הבדלים בין גרסאות בדף "כוכב ניוטרונים"

מתוך אסטרופדיה
קפיצה אל: ניווט, חיפוש
(הווצרות)
(הווצרות)
שורה 7: שורה 7:
 
==הווצרות==
 
==הווצרות==
  
השלב האחרון בבעירה תרמו-גרענית ב[[כוכב]] (ראו: [[ראקציות תרמו-גרעיניות]])שמסתו ההתחלתית גדולה מכ-8 מסות [[שמש]] (ומסת ליבתו גדולה מכ-1.4 מסות שמש), הוא בערה גרענית של סיליקון לברזל. התהליכים התרמו-גרעיניים הם אלו המספקים את הלחץ הדרוש למנוע מכוח הכבידה לכווץ את הכוכב. מאחר ואנרגיית הקשר של גרעין הברזל היא הגדולה ביותר מכל הגרעינים בטבע, לאחר שכל ליבת הכוכב הפכה לברזל הכוכב לא יכול להפיק יותר אנרגיה מתהליכים תרמו-גרעיניים. במצב זה, הלחץ והטמפרטורה בליבת הכוכב הולכים וגדלים עד שלברזל יש עדיפות אנרגטית להפוך לשלושה עשר אטומי הליום. תהליך זה צורך אנרגיה, על כן הטמפרטורה במרכז יורדת במהירות גדולה, ועל כן שווי המשקל של הכוכב מופר ומתרחשת "קריסה כבידתית" בה ליבת הכוכב מתכווצת במהירות. למעשה ליבת הכוכב מתכווצת במהירות יותר גדולה מזמן תגובת מעטפת הגז ועל כן ליבת הכוכב מופרדת ממעטפת הכוכב, שמתכווצת לאט יותר. ליבת הכוכב מתכווצת במהירות עד אשר היא הופכת לכוכב ניוטרונים (או [[חור שחור]], בהתאם למסתה של הליבה). במצב של כוכב ניוטרונים התככוצות הכוכב נבלמת והכוכב עובר למצב של שווי משקל כתוצאה מלחץ הניוון של הניוטרונים (ראו הסבר בהמשך). במידה ומסת ליבת הכוכב גדולה מכ-2 מסות שמש ([[מסת טולמן-אופניהימר-וולקוף]]) לחץ הניוון של הניוטרונים איננו מסוגל לתמוך בכוכב והוא יקרוס ל[[חור שחור]]. כאשר המעטפת של הכוכב לבסוף נופלת על הגרעין נוצר גל הלם אשר מעיף את המעטפת החוצה ונוצרת [[סופרנובה]] מסוג קריסת ליבה.
+
השלב האחרון בבעירה תרמו-גרענית ב[[כוכב]] (ראו: [[ראקציות תרמו-גרעיניות]]) שמסתו ההתחלתית גדולה מכ-8 מסות [[שמש]] (ומסת ליבתו גדולה מכ-1.4 מסות שמש), הוא בערה גרענית של סיליקון לברזל. התהליכים התרמו-גרעיניים הם אלו המספקים את הלחץ הדרוש למנוע מכוח הכבידה לכווץ את הכוכב. מאחר ואנרגיית הקשר של גרעין הברזל היא הגדולה ביותר מכל הגרעינים בטבע, לאחר שכל ליבת הכוכב הפכה לברזל הכוכב לא יכול להפיק יותר אנרגיה מתהליכים תרמו-גרעיניים. במצב זה, הלחץ והטמפרטורה בליבת הכוכב הולכים וגדלים עד שלברזל יש עדיפות אנרגטית להפוך לשלושה עשר אטומי הליום. תהליך זה צורך אנרגיה, על כן הטמפרטורה במרכז יורדת במהירות גדולה, ועל כן שווי המשקל של הכוכב מופר ומתרחשת "קריסה כבידתית" בה ליבת הכוכב מתכווצת במהירות. למעשה ליבת הכוכב מתכווצת במהירות יותר גדולה מזמן תגובת מעטפת הגז ועל כן ליבת הכוכב מופרדת ממעטפת הכוכב, שמתכווצת לאט יותר. ליבת הכוכב מתכווצת במהירות עד אשר היא הופכת לכוכב ניוטרונים (או [[חור שחור]], בהתאם למסתה של הליבה). במצב של כוכב ניוטרונים התככוצות הכוכב נבלמת והכוכב עובר למצב של שווי משקל כתוצאה מלחץ הניוון של הניוטרונים (ראו הסבר בהמשך). במידה ומסת ליבת הכוכב גדולה מכ-2 מסות שמש ([[מסת טולמן-אופניהימר-וולקוף]]) לחץ הניוון של הניוטרונים איננו מסוגל לתמוך בכוכב והוא יקרוס ל[[חור שחור]]. כאשר המעטפת של הכוכב לבסוף נופלת על הגרעין נוצר גל הלם אשר מעיף את המעטפת החוצה ונוצרת [[סופרנובה]] מסוג קריסת ליבה.
  
