ستاره ي نوتروني

ستاره نوتروني باقيمانده يك ستاره ميان وزن است كه زندگي خودش را باجرمي حدود 8 تا 20 يا 30 برابر جرم خورشيد اغاز كرده است. به عنوان يك ستاره سوخت هسته اي خود را مي سوزاند و عناصر سنگين تر را تا اهن توليد كند. تحت فشار باور نكردني لايه هاي بالايي ستاره الكترونها در اتمهاي خود به شدت تحت قوانين كوانتوم متراكم شده و به حالت الكترون تبهگن در مي ايند. اگر جرم هسته از 1.44 جرم خورشيد –حد چاندراسكار-- بالا تر رود الكترونهاي تبهگن نيز نمي توانند مقاومت كنند. ناگهان هسته رمبش مي كند. الكترونها و پروتونها با يكديگر تركيب شده و نوترونها توليد مي شوند و ناگهان انرژي ازاد شده قطعات ريز باقيمانده را در يك انفجار ابرنواختري به بيرون پرتاب مي كند. ستاره نوتروني باقيمانده با 5 تا 10 مايل قطر – كه حالا با تبهگني نوترونها پايدار شده است—با ابر درخشاني از گاز احاطه مي شود.
اين تئوري توضيح مي دهد كه چرا تقريبا تمام ستاره هاي نوتروني كشف شده تاكنون جرمي كمتر از 1.4 خورشيد دارند. همچنين اين مساله توضيح مي دهد كه چرا دانشمندان از انچه كه Paulo Freire (از رصدخانه ارسيبو) و همكارانش در خوشه كرويM5 و NGC 6440 كشف كرده اند متعجب شده اند: ستاره هاي نوتروني با جرمي به ترتيب حدود 1.9 و 2.7 جرم خورشيد.
اجرام مورد بحث تپ اختران ميلي ثانيه اي هستند: ستاره هاي نوتروني با ميدانهاي مغناطيسي بسيار قوي چرخاني با سرعت صدها دور در ثانيه و گسيل طوفانهايي از ذرات و امواج كه در هر دور چرخش به زمين ارسال مي كنند.
اين اجرام اعضاي سيستم هاي دوتايي هستند. ستاره هاي نوتروني منفرد تنها چندين بار در ثانيه مي چرخند اما در سيستمهاي دوتايي با افزايش ماده و اندازه حركت زاويه اي از طريق همدم ديگرش مي تواند با سرعتهاي بالا بچرخد. خوشه هاي كروي مكانهاي ويژه اي براي شكار تپ اختر هاي ميلي ثانيه اي هستند، چرا كه تراكم بالاي ماده منجر به افزايش تعداد سيستمهاي چندتايي ستاره اي مي شود.
از طريق راديو تلسكوپ غولپيكر ارسيبو Freire و همكارانش براي رسيدن به نهايت دقت در خصوصيات اين سيستم دوتايي پالسهاي اين تپ اختر را در يك دوره 18 ساله بررسي كردند. انها جرم تپ اختر را 1.94 ± 0.18 و جرم همدمش را 0.16 ± 0.10 جرم خورشيد محاسبه كردند. انها حتي مي توانند حركت تقديمي اهسته محور مداري انها را كه نسبيت عام پيشگويي مي كند اشكار كنند.
دانش ما در باره قسمتهاي دروني يك ستاره نوتروني هنوز در مراحل اوليه است. Freire مي گويد: "كسي واقعا نمي داند كه ماده در اعماق چنين اجرامي چگونه رفتار مي كند." براي اينكه جرمهايي به اين اندازه را بتوان توصيف كرد بايد نظريه ها براي رفتار ماده تراكم ناپذير ستاره هاي نوتروني اصلاح شود.
همچنين وجود چنين ستاره هاي نوتروني سنگيني دليلي است كه مواد داخلي انها نمي توانند بعد از نوترونها تا دريايي از "ماده كواركي" فشرده شود (هر نوترون از سه كوارك مقيد در يك بسته ساخته شده اند). از فيزيك انتظار داريم كه دريايي از كواركهاي ازاد همسان بايد نسبت به درياي نوتروني بسيار فشرده تر باشد.
