిస్తుంది. ఈ సమస్యపై పనిచేస్తున్న ఖగోళ భౌతిక శాస్త్రవేత్తల బృందానికి నాయకుడు, అరిజోనా స్టేట్ యూనివర్శిటీకి చెందిన ఫెరియల్ ఓజెల్.

"న్యూట్రాన్ నక్షత్రం యొక్క ద్రవ్యరాశి వంటిది భౌతిక శాస్త్రం మరియు ఖగోళ శాస్త్రం యొక్క వివిధ రంగాలలో చాలా చెప్పగలగడం నాకు ఆశ్చర్యంగా ఉంది" అని రాన్సమ్ చెప్పారు.

స్టెర్న్‌బర్గ్ స్టేట్ ఆస్ట్రోనామికల్ ఇన్‌స్టిట్యూట్‌కు చెందిన ఖగోళ భౌతిక శాస్త్రవేత్త సెర్గీ పోపోవ్, న్యూట్రాన్ నక్షత్రాలను అధ్యయనం చేయడం వల్ల పదార్థం యొక్క నిర్మాణం గురించి ముఖ్యమైన సమాచారాన్ని అందించవచ్చని పేర్కొన్నాడు.

"భూగోళ ప్రయోగశాలలలో అణుశక్తి కంటే చాలా ఎక్కువ సాంద్రత కలిగిన పదార్థాన్ని అధ్యయనం చేయడం అసాధ్యం, అదృష్టవశాత్తూ, అటువంటి దట్టమైన పదార్థం న్యూట్రాన్ నక్షత్రాల లోతులలో ఉంది , న్యూట్రాన్ నక్షత్రాన్ని కలిగి ఉండి బ్లాక్ హోల్‌గా మారకుండా ఉండటానికి గరిష్ట ద్రవ్యరాశి ఎంత ఉంటుందో తెలుసుకోవడం చాలా ముఖ్యం, ”అని పోపోవ్ RIA నోవోస్టితో అన్నారు.

నక్షత్ర పరిణామం యొక్క తుది ఉత్పత్తిని న్యూట్రాన్ నక్షత్రాలు అంటారు. వాటి పరిమాణం మరియు బరువు కేవలం అద్భుతమైనవి! వ్యాసంలో 20 కి.మీ వరకు పరిమాణాన్ని కలిగి ఉంటుంది, కానీ బరువు . న్యూట్రాన్ నక్షత్రంలో పదార్థం యొక్క సాంద్రత పరమాణు కేంద్రకం సాంద్రత కంటే చాలా రెట్లు ఎక్కువ. సూపర్నోవా పేలుళ్ల సమయంలో న్యూట్రాన్ నక్షత్రాలు కనిపిస్తాయి.

చాలా తెలిసిన న్యూట్రాన్ నక్షత్రాలు సుమారు 1.44 సౌర ద్రవ్యరాశిని కలిగి ఉంటాయిమరియు చంద్రశేఖర్ మాస్ లిమిట్‌కి సమానం. కానీ సిద్ధాంతపరంగా అవి 2.5 ద్రవ్యరాశి వరకు ఉండే అవకాశం ఉంది. ఇప్పటి వరకు కనుగొనబడిన అత్యంత భారీ బరువు 1.88 సౌర ద్రవ్యరాశి, మరియు దీనిని Vele X-1 అని పిలుస్తారు మరియు 1.97 సౌర ద్రవ్యరాశితో రెండవది PSR J1614-2230. సాంద్రత మరింత పెరగడంతో, నక్షత్రం క్వార్క్‌గా మారుతుంది.

న్యూట్రాన్ నక్షత్రాల అయస్కాంత క్షేత్రం చాలా బలంగా ఉంటుంది మరియు 10.12 డిగ్రీల G కి చేరుకుంటుంది, భూమి యొక్క క్షేత్రం 1G. 1990 నుండి, కొన్ని న్యూట్రాన్ నక్షత్రాలు అయస్కాంతాలుగా గుర్తించబడ్డాయి - ఇవి అయస్కాంత క్షేత్రాలు గాస్ యొక్క 10 నుండి 14 డిగ్రీల కంటే ఎక్కువగా ఉంటాయి. అటువంటి క్లిష్టమైన అయస్కాంత క్షేత్రాలలో, భౌతిక మార్పులు, సాపేక్ష ప్రభావాలు (కాంతి అయస్కాంత క్షేత్రం ద్వారా వంగడం) మరియు భౌతిక వాక్యూమ్ యొక్క ధ్రువణత కనిపిస్తాయి. న్యూట్రాన్ నక్షత్రాలు అంచనా వేయబడ్డాయి మరియు కనుగొనబడ్డాయి.