 
בעת קריסת ליבת הכוכב משתחררת אנרגיה פוטנציאלית כבידתדית רבה (כ <math>10^{53}</math> ארג), אנרגיה זו מאפשרת לפרוטונים לבצע אינטראקציה עם האלקטרונים (תהליך הקרוי: '''לכידת אלקטרונים''') ולהפוך לניוטרונים תוך כדי שחרור כמות גדולה מאד של [[ניוטרינו|ניוטרינים]]:
 
בעת קריסת ליבת הכוכב משתחררת אנרגיה פוטנציאלית כבידתדית רבה (כ <math>10^{53}</math> ארג), אנרגיה זו מאפשרת לפרוטונים לבצע אינטראקציה עם האלקטרונים (תהליך הקרוי: '''לכידת אלקטרונים''') ולהפוך לניוטרונים תוך כדי שחרור כמות גדולה מאד של [[ניוטרינו|ניוטרינים]]:

גרסה מ־20:33, 20 בדצמבר 2008

כוכב ניוטרונים (באנגלית: Neutron star) (לעיתים כותבים נויטרונים) הוא תוצאה אחת מתוך כמה אפשריות של מות של כוכב בעיקבות סופרנובה.

כוכב ניוטרונים הם גופים שצפיפותם גבוהה מאד (כ 10^{15} גרם לסמ"ק) ומסתם (לפחות ברוב המקרים שנצפו) היא בין 1.4 ל- 2.1 מסות שמש (ראו גם מסת צ'נדראסקר). גודלו של כוכב ניוטרונים הינו כ- 10 עד 20 ק"מ (בערך 30,000 עד 70,000 פעמים יותר קטן מהשמש). כלומר צפיפות טיפוסית של כוכב ניוטרונים היא בין 8\times 10 ^{13} ל- 2\times 10^{15} גרם לסנטימטר מעוקב. צפיפות זו דומה לצפיפות של גרעין האטום. בצפיפויות אלו מתמזגים האלקטרונים וה[פרוטון|פרוטונים]] לנויטרונים וליבתו של הכוכב עשירה מאד בנויטרונים (מכאו שמם של כוכבים אלו). כוכב ניוטרונים נוצר בעת קריסת הליבה של (חלק) מהכוכבים הכבדים שמסתם ההתחלתית גדולה מכ-8 מסות שמש, אך יתכן וקימים ערוצים נוספים שיכולים ליצור כוכבי נויטרונים. כתוצאה מחוק שימור התנע הזוותי מהירות סיבובו סביב צירו גבוה מאד. כמו כן השדה המגנטי האופייני של כוכב ניוטרונים בעת היווצרותו הינו כ - 10^{12} גאוס (אך קיימים מקרים שבהם השדה חזק אף יותר, אפילו 10^{15} גאוס).

הווצרות

השלב האחרון בבעירה תרמו-גרענית בכוכב (ראו: ראקציות תרמו-גרעיניות) שמסתו ההתחלתית גדולה מכ-8 מסות שמש (ומסת ליבתו גדולה מכ-1.4 מסות שמש), הוא בערה גרענית של סיליקון לברזל. התהליכים התרמו-גרעיניים הם אלו המספקים את הלחץ הדרוש למנוע מכוח הכבידה לכווץ את הכוכב. מאחר ואנרגיית הקשר של גרעין הברזל היא הגדולה ביותר מכל הגרעינים בטבע, לאחר שכל ליבת הכוכב הפכה לברזל הכוכב לא יכול להפיק יותר אנרגיה מתהליכים תרמו-גרעיניים. במצב זה, הלחץ והטמפרטורה בליבת הכוכב הולכים וגדלים עד שלברזל יש עדיפות אנרגטית להפוך לשלושה עשר אטומי הליום. תהליך זה צורך אנרגיה, על כן הטמפרטורה במרכז יורדת במהירות גדולה, ועל כן שווי המשקל של הכוכב מופר ומתרחשת "קריסה כבידתית" בה ליבת הכוכב מתכווצת במהירות. למעשה ליבת הכוכב מתכווצת במהירות יותר גדולה מזמן תגובת מעטפת הגז ועל כן ליבת הכוכב מופרדת ממעטפת הכוכב, שמתכווצת לאט יותר. ליבת הכוכב מתכווצת במהירות עד אשר היא הופכת לכוכב ניוטרונים (או חור שחור, בהתאם למסתה של הליבה). במצב של כוכב ניוטרונים התככוצות הכוכב נבלמת והכוכב עובר למצב של שווי משקל כתוצאה מלחץ הניוון של הניוטרונים (ראו הסבר בהמשך). במידה ומסת ליבת הכוכב גדולה מכ-2 מסות שמש (מסת טולמן-אופניהימר-וולקוף) לחץ הניוון של הניוטרונים איננו מסוגל לתמוך בכוכב והוא יקרוס לחור שחור. כאשר המעטפת של הכוכב לבסוף נופלת על הגרעין נוצר גל הלם אשר מעיף את המעטפת החוצה ונוצרת סופרנובה מסוג קריסת ליבה.