سوال ديگري كه وجود دارد اين است كه جرم اضافي از كجا مي ايد. شايد قسمتي از مواد ستاره اي بعد از انفجار ابرنواختري به ستاره نوتروني باز گردد و يا ممكن است مكانيزمهايي وجود داشته باشد كه ما نتوانيم ستاره هاي نوتروني با جرمهاي بالاتر از حد چاندراسكار را توضيح دهيم. اگر بدين صورت باشد، بنابراين ستاره هاي نوتروني ممكن است از انچه كه ما تصور مي كنيم بيشتر باشند و شايد كه جرم بيشتري نسبت به انچه كه ما تصور مي كنيم براي غلبه بر تبهگني نوتروني براي تبديل به سياهچاله نياز باشد.
هنگامي كه يك ستاره‌ي پرجرم به شكل ابرنواختر منفجر مي‌شود، ممكن است هسته‌اش سالم بماند. اگر جرم اين هسته بين 4/1 تا 3 برابر جرم خورشيد باشد، جاذبه باعث مي‌شود كه بيشتر از مرحله‌ي كوتوله سفيد متراكم گردد، تا حدي كه پروتون‌ها و الكترون‌ها به هم فشرده شده و تشكيل نوترون بدهند. به اين جرم سماوي «ستاره‌ي نوتروني» گفته مي‌شود (وقتي قطر ستاره به Km10 برسد، انقباضش متوقف مي‌شود). چگالي يك ستاره‌ي نوتروني به حدي است كه يك قاشق از آن يك ميليارد تن جرم دارد.
به اعتقاد اكثر دانشمندان، اين ستارگان بر اثر فشرده شدن پروتون‌ها و الكترون‌ها تا حد تشكيل نوترون، در اثر فشار و جاذبه‌ي بسيار زياد بوجود آمده‌اند، اما به طور كلي كم بودن اطلاعات در مورد اين ستارگان در سال‌هاي اخير تحقيقات زيادي بر روي آنها انجام مي‌گردد:

در سال 2002 ميلادي، يك تيم تحقيقاتي وابسته به ناسا به سرپرستي خانم كاتن (Cotton) براي تعيين ساختار نوتروني با استفاده از تأثيرات جاذبه‌ي زياد ستاره بر روي نور مطالعاتي را در مورد يك ستاره‌ي نوتروني و همدمش كه در فاصله‌ي 30000 سال نوري از زمين قرار دارد، با استفاده از يك ماهواره‌ي مجهز به اشعه‌ي ايكس انجام داد. به طور كلي با توجه به نظريه‌ي نسبيت عام انيشتين، نوري كه از يك ميدان جاذبه‌ي قوي عبور كند، مقداري از انرژي خود را از دست مي‌دهد كه اين كاهش انرژي به صورت افزايش طول موج بروز مي‌كند كه به اين پديده، «انتقال به قرمز» مي‌گويند.
گروه خانم كاتن براي نخستين بار انتقال به قرمز نور گذرنده از اتمسفر بسيار بسيار نازك يك ستاره نوتروني را كه در اثر جاذبه‌ي عظيم آن و وابسته به جرم و شعاعش به وجود آمده است، اندازه‌گيري كردند. اين گروه مطالعاتي پس از انجام تحقيقات خود و تعيين كردن فشار دروني ستاره با استفاده از شعاع و جرم آن به اين نتيجه رسيدند كه در آن ذره‌ي ديگري به جز نوترون وجود ندارد.
هنگامي که ستاره پر جرمي به شکل ابر نواختر منفجر مي‌شود، شايد هسته‌اش سالم بماند. اگر هسته بين 1.4 تا 3 جرم خورشيدي باشد، جاذبه آن را فراتر از مرحله کوتوله سفيد متراکم مي‌کند تا اينکه پروتونها و الکترونها براي تشکيل نوترونها به يکديگر فشرده شوند. اين نوع شيء سماوي ستاره نوتروني ناميده مي‌شود. وقتي که قطر ستاره‌اي 10 کيلومتر (6مايل) باشد، انقباضش متوقف مي‌شود. برخي از ستارگان نوتروني در زمين به شکل تپنده شناسايي مي‌شوند که با چرخش خود ، 2 نوع اشعه منتشر مي‌کنند.
مشخصات ستاره نوتروني
براي اينکه تصور بهتري از يک ستار? نوتروني در ذهنتان بوجود بيايد، مي‌توانيد فرض کنيد که تمام جرم خورشيد در مکاني به وسعت يک شهر جا داده شده است. يعني مي‌توان گفت يک قاشق از ستار? نوتروني يک ميليارد تن جرم دارد. اين ستارگان هنگام انفجار برخي از ابرنواخترها بوجود مي‌آيند. پس از انفجار يک ابرنواختر ممکن است بخاطر فشار بسيار زياد حاصل از رمبش مواد پخش شده ساختار اتمي همه عناصر شيميايي شکسته شود و تنها اجزاي بنيادي بر جاي بمانند.