మొదటి అంచనాలను వాల్టర్ బాడే మరియు ఫ్రిట్జ్ జ్వికీ 1933లో చేశారు., సూపర్నోవా పేలుడు ఫలితంగా న్యూట్రాన్ నక్షత్రాలు పుడతాయనే ఊహను వారు రూపొందించారు. లెక్కల ప్రకారం, ఈ నక్షత్రాల నుండి వచ్చే రేడియేషన్ చాలా చిన్నది, దానిని గుర్తించడం అసాధ్యం. కానీ 1967లో, హుయిష్ యొక్క గ్రాడ్యుయేట్ విద్యార్థి జోసెలిన్ బెల్ సాధారణ రేడియో పప్పులను విడుదల చేసేటట్లు కనుగొన్నారు.

వస్తువు యొక్క వేగవంతమైన భ్రమణ ఫలితంగా ఇటువంటి ప్రేరణలు పొందబడ్డాయి, కానీ సాధారణ నక్షత్రాలు అటువంటి బలమైన భ్రమణానికి దూరంగా ఎగురుతాయి మరియు అందువల్ల అవి న్యూట్రాన్ నక్షత్రాలు అని వారు నిర్ణయించుకున్నారు.

భ్రమణ వేగం యొక్క అవరోహణ క్రమంలో పల్సర్లు:

ఎజెక్టర్ ఒక రేడియో పల్సర్. తక్కువ భ్రమణ వేగం మరియు బలమైన అయస్కాంత క్షేత్రం. అటువంటి పల్సర్ అయస్కాంత క్షేత్రాన్ని కలిగి ఉంటుంది మరియు నక్షత్రం ఒకే కోణీయ వేగంతో కలిసి తిరుగుతుంది. ఒక నిర్దిష్ట క్షణంలో, ఫీల్డ్ యొక్క సరళ వేగం కాంతి వేగాన్ని చేరుకుంటుంది మరియు దానిని అధిగమించడం ప్రారంభమవుతుంది. ఇంకా, డైపోల్ ఫీల్డ్ ఉనికిలో ఉండదు మరియు ఫీల్డ్ స్ట్రెంగ్త్ లైన్‌లు విరిగిపోతాయి. ఈ రేఖల వెంట కదులుతున్నప్పుడు, చార్జ్డ్ కణాలు ఒక కొండపైకి చేరుకుని విడిపోతాయి, తద్వారా అవి న్యూట్రాన్ నక్షత్రాన్ని విడిచిపెట్టి, అనంతం వరకు ఏ దూరానికైనా ఎగురుతాయి. కాబట్టి, ఈ పల్సర్‌లను ఎజెక్టర్‌లు అంటారు (విడదీయడం, ఎజెక్ట్ చేయడం) - రేడియో పల్సర్‌లు.

ప్రొపెల్లర్, కాంతి అనంతర వేగానికి కణాలను వేగవంతం చేయడానికి ఎజెక్టర్ వలె ఇది ఇకపై అదే భ్రమణ వేగం కలిగి ఉండదు, కాబట్టి ఇది రేడియో పల్సర్ కాకూడదు. కానీ దాని భ్రమణ వేగం ఇప్పటికీ చాలా ఎక్కువగా ఉంది, అయస్కాంత క్షేత్రం ద్వారా సంగ్రహించబడిన పదార్థం ఇంకా నక్షత్రంపై పడదు, అంటే, అక్క్రీషన్ జరగదు. అలాంటి నక్షత్రాలు చాలా తక్కువగా అధ్యయనం చేయబడ్డాయి, ఎందుకంటే వాటిని గమనించడం దాదాపు అసాధ్యం.

