நியூட்ரான் நட்சத்திரங்களை எவ்வாறு கண்டுபிடிப்பது என்பது உயரடுக்கு ஆபத்தானது


cevap 1:

இது நியூட்ரான் நட்சத்திரம் தனிமைப்படுத்தப்பட்டதா இல்லையா என்பதைப் பொறுத்தது. ஒன்று இருந்தால், அல்லது நியூட்ரான் நட்சத்திரம் ஒருவித மோதலுக்கு ஆளானால் ஒன்றுக்கு மேற்பட்ட இறுதி விதி சாத்தியமாகும்.

ஒரு நியூட்ரான் நட்சத்திரம் தனிமைப்படுத்தப்பட்டால் அது படிப்படியாக குளிர்ச்சியடையும். இது எந்தவொரு வெகுஜனத்தையும் பெற முடியாது, மேலும் இது ஏற்கனவே ஈர்ப்பு சரிவுக்கு எதிராக உறுதிப்படுத்தப்பட்டுள்ளது, இது அநேகமாக அருகில் உள்ள சீரழிந்த ஃபெர்மி வாயு விசித்திரமான, மேல் மற்றும் கீழ் குவார்க் விஷயம் மற்றும் அதன் மையத்தில் உள்ள எலக்ட்ரான்கள்.

இது பருப்பு வகைகள் மற்றும் தொடர்ச்சியான எக்ஸ்ரே ஸ்பெக்ட்ரம் ஆகிய இரண்டிலும் ஆற்றலை ஒரு பல்சராக கதிர்வீச்சு செய்யும். ஆனால் இந்த கதிர்வீச்சினால் தனிமைப்படுத்தப்பட்ட நியூட்ரான் நட்சத்திரங்கள் மிக விரைவாக கீழே சுழலும் என்று கருதப்படுகிறது.

ஆனால் இங்கு புறக்கணிக்கப்படுவது என்னவென்றால், அனைத்து நியூட்ரான் நட்சத்திரங்களும் உண்மையில் மிகவும் சூடாகப் பிறக்கின்றன: ஒரு வகை II சூப்பர்நோவாவிற்கு உட்பட்ட ஒரு நட்சத்திரத்தின் மையப்பகுதி ஒரு நியூட்ரான் நட்சத்திரத்தைப் பெற்றெடுக்கிறது, மேலும் அதன் பிறப்பில் அது சுமார் 10– வெப்பநிலையை எட்டக்கூடும். 20 MeV, அல்லது.

எலக்ட்ரான்-பாசிட்ரான் ஜோடிகளை உருவாக்க இதுபோன்ற வெப்பநிலைகள் அதிகமாக இருப்பதால், இந்த ஆரம்ப வெப்பத்தின் பெரும்பகுதி மிக விரைவாக கதிர்வீச்சாகிறது, பின்னர் இவை நிர்மூலமாக்குகின்றன, அவ்வப்போது நியூட்ரினோக்கள் மற்றும் நியூட்ரினோக்களாக மாறுகின்றன, பின்னர் அவை நட்சத்திரத்தின் இறக்கும் மையத்திலிருந்து ஆற்றலை வெளியேற்றும் ஒரு பெரிய வெடிப்பு.

நியூட்ரினோக்கள் மற்றும் நியூட்ரினோ எதிர்ப்பு இந்த ஆரம்ப வெடிப்பு 1-2 விநாடிகளின் நேர அளவில் வெளிவருகிறது, மேலும் நட்சத்திரம் நியூட்ரான் பொருளை நோக்கி தளர்வதால் மேலும் நியூட்ரினோக்கள் வெளிவருகின்றன.

பின்னர், அநேகமாக 10 வினாடிகள் அல்லது அதற்கு மேற்பட்ட நேர அளவிலான, உள் மையமானது விசித்திரமான, மேல் மற்றும் கீழ் குவார்க்குகளாக பலவீனமான தொடர்புகளால் மாறுகிறது, மேலும் இது நியூட்ரினோக்களின் மற்றொரு பெரிய வெடிப்பை வெளியிடும் என்று எதிர்பார்க்கப்படுகிறது.