בעת קריסת ליבת הכוכב משתחררת אנרגיה פוטנציאלית כבידתדית רבה (כ 10^{53} ארג), אנרגיה זו מאפשרת לפרוטונים לבצע אינטראקציה עם האלקטרונים (תהליך הקרוי: לכידת אלקטרונים) ולהפוך לניוטרונים תוך כדי שחרור כמות גדולה מאד של ניוטרינים:

{\rm energy} + p^{+} + e^{-} \rightarrow n^{\circ} + \nu_{e}

תהליך זה דורש כ 1 MeV (שווה ערך ל 1.6\times10^{-6} ארג) לכל גרעין. כאמור אנרגיה זו באה מהאנרגיה הפוטנציאלית הכובדית של הליבה הקורסת.

במצב זה הגוף הנוצר עשיר מאד בניוטרונים ןלחץ הניוון של הניוטרונים מונע מהכוכב מלקרוס (ראו לחץ ניוון וננס לבן).

צריך לערוך (ע.א.)

מאחר והניוטרונים הינם פרמיונים פועל עליהם חוק האיסור של פאולי

גדול מהאלקטרונים מבצעים אינטראקציה עם פרוטונים

בתהליך שתואר לעיל נוצרו ניוטרונים. כאשר האנרגיה היא בסביבת MeV לאלקטרונים משתלם אנרגטית לבצע אינטראקציה עם פרוטונים ולהפוך להיות ניוטרונים. תהליך זה נקרא דעיכת בטא, המתאר אינטראקציה אלקטרו-חלשה. כך שכוכב ניוטרונים מורכב בעיקר מניוטרונים אבל גם מאלקטרונים. הניוטרונים, אשר זמן החיים שלהם במצב חופשי הוא כ-12 דקות, נשארים יציבים ע"י לחץ תרמי. הניונטרונים בכוכב נמצאים בלחץ מנוון, המתאר מצב בו ניתן להתיחס לניוטרונים כ"נוזל" חלקיקי (פרמיוני) שבו האנרגיה של כל חלקיקי מוגדרת, ואנרגית החלקיקים מתפלגת לפי עקרון האיסור של פאולי. חוק זה הינו חוק קוואנטי (ראה גם לחץ ניוון של אלקטרונים בננס לבן).

בזמן הווצרות כוכב הניוטרונים השדה המגנטי של הכוכב "נכלא" על הכוכב. אם השדה המגנטי גדול מספיק נוצר פולסר.

ישנן תאוריות הגורסות שאם הכוכב היה מאסיבי מספיק כך שהצפיפות הסופית תעלה מעל ל- 2\times 10^{15} גרם לסנטימטר מעוקב נקבל כוכב קווארקים.

מבנה

היסטוריה

  • בשנת 1932 סר גיימס צ'דוויק ( Sir Jamse Chadwick ) גילה את הניוטרון כחלקיק אלמנטרי וזכה בשנת 1935 בפרס נובל על כך. מאוחר יותר התגלה שניוטרון הוא לא חלקיק אלמנטרי אלה מורכב משלושה קוורקים, שהם חלקיקים אלמנטים.
  • בשנת 1933 וולטר בדא' (Walter Baade ) ופריץ צוויקי (Fritz Zwicky ) הציעו את קיומו התיאורתי של כוכב ניוטרונים. הם הציעו שכוכב ניוטרונים הוא תוצר של התפוצצות סופרנובה.
  • בשנת 1967 ג'סולין בל (Jocelyn Bell ) והמנחה שלה בזמנו אנטוני הייויש (Antony Hewish ) גילו את פולסה הרדיו הראשון (ראה פולסר). גילו זה הביא, מאוחר יותר, להסבר כי מדובר בכוכב ניוטרונים מסתובב.




ראו גם

1) פולסר

2) ככוב קווארקים

3) ננס לבן

4) סופר נובה

5) כוכב

6) מסת צ'נדראסקר

הרצאות וידאו

קישורים חיצוניים

ספרות מקצועית

מחברים ראשיים של המאמר


סמדר נאוז