כוכב נייטרונים

מתוך ויקיפדיה, האנציקלופדיה החופשית
קפיצה אל: ניווט, חיפוש

כוכב נייטרונים הוא כוכב דחוס שעשוי ברובו מנייטרונים. הוא נוצר כתוצאה מקריסה כבידתית של כוכב שבו הסתיימה שרשרת ההיתוך הגרעיני.

השוואה מקורבת בין גודלם של חור שחור (בשחור), כוכב נייטרונים (בסגול) וננס שחור או ננס לבן (באפור)
השוואה מקורבת בין גודלם של ננס שחור או ננס לבן (בשחור), ננס חום (בחום), ננס אדום (באדום) והשמש (בצהוב)

במהלך הקריסה הכבידתית אלקטרונים ופרוטונים מתמזגים לנייטרונים. כוכב הנייטרונים אינו ממשיך בקריסתו, מכיוון שכנגד כוח הכבידה פועל לחץ ניוון, כלומר לחץ הנובע מעקרון האיסור של פאולי בין הנייטרונים שמרכיבים אותו (מכיוון שניטרונים הינם פרמיונים). לחץ דומה פועל בננס לבן, שם הדחייה נובעת מאותו עיקרון, אלא ששם הוא פועל בין האלקטרונים.

צפיפותם של כוכבי נייטרונים עצומה, והיא מסדר-גודל של עשרות מיליוני טון לסמ"ק, מה גם שבין הנייטרונים לא מפריד ואקום, בשונה בחומרים רגילים: בחומר רגיל גרעין האטום תופס 1 חלקי 10,000 עד 1 חלקי 100,000 מנפח האטום כולו. בשל צפיפותם הרבה, לכוכבי הנייטרונים כבידה משטחית גבוהה, ומהירות הבריחה מהם היא עד חצי ממהירות האור. בגלל חוק שימור התנע הזוויתי, כוכבי הנייטרונים, שמומנט ההתמד שלהם קטן באופן ניכר כתוצאה מהקריסה, מסתובבים במהירויות זוויתיות גבוהות ביותר, עד כדי מאות סיבובים בשנייה. בשל שימור המומנט המגנטי שלהם, הם הופכים לרוב להיות פולסרים (מלשון pulse - "פעימה" באנגלית).

קיומם של כוכבי נייטרונים נחזה ב-1933, שנה לאחר גילוי הנייטרון עצמו, על ידי האסטרופיזיקאים ולטר באדה ופריץ צוויקי על-סמך עבודותיו של הפיזיקאי ההודי סוברהמניאן צ'נדראסקאר. אולם, כוכבי הנייטרונים היו בגדר רעיון תאורטי גרידא עד לשנת 1967, שבה קבוצת אסטרונומים בריטיים גילתה את הפולסר הראשון.

היווצרות[עריכת קוד מקור | עריכה]

כוכב נייטרונים נוצר במהלך סופרנובה מסוג 2 של כוכב בעל מסה של 8 עד 20 מסות שמש, או כתוצאה מסופרנובה מסוג 1, לאחר שתהליך ההיתוך הגרעיני מגיע ליסוד ברזל הוא מפסיק לבצע את שרשרת ההיתוך שכן אין יותר רווח באנרגיה לאחר היתוך גרעיני ברזל, ובעצם ממשיך רק להגדיל את מסת הליבה, כאשר הליבה מגיעה למסה קריטית, לחץ ניוון האלקטרונים שמחזיק את אטומי הברזל קורס ובעצם כל הליבה מתכווצת בבת אחת לכוכב ניטרונים. עתה מוחזקת הליבה על ידי לחץ ניוון ניטרונים. עקב הכיווץ נוצר גל הלם אדיר שיוצא החוצה ומשליך מעליו את כל מעטפת הכוכב מעל הליבה של כוכב הניטרונים. מסתו של כוכב נייטרונים לאחר הקריסה היא 1.44 פעמים מסת השמש (גבול צ'נדרסקהר) עד 3 מסות שמש (גבול טולמן-אופנהיימר-וולקוף), כאשר קוטרו מונה קילומטרים ספורים בלבד.

מבנה[עריכת קוד מקור | עריכה]

קליפתו החיצונית של הכוכב מורכבת מברזל, במצב הדומה לברזל מוצק בכדור הארץ, אך בלחץ עצום. לאחר שכבת מעבר מגיעה השכבה העיקרית של הכוכב, שברובו עשוי מנייטרונים, כאשר ביניהם מצויים היפרונים (באריונים המכילים קווארק מוזר). ההרכב המדויק של ליבת הכוכב אינו ידוע, כאשר ההשערות נעות בין ליבה העשויה נייטרונים דחוסים יותר, להיפרונים, ועד השערת וויטן הגורסת שהליבה עשויה מחומר מוזר שיציב מבחינה תרמודינמית גם ללא כבידה (השערה אשר אינה נתמכת בתצפיות או חישובים מדויקים).

ראו גם[עריכת קוד מקור | עריכה]

קישורים חיצוניים[עריכת קוד מקור | עריכה]


מחזור החיים של כוכב (לא בקנה מידה)
ננס שחור ננס לבן כוכב נייטרונים חור שחור ענק אדום ננס צהוב סופרנובה ערפילית פלנטרית שארית סופרנובה על-ענק אדום ענק כחול ננס אדום ננס חום קדם-כוכב ענן מולקולרי היווצרות כוכב כוכב יציב שלבים אחרונים של היתוך קריסת כוכבStellar evolution Hebrew.png
_{\Mu_\bigodot} = מסת השמש, כ-‎2 x 1030ק"ג

מסת כוכב בעת היווצרותו: מסה קטנה מאד - פחות מ-_{\Mu_\bigodot} 0.08 לערך, מסה קטנה - בטווח _{\Mu_\bigodot} 0.08 - 0.4 לערך, מסה בינונית - בטווח _{\Mu_\bigodot} 0.4 - 8 לערך (לאחר הקריסה המסה קטנה, פחות מ-_{\Mu_\bigodot} 1.44 לערך), מסה גדולה - לפחות _{\Mu_\bigodot} 8 לערך (לאחר הקריסה המסה היא לפחות _{\Mu_\bigodot} 1.44 לערך)

הערה: במצבים בהם כוכב מסוים סופח אליו מסה - הוא עשוי לעבור למחזור חיים של מסה גבוהה יותר. לדוגמה: אם ננס לבן במערכת זוגית סופח אליו חומר מבן זוגו, המגדילה אותו מעבר לגבול צ'נדראסקאר (_{\Mu_\bigodot} 1.44), הוא יכול לעבור סופרנובה מסוג Ia שבסופה ייווצר כוכב נייטרונים (במקום ננס שחור).

Q space.svg ערך זה הוא קצרמר בנושא מדעי החלל. אתם מוזמנים לתרום לוויקיפדיה ולהרחיב אותו.