இருப்பினும், அந்த நேரத்திற்குப் பிறகும், ஒரு தனிமைப்படுத்தப்பட்ட நியூட்ரான் நட்சத்திரம் இன்னும் பிரகாசமான நியூட்ரினோ மூலமாகவே இருக்கும், அநேகமாக நூற்றுக்கணக்கான பில்லியன் ஆண்டுகளாக, ஏனெனில் நியூட்ரினோக்கள் இன்னும் சில உயர் வரிசை செயல்முறைகளால் உருவாக்கப்படலாம், இருப்பினும் நட்சத்திரத்திற்குள் சிதைந்த விஷயம் இருந்தாலும். இருப்பினும் இந்த செயல்முறைகள் மெதுவாக உள்ளன, எனவே இந்த குளிரூட்டும் கட்டம் மிக நீண்ட காலம் நீடிக்கும்.

ஆகவே, அது வேறு எதையுமே மோதுவதில்லை என்றால், அது படிப்படியாக சுழன்று நியூட்ரினோக்களைக் கதிர்வீசும் மற்றும் குளிர்ச்சியாக இருக்கும் - ஒருவேளை நூறு பில்லியன் ஆண்டுகள் அல்லது அதற்கு மேலாக, தலையிட பேரியான் சிதைவு இல்லாவிட்டால்.

இதன் விளைவாக மெதுவான குளிரூட்டல் மற்றும் சரிவு காரணமாக நட்சத்திரத்தின் மையத்தின் படிப்படியாக குறைந்து வருகிறது, ஆனால் அனைத்து கதிர்வீச்சிலும் உள்ள என்ட்ரோபி கணக்கில் எடுத்துக் கொள்ளப்பட்டவுடன் பிரபஞ்சத்தின் ஒட்டுமொத்த என்ட்ரோபியின் அதிகரிப்பு.

ஒரு துணை கொண்ட ஒரு நியூட்ரான் நட்சத்திரம், மறுபுறம் மிகவும் வித்தியாசமான விதியைக் கொண்டிருக்கலாம். அதன் துணை ஒரு சாதாரண நட்சத்திரமாக இருந்தால், மற்றும் சுற்றுப்பாதை அளவுருக்கள் சரியானவை, அதாவது போதுமான அளவு நெருக்கமாக இருந்தால், அதன் துணைவரிடமிருந்து நியூட்ரான் நட்சத்திரத்தின் மீது பொருளைப் பெறுவது சாத்தியமாகும் - இது நீண்ட நேரம் தொடர்ந்தால், இறுதியில் நியூட்ரான் நட்சத்திரம் அதன் மையத்தில் மிகவும் அடர்த்தியாக மாறுகிறது.

அது நடந்தால், நியூட்ரான் நட்சத்திரம் ஒரு கருந்துளைக்குள் சரிந்து விடும், மேலும் அதன் அனைத்து என்ட்ரோபியும் சரிவில் உருவாகும்வற்றுடன் பெக்கன்ஸ்டைனின் கூற்றுப்படி கருந்துளை அடிவானத்தின் மேற்பரப்புடன் தொடர்புடைய கருந்துளை என்ட்ரோபியில் செல்லும்.

அளவிடப்பட்ட நியூட்ரான் நட்சத்திரங்களுக்கான மிகச் சரியாக நிர்ணயிக்கப்பட்ட வெகுஜனங்களைப் பார்க்கும்போது, ​​இது பெரும்பாலும் பைனரி அமைப்புகளில் தங்கியிருக்கும் நியூட்ரான் நட்சத்திரங்களின் தலைவிதி என்றும், நியூட்ரான் நட்சத்திரத்திற்கான வரம்புக்குட்பட்ட வெகுஜன வரிசையில் இருப்பதாகவும் தெரிகிறது. 1.45–1.65 சூரிய வெகுஜனங்களில். 2 சூரிய வெகுஜனங்களுக்கு அருகில் அறியப்பட்ட இரண்டு வெளிநாட்டவர்கள் உள்ளனர், ஆனால் மீதமுள்ளவை ஒரு அழகான குறுகிய குழுவில் உள்ளன. எனவே நியூட்ரான் நட்சத்திரங்களுக்கான “சந்திரசேகர் நிறை” 1.55 சூரிய வெகுஜனங்களுக்கு அருகில் இருப்பதாக நான் சந்தேகிக்கிறேன்.