اکثر دانشمندان عقيده دارند که جاذبه و فشار بسيار زياد باعث فشرده شدن پروتونها و الکترونها به درون يکديگر مي‌شوند که خود سبب بوجود آمدن توده‌هاي متراکم نوتروني خواهد شد. عد? کمي نيز معتقدند که فشردگي پروتونها و الکترونها بسيار بيش از اينهاست و اين باعث مي‌شود که تنها کوارکها باقي بمانند و اين ستاره کوارکي متشکل از کوارکهاي بالا و پايين (Up & down quarks) و نوع ديگري از کوارک که از بقيه سنگينتر است خواهد بود، که اين کوارک تا کنون در هيچ ماده‌اي کشف نشده است.
تحقيقات انجام يافته
از آنجا که اطلاعات در مورد ستارگان نوتروني اندک است، در سالهاي اخير تحقيقات زيادي بر روي اين دسته از ستارگان انجام شده است. در اواخر سال 2002 ميلادي ، يک تيم تحقيقاتي وابسته به ناسا به سرپرستي خانم J. Cotto مطالعاتي را در مورد يک ستار? نوتروني به همراه يک ستار? همدم به نام 0748676 EXO انجام داد. اين گروه براي مطالعه اين ستار? دوتايي که در فاصله 30000 سال نوري از زمين قرار دارد، از يک ماهوار? مجهز به اشعه ايکس بهره برد. (اين ماهواره متعلق به آزانس فضايي اروپاست و XMMX- ray Multi Mirror نيوتن نام دارد)
هدف اين تحقيق تعيين ساختار ستار? نوتروني با استفاده از تأثيرات جاذبه زياد ستاره بر روي نور بود. با توجه به نظريه نسبيت عام نوري که از يک ميدان جاذبه زياد عبور کند، مقداري از انرژي خود را از دست مي‌دهد. اين کاهش انرژي به صورت افزايش طول موج نور نمود پيدا مي‌کنند. به اين پديده انتقال به قرمز مي‌گويند.
اين گروه براي اولين بار انتقال به قرمز نور گذرنده از اتمسفر بسيار بسيار نازک يک ستار? نوتروني را اندازه گيري کردند. جاذبه عظيم ستار? نوتروني باعث انتقال به قرمز نور مي‌شود، که ميزان آن به مقدار جرم ستاره و شعاع آن بستگي دارد. تعيين مقادير جرم و شعاع ستاره مي‌تواند محققان را در يافتن فشار دروني ستاره ياري کند. با آگاهي از فشار دروني ستاره منجمان مي‌توانند حدس بزنند که داخل ستار? نوتروني فقط متشکل از نوترونهاست يا ذرات ناشناخته ديگر را نيز شامل مي‌شود. اين گروه تحقيقاتي پس از انجام مطالعات و آزمايشات خود دريافتند که اين ستاره تنها بايد از نوترون تشکيل شده باشد و در حقيقت طبق مدلهاي کوارکي ذر? ديگري جز نوترون در آن وجود ندارد.
در حين اين مطالعه و براي بررسي تغييرات طيف پرتوهاي ايکس يک منبع پرقدرت اشعه ايکس لازم بود. انفجارهاي هسته‌اي (Thermonuclear Blasts) که بر اثر جذب ستار? همدم توسط ستار? نوتروني ايجاد مي‌شود. همان منبع مورد نياز براي توليد اشعه ايکس بود. (ستار? نوتروني به سبب جرم زياد و به طبع آن جاذبه قوي مواد ستار? همدم را بسوي خود جذب مي‌کرد.) طيف پرتوهاي X توليد شده پس از عبور از جو بسيار کم ستار? نوتروني که از اتمهاي آهن فوق يونيزه شده تشکيل شده بود توسط ماهوار? XMM - نيوتن مورد بررسي قرار گرفتند.
نکته قابل توجه اين است که در آزمايشهاي قبلي که توسط گروه ديگري انجام شده بود تحقيقات بر روي ستاره‌اي متمرکز بود که ميدان مغناطيسي بزرگي داشت و چون ميدان مغناطيسي نيز بر روي طيف نور تأثير گذار است، تشخيص اثر نيروي جاذبه ستاره بر روي طيف نور بطور دقيق امکان پذير نبود. ولي ستار? مورد نظر در پروژ? بعدي داراي ميدان مغناطيسي ضعيفي بود که اثر آن از اثر نيروي جاذبه قابل تشخيص بود.