نجم نيوتروني

من ويكيبيديا، الموسوعة الحرة
اذهب إلى: تصفح، ‏ ابحث
رسم توضيحي ل نباض ، ويعتقد وجود نجم نيوتروني في وسطه. كما تبين خطوط المجال المغناطيسي ، ونفاثاتي اطلاق الطاقة في هيئة مخروكين ضيقين.

النجم النيوتروني (بالإنكليزية: Neutron Star) هو جرم سماوي ذو قطر متوسط يقدر بحوالي 20 كم وكتلته تتراوح ما بين 1,44 و 3 كتلة شمسية، وهو نوع من البقايا ينتج عن الانهيار الجاذبي لنجم ضخم في مستعر أعظم من نوع: "II" أو "Ib" أو "Ic". يتكون هذا النجم بشكل خاص من مادة مكونة من النيترونات، وكثافته كبيرة فقد تصل إلى أكثر من 10^12 في مركزه، أي أن سنتيمترا مكعباً من هذه المادة يعادل كيلومتراً مكعباً من الجليد ذو كثافة 1 غرام لكل سنتيمتر مكعب. والنجم النيوتروني يتمتع بخصائص أخرى غير كثافته الكبيرة، مثل الحقل المغناطيسي المحيط به، ودرجة حرارته العالية.

  • بعد نفاذ الوقود الذري في النجم وهو عنصر الهيدروجين تتغلب قوى الجذب في النجم على قوى التشتت، وتنقلب مناطقه الغازية الخارجية لتصب في الداخل، وتزيد كثافة النجم شيئاً فشيئاً بتزايد انكماش الذرات داخله تحت تأثير الجاذبية. ويظل انكماش الذرات داخله مع فقدانه المتزايد للحرارة، حتي يأتي الوقت الذي تبتلع فيه نوى الذرات الإلكترونات المحيطة بها، وشيئاً فشيئاً يُصبح النجم عبارة عن نواة واحدة عظيمة الكبر، وبامتصاص البروتونات للإلكترونات تتحول بالتفاعل النووي إلى نيوترونات، وتصبح كل تلك المادة الغريبة للنجم مادة النيوترونات. ولهذا يسمى النجم النيوتروني.
  • يحدث هذا التحول للنجوم حيث تنقلب إلى نجوم نيوترونية عندما تكون كتلتها في الحدود بين 44و1 و 3 كتلة شمسية. أما إذا كانت كتلة النجم أكبر من هذا الحد، فإن النجم يتحول في آخر عمره إلى ثقب أسود.

اكتشافه[عدل]

في عام 1932 اكتشف السير جيمس شادويك James Chadwick النيترون كجزيء للمادة ولذلك حصل على جائزة نوبل في الفيزياء عام 1935. في العام 1931,أي قبل اكتشاف النيترون بعام، طرح ليو دافيدوفيتش لنداو Lew Dawidowitsch Landau بشكل نظري وجود النجوم النيترونية. وفي العام 1933 بحث فالتر بادي وفريتز زفيكي النجوم النيترونية. ووصفوها، بشكل نظري على أساس نظرية ولادة النجوم، على أنها الشكل النهائي لتطور النجم.

التركيب الداخلي[عدل]

Aufbau eines Neutronensterns Dichteverteilung

عن طريق معلوماتنا عن خواص الجسيمات المشتركة في تكوين النجم النيوتروني التي نعرفها من علم الجسيمات الأولية فيمكن تقسيم باطن نجم نيوتروني قطره 20 كيلومتر إلى الطبقات الآتية:

يبلغ الضغط على سطحه صفر ، وحيث أن النيوترونات الحرة غير مستقرة فيوجد على السطح أنوية الحديد وإلكترونات. وتكون تلك الأنوية في العادة بلورات إلا أنه نظرا لقوى الجاذبية البالغة الكبر فهي تمنع تكون بلورات ترتفع فوق السطح أكثر من عدة مليمترات. وإذا فرض وكان على السطح جو من البلازما الساخنة فلن يزيد سمكها عن عدة سنتيمترات.