ஒரு நியூட்ரான் நட்சத்திரம் பைனரியில் மற்றொரு சிறிய பொருள், வெள்ளை குள்ள, நியூட்ரான் நட்சத்திரம் அல்லது கருந்துளை இருந்தால், அது படிப்படியாக ஈர்ப்பு கதிர்வீச்சை சுற்றும் போது வெளியேற்றும், இறுதியில் இரு தோழர்களும் ஒருவருக்கொருவர் விழுந்துவிடுவார்கள், பெரும்பாலும் ஒரு கருப்பு நிறத்தை உருவாக்குவார்கள் துளை.

மீண்டும் என்ட்ரோபி ஈர்ப்பு கதிர்வீச்சிலும், இறுதி இணைப்பு முடிந்தபின் இறுதி கருந்துளையின் மேற்பரப்பு என்ட்ரோபியிலும் செல்கிறது.

இத்தகைய இணைப்பு பிரபஞ்சத்தில் நிகழக்கூடிய மிக உற்சாகமான நிகழ்வுகளில் ஒன்றாகும் - மொத்த வெகுஜனத்தின் மிகப் பெரிய பகுதி ஈர்ப்பு கதிர்வீச்சுக்குள் செல்ல முடியும்.

பின்னர், ஸ்டீபன் ஹாக்கிங் சரியாக இருந்தால் - கருந்துளையின் மேற்பரப்பில் இருந்து வெப்பக் கதிர்வீச்சாக அந்த என்ட்ரோபி அனைத்தும் மிக மெதுவாக வெளிவருகின்றன, இது கடைசியாக வெடிக்கும் போது ஹாக்கிங் கதிர்வீச்சின் மிக விரைவாக வெளிவருகிறது. துகள்கள், அண்டவியல் வல்லுநர்கள் உண்மையிலேயே உலகளாவிய விரிவாக்கம் துரிதப்படுத்துகிறார்கள் என்று கருதுகின்றனர்.

என்ட்ரோபி அனைத்தும் சரியாக இருந்தால், அந்த துகள்கள் மற்றும் ஈர்ப்பு அலைகளுக்குள் செல்லும்.

பிரபஞ்சத்தின் இறுதி நிலை லார்ட் கெல்வின் கற்பனை வெப்ப மரணம் போல இருக்கும்.

அனைத்து விண்மீன் திரள்களிலும் உள்ள அனைத்து நட்சத்திரங்களும் ஈர்ப்பு கதிர்வீச்சு காரணமாக நீண்ட காலத்திற்கு மத்திய சூப்பர் பாரிய கருந்துளைகளாக சுழலும், பின்னர் அந்த கருப்பு துளைகள் நம்பமுடியாத நீண்ட கால அளவில் ஆவியாகிவிடும். இது நடக்க பல, பல டிரில்லியன் ஆண்டுகள் ஈடுபட்டுள்ளன.

ஆனால் ஒரு தனிமைப்படுத்தப்பட்ட நியூட்ரான் நட்சத்திரம் - எப்படியாவது அங்கே விழுந்துவிடுகிறது என்று சொல்லுங்கள், விண்மீன் திரள்களுக்கு இடையில், பேரியன்கள் ஒருபோதும் சிதைவடையாவிட்டால், மிகவும் குளிரான நியூட்ரான் நட்சத்திர சிண்டரை மட்டுமே விட்டுச்செல்லும்.

