הבדלים בין גרסאות בדף "כוכב ניוטרונים"

מתוך אסטרופדיה
קפיצה אל: ניווט, חיפוש
(מבנה)
(כוכבי ניוטרונים בגלקסיה)
שורה 46: שורה 46:
 
ידוע תצפיתית כי ל[[פולסאר|פולסארים]] מהירויות גבוהות ביחס ל[[גלקסית שביל החלב]]. ככל הנראה הדבר נובע מאיסימטריה קלה בהתפוצצות [[סופרנובה]]. ממדידות של מהיריות של פולסארים צעירים עולה כי יש להם מהירויות התחלתיות טיפוסיות בעת הלידה של כ-300 ק"מ לשנייה ביחס לגלקסיה.
 
ידוע תצפיתית כי ל[[פולסאר|פולסארים]] מהירויות גבוהות ביחס ל[[גלקסית שביל החלב]]. ככל הנראה הדבר נובע מאיסימטריה קלה בהתפוצצות [[סופרנובה]]. ממדידות של מהיריות של פולסארים צעירים עולה כי יש להם מהירויות התחלתיות טיפוסיות בעת הלידה של כ-300 ק"מ לשנייה ביחס לגלקסיה.
 
בגרף משמאל נראות המהירויות ההתחלתיות (התלת מימדיות, וההטל שלהן) כפי שנמדדו משני מדגמים של פולסארים צעירים. האי-התאמה בין המדידות במהירויות נמוכות נובע בעיקר כתוצאה מכך שמספר הפולסארים הידועים שמהירותם נמוכה הוא קטן יחסית.
 
בגרף משמאל נראות המהירויות ההתחלתיות (התלת מימדיות, וההטל שלהן) כפי שנמדדו משני מדגמים של פולסארים צעירים. האי-התאמה בין המדידות במהירויות נמוכות נובע בעיקר כתוצאה מכך שמספר הפולסארים הידועים שמהירותם נמוכה הוא קטן יחסית.
 +
 +
[[תמונה:IONS_sky_dist.jpg|שמאל|250px|ממוזער|צפיפות ליחידת שטח על פני כיפת השמיים של כוכבי ניוטרונים זקנים ב[[גלקסית שביל החלב]] כפי שהוערכה מסימולציות מחשב של ההתפתחות הדינמית של [[פולסאר|פולסארים]] בגלקסיה.]]
 +
 +
על כן, כוכבי ניוטרונים זקנים יתפזרו בגלקסיה טוב יותר מאשר [[כוכב|כוכבים]] רגילים. באיור משאל ניתן לראות את ההתפלגות השמימית החזויה של כוכבי ניוטרונים בגלקסיה. כוכבי ניוטרונים כאלו עשויים להיות חיוורים מאד ויהיה קשה מאד לגלותם. למעשה, כיום, לא ידועים כוכבי ניוטרונים זקנים  ובודדים (כלומר כאלו שאינם [[פןלסאר|פולסארים]] או שאינם נמצאים ב[[כוכב כפול|מערכות כפולות]]).
 +
 +
===האם ניתן לראות כוכבי ניוטרונים בודדים וזקנים?===
 +
 +
בנשנת 1970 הציעו ג'רמיה אוסטריקר ושותפים כי כוכבי ניוטרונים זקנים ובודדים בגלקסיה, יספחו חומר מהתווך הבין כוכבי, יתחממו ויפלטו קרינת איקס רכה. קצב הספיחה (ספיחת [[בונדי-הויל]]), ניתן ע"י:
 +
 +
 +
 +
כאשר...
  
 
==כוכבי ניוטרונים במערכות כפולות==
 
==כוכבי ניוטרונים במערכות כפולות==

גרסה מ־01:43, 24 בדצמבר 2008

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

כוכב ניוטרונים הם גופים שצפיפותם הממוצעת גבוהה מאד (כ 10^{14} 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). בליבתם של כוכב ניוטרונים הצפיפות הינה כ 10^{15} גרם לסמ"ק. צפיפות זו דומה לצפיפות של גרעין האטום. בצפיפויות אלו מתמזגים האלקטרונים והפרוטונים 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^{14} גאוס).

הווצרות

כוכבי ניוטרונים יכולים להייוצר במספר ערוצים. ככל הנראה, אם כי אין ודאות בעניין זה, הערוץ החשוב ביותר ליצירת כוכבי ניוטרונים הוא במוות של כוכבים מסאיבים.

מוות של כוכב מאסיבי

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. הליך 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.

הגוף הנוצר עשיר מאד בניוטרונים ולחץ הניוון של הניוטרונים מונע את קריסת הכוכב (ראו לחץ הניוון וננס לבן). בנוסף, מאחר והצפיפות האופינית של כוכב ניוטרונים היא דומה לצפיפות בגרעיני האטומים, הניוטרונים למעשה אינם חופשיים ועל כן אינם מתפרקים (בדעיכת בטא) עם זמן מחצית חיים אופייני של כ 885.7 שניות.

יתכן כי בטבע כוכבי ניוטרונים נוצרים גם בדרכים אחרות.

כתוצאה מחוק שימור התנע הזוויתי כאשר גוף שרדיוסו קטן בפקטור a, זמן המחזור של סיבובו סביב צירו יתקצר פי a2. בנוסף כתוצאה משימור השטף המגנטי, כוכבי ניוטרונים נוצרים בד"כ עם שדות מגנטיים חזקים מאד של בין כ 10^{11} גאוס ל 10^{14} גאוס(על פני השטח של כוכב הניוטרונים). כאשר כוכבי ניוטרונים נוצרים עם זמני מחזור קצרים ממספר שניות הם יקרנו כפולסארים.