ويقدر سمك الطبقة المتكونة من بلورات أنوية الحديد نحو 10 متر. وتتزايد متوسط كثافة البلولورات إلى نحو 1/1000 من كثافة الأنوية نفسها مع زيادة العمق حتى عمق 10 متر. كما تتزايد نسبة النيوترونات في الأنوية وتتكون أنوية حديد غنية بالنيوترونات ، و تكون مستقرة في تلك الظروف المحيطة المتناهية الصعوبة.

وعلى عمق 10 متر يكون الضغط عالي جدا بحيث تتواجد نيوترونات حرة. ومن هنا تبدأ طبقة وسطية قد تصل إلى 1 أو 2 كيلومتر تتكون من أنوية الحديد المتبلورة بجانب سائل من النيوترونات. وفيها تتناقص نسبة الحديد من 100% إلى 0% بينما تتزايد نسبة النيوترونات . كما يرتفع متوسط الكثافة إلى أن تصل إلى كثافة أنوية الذرة وقد تزيد عنها.

يتبع الطبقة المتوسطة من النجم النيوتروني نيوترونات بحيث يصبح مكونا من نيوترونات وقليل من البروتونات والإلكترونات في حالة توازن حراري. وبحسب درجة الحرارة فإذا كانت منخفضة نسبيا فيمكن للنيوترونات ان تكون في حالة ميوعة فائقة وأن تكون البروتونات فائقة التوصيل. ويتميز النجم النيوتروني بدرجة حرارة حرجة عند درجة 1011 كلفن ، أي أن النجم النيوتروني يصل إلى حالة الميوعة الفائقة خلال فترة وجيزة من بعد تكونه.

وفي أعماق أكبر حيث ترتفع الكثافة إلى ثلاثة أضعاف كثافة النواة الذرية ولا نعرف ماهي صفات تلك الحالة الغريبة تماما عن ما نعهده ، حتى أن تمثيلها في معجل جسيمات لدراستها ليس ممكنا.

وقد تتكون على ذلك العمق منطقة مركزية من بيونات أو كايونات. وبما أن تلك الجسيمات من نوع البوزونات ولا تتبع مبدأ استبعاد باولي فإنهم جميعا يمكن ان يشغلوا نفس مستوى الطاقة الكمومي المنخفض وتكوين تكاثف بوز-اينشتاين ، وعندئذ فقد لا تستطيع تحمل الضغط الكبير جدا الواقع عليها بحيث قد يعتريها انهيار وتقلص ثاني وتصبح ثقبا أسودا.

وقد تكون إمكانية أخرى وهي تكوّن كواركات حرة ويسمى نجم كواركات. ومادة كتلك قد تتآثر بالتآثر القوي وتستقر رغم وجود الجاذبية. وحيث أن نجم كواركات يكون أكثر كثافة وبذلك يكون أصغر فمن المفروض أن يكون دوران نجم الكواركات حول محوره أسرع من النجم اليوتروني. ونجد بعض النجوم المرصودة في هيئة النباض لها دورات حول محورها أقل من 1.4 مللي ثانية إلى 30 ثانية وقد يكون النباض علامة على وجود تلك المادة الغريبة. بسبب انضغاطية النجم النيوتروني فإن جاذبية سطحها قد تفوق جاذبية الأرض حوالى مائة ألف مليون مرة.

وقد شوهد لأربعة من النباضات ارتفاع مفاجئ في تردد الدوران ويتبعه فترة ينخفض فيها تردد الدوران ، فقد يكون ذلك ناتجا عن زلزال ناشئ عن تبادل الزخم الزاوي بين الطبقة الحديدة العليا في النجم النيوتروني والطبقة التي تحتها المكونة من دوامات دوارة للسائل النيوتروني ذو الميوعة الفائقة.

اقرأ أيضا[عدل]

وصلات خارجية[عدل]