இது குளிரூட்டுவதன் மூலம் மிக மெதுவாக மட்டுமே இறந்துவிடுகிறது: நிகர என்ட்ரோபி அதிகரிக்கிறது, அதை குளிர்விக்கும் கதிர்வீச்சினால்.


cevap 2:

ஒரு நியூட்ரான் நட்சத்திரம் உருவாகாது. இது கதிர்வீச்சை வெளியிடுவதன் மூலம் குளிர்ச்சியடைகிறது. எனவே, தனக்குத்தானே விடப்பட்டால், அது ஒருபோதும் “இறக்காது”, குளிர்ச்சியாகவும் குளிராகவும் மாறும். ஆனால் குளிர்விக்கும் செயல்முறை மெதுவாக உள்ளது, ஏனென்றால் நியூட்ரான் நட்சத்திரங்கள் மிகவும் சூடாகப் பிறக்கின்றன (எல்லாவற்றிற்கும் மேலாக அவை பெரிய நட்சத்திரங்களின் கோர்களாக இருக்கின்றன, அவை சரிவின் போது கூடுதலாக சுருக்கப்பட்டு வெப்பப்படுத்தப்பட்டுள்ளன), ஆனால் சிறிய மேற்பரப்புப் பகுதியைக் கொண்டுள்ளன, இதன் மூலம் அவை அந்த வெப்பத்தை கதிர்வீச்சு செய்யலாம் . இறுதியில், மிக நீண்ட காலத்திற்குப் பிறகு, நீங்கள் ஒரு குளிர் நியூட்ரான் நட்சத்திரத்துடன் இருப்பீர்கள், அது குறிப்பிடத்தக்க கதிர்வீச்சை உருவாக்காது, ஆனால் இன்னும் நியூட்ரான் நட்சத்திரமாகவே உள்ளது.

ஒரு நியூட்ரான் நட்சத்திரம் "இறக்க" இரண்டு வழிகளைப் பற்றி நான் யோசிக்க முடியும் (மற்றொரு பெரிய பொருளுடன் மோதல் தவிர):

  1. ஒரு நியூட்ரான் நட்சத்திரம் பொருளைச் சேர்ப்பதாக இருந்தால், அது இறுதியில் வரம்புக்குட்பட்ட வெகுஜனத்தை (டோல்மேன்-ஓப்பன்ஹைமர்-வோல்காஃப் வரம்பு - விக்கிபீடியா) கடந்து சரிந்து விடக்கூடும்.
  2. கோட்பாட்டளவில் ஒரு நியூட்ரான் நட்சத்திரம் TOV வரம்பை விட வெகுஜனத்துடன் பிறக்க முடியும், ஆனால் வேகமான சுழற்சியால் உறுதிப்படுத்தப்படலாம். நியூட்ரான் நட்சத்திரங்கள் வழக்கமாக வேகமாகச் சுழல்கின்றன (ஏனெனில் சரிந்த நட்சத்திரம் வழக்கமாக சுழல்கிறது மற்றும் கோண வேகத்தை பாதுகாப்பது சரிவின் போது சுழற்சியை வேகமாக்குகிறது), ஆனால் அந்த சுழற்சி படிப்படியாக குறைகிறது, அவற்றின் காந்தப்புலத்தை விண்மீன் ஊடகத்துடன் தொடர்பு கொள்வதால். எனவே, மீண்டும் கோட்பாட்டளவில், ஒரு கட்டத்தில் அத்தகைய நியூட்ரான் நட்சத்திரம் அதை உறுதிப்படுத்த மிகவும் மெதுவாக மாறி, நட்சத்திரம் சரிந்துவிடும்.