అక్రెటర్ ఒక ఎక్స్-రే పల్సర్. నక్షత్రం ఇకపై అంత త్వరగా తిరగదు మరియు పదార్థం నక్షత్రంపై పడటం ప్రారంభమవుతుంది, అయస్కాంత క్షేత్ర రేఖ వెంట పడిపోతుంది. ధ్రువం దగ్గర ఘన ఉపరితలంపై పడినప్పుడు, పదార్ధం పది మిలియన్ల డిగ్రీల వరకు వేడెక్కుతుంది, ఫలితంగా ఎక్స్-రే రేడియేషన్ వస్తుంది. నక్షత్రం ఇప్పటికీ తిరుగుతున్నందున పల్సేషన్లు సంభవిస్తాయి మరియు పదార్థం యొక్క పతనం యొక్క ప్రాంతం కేవలం 100 మీటర్లు మాత్రమే కాబట్టి, ఈ ప్రదేశం క్రమానుగతంగా వీక్షణ నుండి అదృశ్యమవుతుంది.

న్యూట్రాన్ నక్షత్రం
న్యూట్రాన్ నక్షత్రం

న్యూట్రాన్ నక్షత్రం - సూపర్నోవా పేలుడు ఫలితంగా ఏర్పడిన అతి దట్టమైన నక్షత్రం. న్యూట్రాన్ నక్షత్రం యొక్క పదార్థం ప్రధానంగా న్యూట్రాన్‌లను కలిగి ఉంటుంది.
న్యూట్రాన్ నక్షత్రం అణు సాంద్రత (10 14 -10 15 గ్రా/సెం 3) మరియు 10-20 కిమీల సాధారణ వ్యాసార్థం కలిగి ఉంటుంది. న్యూట్రాన్ నక్షత్రం యొక్క మరింత గురుత్వాకర్షణ కుదింపు న్యూట్రాన్ల పరస్పర చర్య కారణంగా ఉత్పన్నమయ్యే అణు పదార్థం యొక్క పీడనం ద్వారా నిరోధించబడుతుంది. క్షీణించిన గణనీయంగా దట్టమైన న్యూట్రాన్ వాయువు యొక్క ఈ పీడనం గురుత్వాకర్షణ పతనం నుండి ద్రవ్యరాశిని 3M వరకు ఉంచగలదు. అందువలన, న్యూట్రాన్ నక్షత్రం యొక్క ద్రవ్యరాశి (1.4-3) M పరిధిలో మారుతుంది.

అన్నం. 1. ద్రవ్యరాశి 1.5M మరియు R = 16 కిమీ వ్యాసార్థం కలిగిన న్యూట్రాన్ నక్షత్రం యొక్క క్రాస్-సెక్షన్. సాంద్రత ρ నక్షత్రం యొక్క వివిధ భాగాలలో g/cm 3లో సూచించబడుతుంది.