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


קריסה מושרת ספיחה (Accretion Induced Collapse)

באופן תאורטי ניתן לייצר כוכב ניוטרונים ע"י ספיחת חומר לננס לבן שמסתו מעט קטנה יותר ממסת צ'אנדראסאקר, במקרים מסוימים הספיחה עשויה לגרום לקריסת הננס הלבן לכוכב ניוטרונים. לא ברור, אם קריסה כזו תיהיה מלווה בסופרנובה. יתכן כי חלק מכוכבי הניוטרונים במערכות כפולות במסה נמוכה הפולטות קרינת-אקס במסה נמוכה (Low Mass X-Ray Binaries), נוצרו כתוצאה מספיחה כזו.

מבנה

המבנה הפנימי של כוכבי ניוטרונים איננו ידוע היטב. הסיבה לאי-הודאות הנ"ל היא שכיום קימימת אי-ודאות גדולה (הן תאורטית והן ניסיונית) לגבי תכונות החומר בצפיפויות האופיניות לכוכבי ניוטרונים. שאלה חשובה אחת הינה מה משוואת המצב (במשוואת מצב הכוונה לקשר פיזקלי מתמטי בין הלחץ, הצפיפות והטמפרטורה של החומר, ראו לדוגמא: גז אידאלי) של חומר בכוכבי ניוטרונים. בהינתן מסת כוכב הניוטרונים, משוואת המצב תכתיב את הצפיפות כתלות ברדיוס, וכן את רדיוסו של כוכב הניוטרונים. למעשה אחת הדרכים המבטיחות ביותר ללמוד על משוואת המצב של חומר בצפיפויות גרעיניות היא באמצעות מדידת התכונות הנצפות (כגון רדיוס ומומנט ההתמד) של כוכבי ניוטרונים.

קירור של כוכבי ניוטרונים

כוכבי ניוטרונים בגלקסיה

המהירויות ההתחלתיות (התלת מימדיות בקוים מקווקים, וההטל החד ממדי שלהן בקוים מלאים) כפי שנמדדו משני מדגמים של פולסארים צעירים (קוים אפורים וקוים שחורים). האי-התאמה בין המדידות במהירויות נמוכות נובע בעיקר כתוצאה מכך שמספר הפולסארים הידועים שמהירותם נמוכה הוא קטן יחסית.

ידוע תצפיתית כי לפולסארים מהירויות גבוהות ביחס לגלקסית שביל החלב. ככל הנראה הדבר נובע מאיסימטריה קלה בהתפוצצות סופרנובה. ממדידות של מהיריות של פולסארים צעירים עולה כי יש להם מהירויות התחלתיות טיפוסיות בעת הלידה של כ-300 ק"מ לשנייה ביחס לגלקסיה. בגרף משמאל נראות המהירויות ההתחלתיות (התלת מימדיות, וההטל שלהן) כפי שנמדדו משני מדגמים של פולסארים צעירים. האי-התאמה בין המדידות במהירויות נמוכות נובע בעיקר כתוצאה מכך שמספר הפולסארים הידועים שמהירותם נמוכה הוא קטן יחסית.

צפיפות ליחידת שטח על פני כיפת השמיים של כוכבי ניוטרונים זקנים בגלקסית שביל החלב כפי שהוערכה מסימולציות מחשב של ההתפתחות הדינמית של פולסארים בגלקסיה.

על כן, כוכבי ניוטרונים זקנים יתפזרו בגלקסיה טוב יותר מאשר כוכבים רגילים. באיור משאל ניתן לראות את ההתפלגות השמימית החזויה של כוכבי ניוטרונים בגלקסיה. כוכבי ניוטרונים כאלו עשויים להיות חיוורים מאד ויהיה קשה מאד לגלותם. למעשה, כיום, לא ידועים כוכבי ניוטרונים זקנים ובודדים (כלומר כאלו שאינם פולסארים או שאינם נמצאים במערכות כפולות).

האם ניתן לראות כוכבי ניוטרונים בודדים וזקנים?

בנשנת 1970 הציעו ג'רמיה אוסטריקר ושותפים כי כוכבי ניוטרונים זקנים ובודדים בגלקסיה, יספחו חומר מהתווך הבין כוכבי, יתחממו ויפלטו קרינת איקס רכה. קצב הספיחה (ספיחת בונדי-הויל), ניתן ע"י:


כאשר...

כוכבי ניוטרונים במערכות כפולות

כאשר כוכב ניוטרונים הוא בן זוג בכוכב כפול, הדבר עשוי להוביל לשלל תופעות כגון כפולי קרינת-איקס, נובות קרינת-איקס, מיקרו-קוואזרים ועוד. כאשר בני הזוג במערכת כזו קרובים מספיק חומר עשוי להיספח מבן הזוג ע"י כוכב הניוטרונים ולפלוט קרינת-אקס.

בנוסף כוכבי ניוטרונים (או פולסארים) במערכות כםולות מאפשרים בחינה מדוקדת של תופעות הנובעות מתורת היחסות הכללית, כגון עיכוב זממני הגעת האותות כתוצאה מהאטת מהירות האור בשדה הכבידה של כוכב הניוטרונים וכיווץ המסלול של בני הזוג כתוצאה מפליטת גלי כבידה.

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