இரண்டு சந்தர்ப்பங்களிலும் சரிவு ஒரு கருந்துளைக்கு வழிவகுக்கும். அநேகமாக, நியூட்ரான் நட்சத்திரத்திற்கும் கருந்துளைக்கும் இடையில் சில கூடுதல் நிலையான நிலைகள் இருக்கலாம் என்பதால்

குவார்க் நட்சத்திரம்

. ஆனால் இதுபோன்ற மாநிலங்கள் இருக்கிறதா என்பது எங்களுக்குத் தெரியாது.


cevap 3:

ஒரு சாதாரண நட்சத்திரம் ஒரு பெரிய பந்து வாயு, அதன் ஈர்ப்பு அதை ஒன்றாக இழுத்து, அதை சரி செய்ய முயற்சிக்கிறது. இது உண்மையில் மிகவும் சூடாக இருப்பதால் இது உண்மையில் நிறுத்தப்பட்டுள்ளது. அதேபோல் ஒரு வாயு சூடாக இருக்கும்போது அது நட்சத்திரத்தின் வெப்பநிலையை விரிவுபடுத்துகிறது. நட்சத்திரம் மிகவும் வயதாகும்போது அது வெடிக்கக்கூடும், இறுதியில் அது அதன் எரிபொருளின் பெரும்பகுதியை எரிக்கிறது, மேலும் அது சிறிது குளிர்ச்சியடைகிறது. அது அதன் சொந்த ஈர்ப்பு விசையின் கீழ் சரிந்து போகத் தொடங்குகிறது. புரோட்டான்கள் மற்றும் எலக்ட்ரான்களை நசுக்கி நியூட்ரான்களை உருவாக்க போதுமான அளவு நட்சத்திரங்கள் உள்ளன. இவை ஒரு பெரிய நட்சத்திர அளவிலான அணுக்கருவை உருவாக்குகின்றன, அடிப்படையில் நியூட்ரான்கள், ஒரு நியூட்ரான் நட்சத்திரம். ஒரு சாதாரண நட்சத்திரம் நியூட்ரான் நட்சத்திரமாக சரிந்துவிடும். ஒரு நியூட்ரான் நட்சத்திரம் மெதுவாக மேலும் மேலும் வெகுஜனத்தை சேகரித்தால், அது மீண்டும் சரிந்து போகக்கூடும், இதன் மூலம் நியூட்ரான்கள் தங்களை ஆதரிக்க முடியாது. அது ஒன்றாக நசுக்கத் தொடங்கும், அது மிகவும் கனமாகவும் அடர்த்தியாகவும் இருக்கும், அது கருந்துளையாக மாறும். ஒரு கருந்துளை என்பது ஒரு இடத்தில் நீங்கள் அதிக வெகுஜனத்தைப் பெறும் இடமாகும், இது ஒளியை கூட தப்பிக்க முடியாத அளவுக்கு இடத்தை நீட்டிக்கிறது, இது கருந்துளையின் உள் அமைப்பு எதுவாக இருந்தாலும் நடக்கும். கருந்துளைகளின் உட்புறங்களைப் பற்றி எங்களுக்கு எதுவும் தெரியாது, உண்மையில் அவை கருந்துளைக்கு வெளியே யாரையும் பாதிக்காது, எனவே ஒரு கருந்துளைக்கு நாம் சொல்லக்கூடிய அளவிற்கு எதுவும் சரிந்துவிடும்.

நன்றி


cevap 4:

ஒரு நியூட்ரான் நட்சத்திரம் முழுவதுமாக சிதறடிக்க தெளிவான வழிமுறை இல்லை, ஆனால் அத்தகைய நட்சத்திரங்களிலிருந்து வெகுஜன இழப்பை ஏற்படுத்தும் ஒரு வழிமுறை உள்ளது. நியூட்ரான் நட்சத்திரங்கள் உருவாகியபின் அனுபவிக்கும் பெரும்பாலான குளிரூட்டல்களுக்கு இது காரணமாகும். நியூட்ரினோஸ்.