సూపర్నోవా పతనం సమయంలో ఉత్పత్తి చేయబడిన న్యూట్రినోలు న్యూట్రాన్ నక్షత్రాన్ని త్వరగా చల్లబరుస్తాయి. దీని ఉష్ణోగ్రత సుమారు 100 సెకన్ల సమయంలో 10 11 నుండి 10 9 K వరకు పడిపోతుందని అంచనా వేయబడింది. అప్పుడు శీతలీకరణ రేటు తగ్గుతుంది. అయితే, ఇది విశ్వ స్థాయిలో ఎక్కువ. 100 సంవత్సరాలలో 10 9 నుండి 10 8 K మరియు మిలియన్ సంవత్సరాలలో 10 6 K వరకు ఉష్ణోగ్రత తగ్గుతుంది.
న్యూట్రాన్ నక్షత్రాలుగా వర్గీకరించబడిన సుమారు 1200 తెలిసిన వస్తువులు ఉన్నాయి. వాటిలో సుమారు 1000 మన గెలాక్సీలో ఉన్నాయి. 1.5M ద్రవ్యరాశి మరియు 16 కిమీ వ్యాసార్థం కలిగిన న్యూట్రాన్ నక్షత్రం యొక్క నిర్మాణం అంజీర్‌లో చూపబడింది. 1: I – దట్టంగా ప్యాక్ చేయబడిన అణువుల యొక్క సన్నని బయటి పొర. రీజియన్ II అనేది పరమాణు కేంద్రకాలు మరియు క్షీణించిన ఎలక్ట్రాన్ల క్రిస్టల్ లాటిస్. రీజియన్ III అనేది న్యూట్రాన్‌లతో అతి సంతృప్త పరమాణు కేంద్రకాల యొక్క ఘన పొర. IV - లిక్విడ్ కోర్, ప్రధానంగా క్షీణించిన న్యూట్రాన్‌లను కలిగి ఉంటుంది. రీజియన్ V న్యూట్రాన్ నక్షత్రం యొక్క హాడ్రోనిక్ కోర్ని ఏర్పరుస్తుంది. న్యూక్లియోన్‌లతో పాటు, ఇది పియాన్‌లు మరియు హైపెరాన్‌లను కలిగి ఉంటుంది. న్యూట్రాన్ నక్షత్రం యొక్క ఈ భాగంలో, న్యూట్రాన్ ద్రవాన్ని ఘన స్ఫటికాకార స్థితికి మార్చడం, పియాన్ కండెన్సేట్ రూపాన్ని మరియు క్వార్క్-గ్లువాన్ మరియు హైపెరాన్ ప్లాస్మా ఏర్పడటం సాధ్యమవుతుంది. న్యూట్రాన్ నక్షత్రం యొక్క నిర్మాణం యొక్క నిర్దిష్ట వివరాలు ప్రస్తుతం స్పష్టం చేయబడుతున్నాయి.
న్యూట్రాన్ నక్షత్రాలు వాటి చిన్న పరిమాణం మరియు తక్కువ ప్రకాశం కారణంగా ఆప్టికల్ పద్ధతులను ఉపయోగించి గుర్తించడం కష్టం. 1967లో, E. హెవిష్ మరియు J. బెల్ (కేంబ్రిడ్జ్ విశ్వవిద్యాలయం) ఆవర్తన రేడియో ఉద్గారాల యొక్క కాస్మిక్ మూలాలను కనుగొన్నారు - పల్సర్లు. పల్సర్ రేడియో పప్పుల పునరావృత కాలాలు ఖచ్చితంగా స్థిరంగా ఉంటాయి మరియు చాలా వరకు పల్సర్‌లు 10 -2 నుండి చాలా సెకన్ల వరకు ఉంటాయి. పల్సర్లు తిరిగే న్యూట్రాన్ నక్షత్రాలు. న్యూట్రాన్ నక్షత్రాల లక్షణాలతో కూడిన కాంపాక్ట్ వస్తువులు మాత్రమే అటువంటి భ్రమణ వేగంతో కూలిపోకుండా వాటి ఆకారాన్ని నిర్వహించగలవు. ఒక సూపర్నోవా పతనం సమయంలో కోణీయ మొమెంటం మరియు అయస్కాంత క్షేత్రాన్ని పరిరక్షించడం మరియు న్యూట్రాన్ నక్షత్రం ఏర్పడటం వలన 10 10-10 14 G చాలా బలమైన అయస్కాంత క్షేత్రంతో వేగంగా తిరిగే పల్సర్‌ల పుట్టుకకు దారి తీస్తుంది. అయస్కాంత క్షేత్రం న్యూట్రాన్ నక్షత్రంతో పాటు తిరుగుతుంది, అయితే, ఈ క్షేత్రం యొక్క అక్షం నక్షత్రం యొక్క భ్రమణ అక్షంతో సమానంగా ఉండదు. ఈ భ్రమణంతో, నక్షత్రం నుండి వెలువడే రేడియో ఉద్గారాలు లైట్‌హౌస్ పుంజం వలె భూమిపైకి జారిపోతాయి. ప్రతిసారీ పుంజం భూమిని దాటి భూమిపై ఉన్న పరిశీలకుడిని తాకినప్పుడు, రేడియో టెలిస్కోప్ రేడియో ఉద్గారాల యొక్క చిన్న పల్స్‌ను గుర్తిస్తుంది. దాని పునరావృత ఫ్రీక్వెన్సీ న్యూట్రాన్ నక్షత్రం యొక్క భ్రమణ కాలానికి అనుగుణంగా ఉంటుంది. నక్షత్రం యొక్క ఉపరితలం నుండి చార్జ్ చేయబడిన కణాలు (ఎలక్ట్రాన్లు) విద్యుదయస్కాంత తరంగాలను విడుదల చేస్తూ అయస్కాంత క్షేత్ర రేఖల వెంట బయటికి కదులుతున్నప్పుడు న్యూట్రాన్ నక్షత్రం నుండి రేడియేషన్ సంభవిస్తుంది. ఇది పల్సర్ నుండి రేడియో ఉద్గారాల విధానం, మొదట ప్రతిపాదించబడింది