ஒரு நியூட்ரான் நட்சத்திரம் பெயர் இருந்தபோதிலும், முற்றிலும் நியூட்ரான்களால் ஆனது அல்ல. நியூட்ரான்கள் மற்றும் புரோட்டான்கள் + எலக்ட்ரான்களுக்கு இடையில் ஒரு வகையான சமநிலை உள்ளது, இதில் 10% நிறை புரோட்டான்கள் மற்றும் 90% நியூட்ரான்கள் (ஆழம் / அழுத்தம் மற்றும் பல சிக்கலான விஷயங்களைப் பொறுத்து) உள்ளன. p + e ^ - \ rightarrow n + \ nu

n \ வலதுபுறம் p + e ^ - + \ bar {u nu}

இது ஒரு சமநிலை என்பதைக் கவனியுங்கள், எனவே எந்த நேரத்திலும் சில சிறிய எண்ணிக்கையிலான நியூட்ரான்கள் புரோட்டான்கள் மற்றும் எலக்ட்ரான்களாகவும், சில புரோட்டான்கள் மற்றும் எலக்ட்ரான்கள் நியூட்ரான்களாகவும் மாறுகின்றன. ஆனால் ஒவ்வொரு வழியிலும் சில நியூட்ரினோக்கள் உற்பத்தி செய்யப்படுகின்றன, மேலும் இவை நியூட்ரான் நட்சத்திரத்திலிருந்து முற்றிலும் தப்பிக்கக்கூடும் (இருப்பினும் நான் இங்கு சேர்க்காத பிற எதிர்விளைவுகளிலும் அவை மீண்டும் கைப்பற்றப்படலாம்).

ஒவ்வொன்றிலிருந்து தப்பிக்கும் நியூட்ரினோக்கள் நியூட்ரான் நட்சத்திரத்திலிருந்து ஒரு சிறிய அளவிலான ஆற்றலைக் கொண்டு செல்கின்றன. எனவே எல்லையற்ற நேரத்திற்கு அருகில் (கருந்துளை ஆயுட்காலம் போன்றது) இது சேர்க்கப்படும். ஒரு நியூட்ரான் நட்சத்திரம் எவ்வாறு 'ஆவியாகும்' என்பதற்கான எனது சிறந்த திட்டமாகும், ஆனால் கணிதம் எவ்வாறு செல்கிறது என்பதைப் பார்க்க நான் கணக்கீடுகளை செய்யவில்லை. இது மிக நீண்ட காலமாக இருக்கும்!


cevap 5:

இந்த கேள்விக்கு ஒரு குறுகிய பதிலுக்காக, மற்றொன்று இயற்பியலைப் புரிந்துகொள்வதில் சிறிது பதிலளிக்கிறது என்பதைக் குறிக்கவில்லை.

எளிமையாகச் சொல்வதானால், செயல்முறை என்பது ஹைட்ரஜன் அணுக்களின் அணுக்கரு இணைவு ஆகும், இது ஒரு நட்சத்திர ஓ, இது கால அட்டவணையில் முதல் உறுப்பு. 2 எலக்ட்ரான்களுடன் ஒரு அணுவை உருவாக்க ஒன்றாக இணைக்கவும், இது ஹீலியம். ஒரு நட்சத்திரம் இனி ஒன்றிணைக்க ஹைட்ரஜன் இல்லாதபோது, ​​அது எரிபொருள் இல்லாமல் போய்விட்டதாகக் கருதப்படுகிறது. வாயுவை விட்டு வெளியேறும் காரைப் போலவே கார் இறந்துவிட்டதாகத் தெரிகிறது. அதேபோல் ஹைட்ரஜன் முழுவதுமாக நுகரப்படும் போது ஒரு நட்சத்திரத்துடன் அது இறந்ததாகக் கருதப்படுகிறது. எந்த கட்டத்தில் பல விஷயங்கள் நடக்கக்கூடும், இது எங்களை வானியற்பியலுக்குள் அழைத்துச் செல்லும், இதற்கு முன் மற்ற பதில்கள் உங்களை முழுமையாக நிரப்ப முடியும், ஆனால் அடிப்படையில் அணு இணைவு இல்லாமல் மீதமுள்ள பொருளின் எடை இனி தடுத்து நிறுத்த முடியாது, நாங்கள் குளிர்விக்கத் தொடங்குவோம் மேலும் ஒரு அணுக்கரு பிளவு அதன் சுயத்திற்குள் நடக்கவில்லை, அது இறப்பதாக கருதப்படுகிறது அல்லது அப்பா ஒரு வெப்ப மட்டத்தில் ஆற்றலை பராமரிக்கவும் உற்பத்தி செய்யவும் திறனைக் கொண்டிருக்கவில்லை. [44] நியூட்ரான் நட்சத்திரங்கள், கருந்துளைகள் மற்றும் சூப்பர் நோவி ஆகியவற்றின் உருவாக்கம் பற்றிய பிற சக பதில்களில் சிலவற்றைப் படிக்கலாம். இவை ஒரு நட்சத்திரத்தின் மரணத்தின் பொதுவான முடிவு


cevap 6:

இது அறியப்பட்டபடி, நியூட்ரான் நட்சத்திரம் அசுப்பர்நோவாவின் விளைவாக உற்பத்தி செய்யப்படுகிறது, மீதமுள்ள வெகுஜனமானது நமது சூரியனின் 1.4 க்கு அருகில் இருக்கும்போது, ​​அதன் ஆரம் சுமார் 11.5 கி.மீ. இருக்கும். இதுபோன்ற ஒடுக்கப்பட்ட பொருளின் கீழ் அனைத்து விஷயங்களும் நியூட்ரான்களாக பிரிக்கப்படுகின்றன, மற்றும் விலக்கு கொள்கையின் மூலம் நியூட்ரான் சீரழிவு அழுத்தத்தின் கீழ் இருக்கும், இது புவியீர்ப்பு அளவை சுமார் 11.5 கிமீ வேகத்தில் வைத்திருப்பதை எதிர்க்கிறது. இப்போது அணுக்கரு இணைவு காரணமாக எரிபொருள் ஆற்றல் காலப்போக்கில் குறைந்து கொண்டே போகிறது என்றால் (ஆயுட்காலம்) நியூட்ரான் நட்சத்திரத்தின் நிறை சிறிய அளவிற்கு அதிகமாகக் கைப்பற்றப்படுகிறது, எந்த நியூட்ரான் நட்சத்திரம் கருந்துளையாக மாறுகிறது.இது பொதுவாக நியூட்ரான் நட்சத்திரம் பிறந்து இறப்பது எப்படி.


cevap 7:

இது ஒரு கருந்துளையாக மாறுவதற்கு போதுமான கூடுதல் வெகுஜனங்களை எப்போதும் சேகரிக்கவில்லை என்றால், அது இறுதியில் “கீழே சுழலும்”; ஆனால் எப்போதாவது நியூட்ரானுக்கு ஒரு புரோட்டானாகவும், எலக்ட்ரான் மற்றும் எலக்ட்ரான் ஆன்டிநியூட்ரினோவாகவும் சிதைவதற்கு ஈர்ப்பு கிணற்றில் இருந்து போதுமான அளவு உயர ஒரு "கிக்" கிடைத்தால் மட்டுமே நான் நினைக்கும் வெகுஜனத்தை இழப்பேன்; ஆன்டிநியூட்ரினோ குறைந்தபட்சம் முழுமையாக தப்பிக்க பொருத்தமாக இருக்கும். பின்னர், எலக்ட்ரானும் தப்பிக்காவிட்டால், சார்ஜ் செய்யப்பட்ட இரண்டு துகள்கள் மீண்டும் ஈர்ப்பு கிணற்றில் விழுந்து ஒரு நியூட்ரானை உருவாக்க மீண்டும் ஒன்றிணைந்து, ஒரு எலக்ட்ரான் நியூட்ரினோவை வெளியிடுகின்றன, அதுவும் தப்பிக்கக்கூடும். எனவே நியூட்ரினோ-ஆன்டிநியூட்ரினோ ஜோடிகளை தனித்தனியாக “ஆவியாக்குவதன்” மூலம் நியூட்ரான் நட்சத்திரங்கள் மெதுவாக சிதைந்து போகக்கூடும் (நான் நினைக்கிறேன்).


cevap 8:

ஒரு நியூட்ரான் நட்சத்திரம் அல்லது பல்சர் என்பது இறந்த நட்சத்திரத்தின் சரிந்த மையமாகும். சுற்றியுள்ள வாயுக்களுடன் தொடர்புகொள்வதைத் தவிர, ஆற்றலை உருவாக்க அவர்களுக்கு எந்த வழிமுறையும் இல்லை. சுற்றியுள்ள வாயுக்கள் மேற்பரப்பில் விழும்போது, ​​அவை அதிக செறிவூட்டப்பட்ட காந்தப்புலங்களால், காந்த துருவங்களுக்கு இயக்கப்படுகின்றன, மேலும் அவை வெப்பமடைந்து, மின்காந்த பருப்புகளை (ஃபோட்டான்கள்) உருவாக்குகின்றன. காந்த துருவங்கள் அவசியமில்லை, பெரும்பாலான சந்தர்ப்பங்களில், சுழற்சியின் அச்சுடன் வரிசையாக இருப்பதால், இந்த ஃபோட்டான்கள் சுழலும் விட்டங்களில் வெளியேற்றப்படுகின்றன. உமிழ்வின் இரண்டு கூம்புகளில் ஒன்றில் நாம் இருந்தால், ஒரு துடிக்கும் கற்றை இருப்பதைக் கண்டுபிடிப்போம், எனவே பல்சரின் பெயர் பயன்படுத்தப்பட்டது.

நியூட்ரான் நட்சத்திரத்தைச் சுற்றியுள்ள வாயுக்கள் தீர்ந்துவிட்டால், எஞ்சியிருப்பது விண்வெளியில் மிதக்கும் நியூட்ரான்களின் இருண்ட பந்துதான். இருப்பினும், இது இன்னும் நியூட்ரான் நட்சத்திரமாக நியமிக்கப்பட்டுள்ளது.


cevap 9:

நியூட்ரான் நட்சத்திரங்கள் ஏற்கனவே இறந்துவிட்டன என்பது என் புரிதல், நமது சூரியன் இறக்கும் போது, ​​அது கார்பனின் சூடான அடர்த்தியான எம்பராக இருக்கும், அது இருட்டாகவும் குளிராகவும் இருக்கும் வரை மெதுவாக குளிர்ச்சியடையும். நியூட்ரான் நட்சத்திரம் என்பது மிகப் பெரிய நட்சத்திரத்தின் உருவாகும். இது நியூட்ரான்களில் சுருக்கப்பட்ட அளவுக்கு மிகப்பெரியது, ஆனால் ஒரு கருந்துளைக்குள் விழும் அளவுக்கு பெரியதாக இல்லை, அவை இறந்த நட்சத்திரங்களாகக் கருதப்பட்டன. ஆனால் கருந்துளைகள் ஒன்றிணைந்து விண்மீன் திரள்களின் மையங்களில் பாரிய கருந்துளைகளாக மாறக்கூடும் என்பதால்; அவர்கள் மரணத்திற்கு அப்பாற்பட்ட வாழ்க்கை இருப்பதாக தெரிகிறது (ஜோம்பிஸ், நீங்கள் விரும்பினால்).


cevap 10:

புரோட்டான்கள் சிதைவடையாவிட்டால், நியூட்ரினோக்களை வெளியேற்றாத அளவுக்கு குளிர்ச்சியடைந்த பிறகு, நியூட்ரான் நட்சத்திரங்கள் எல்லாவற்றிற்கும் எதிராக நிலையானதாக இருக்கும், ஆனால் குவாண்டம் டன்னலிங், கருந்துளைகளிலிருந்து ஹாக்கிங் கதிர்வீச்சை உருவாக்கும் அதே வழிமுறை.


cevap 11:

ஒரு நியூட்ரான் நட்சத்திரம், அதன் சொந்த சாதனங்களுக்கு விட்டுச்செல்லப்படுகிறது, இது பிரபஞ்சத்தில் மிகவும் நிலையான மேக்ரோஸ்ட்ரக்சர் ஆகும். அது அழியாது தவிர வேறு எதுவும் இல்லை என்று கூறுவதில் எந்த உண்மையும் இல்லை.