ნეიტრონული ვარსკვლავი: განსხვავება გადახედვებს შორის

[შეუმოწმებელი ვერსია][შემოწმებული ვერსია]
შიგთავსი ამოიშალა შიგთავსი დაემატა
Bot: 62 ენათაშორისი ბმული გადატანილია Wikidata_ზე, d:q4202
No edit summary
ხაზი 1:
[[File:Neutron Star Manhattan.ogv|thumb|300px|ნეიტრონული ვარსკვლავების [[მასა]] [[დედამიწა|დედამიწის]] მასას 500 000-ჯერ აღემატება, ხოლო ზომით [[დედამიწა|აშშ]]-ში მდებარე [[ბრუკლინი|ბრუკლინზე]] დიდებიდიდი არ არიანარაა.]]
[[File:Crash and Burst.ogv|thumb|300px|ვიდეო, რომელზეც ასახულია ორი [[ნეიტრონული ვარსკვლავების შერწყმა|ნეიტრონული ვარსკვლავის შერწყმა]], შეჯახება.]]
'''ნეიტრონული ვარსკვლავი''' - ვარსკვლავური ნარჩენის ერთ-ერთი ტიპი, რომელიც წარმოიქმნება მასიური ვარსკვლავის [[გრავიტაციული კოლაფსი|გრავიტაციული კოლაფსისას]]. გრავიტაციული კოლაფსი კი ხდება [[II ტიპის ზეახალი|II]], [[Ib ტიპის ზეახალი|Ib]] ან [[Ic ტიპის ზეახალი|Ic]] ტიპის ზეახლის მოვლენის დროს. ნეიტრონული ვარსკვლავები თითქმის მთლიანად [[ნეიტრონი|ნეიტრონებს]] შეიცავენ. ნეიტრონები კი, მოგეხსენებათ, სუბატომური ნაწილაკები არიან და [[ელექტრული მუხტი]] არ გააჩნიათ, ხოლო მათი [[მასმასაჩუსეტსი|მასა]] ოდნავ აღემატება [[პროტონი|პროტონების]] მასას.
 
ტიპური ნეიტრონული ვარსკვლავის მასა არის 1,4-სა და 3,2 [[მზის მასა|მზის მასას]] შორის (იხილეთ [[ჩანდრასეკარის ზღვარი]]), ხოლო ამ მასის შესაბამისი [[რადიუსი]] დაახლოებით 12 კილომეტრია, თუ [[მდგომარეობის აკმალ-პანდარიპანდე-რეივენჰოლის განტოლება]]ს (Akmal–Pandharipande–Ravenhall equation of state (APR EOS)) გამოვიყენებთ. შედარებისთვის, [[მზის რადიუსი]] 60 000-ჯერ აღემატება ამას. ნეიტრონულ ვარსკვლავებს ზღვრული [[სიმკვრივე აქვთ]], რომელსაც APR EOS-ი წინასწარმეტყველებს: 3,7x10<sup>17</sup>-დან 5.9×10<sup>17</sup> კგ/სმ<sup>3</sup> (ეს მზის სიმკვრივეზე 2.6×10<sup>14</sup>- 4.1×10<sup>14</sup>-ჯერ მეტია), რომელიც უახლოვდება [[ატომის ბირთვი|ატომური ბირთვების]] სიმკვრივეს - 3×10<sup>17</sup>გრ/სმ<subsup>3</sup><sub>. ამ ობიექტის სიმკვრივე სხვადასხვაა ადგილების მიხედვით. მაგალითად, ქერქში 1x10<sup>9</sup>კგ/სმ<sup>3</sup>-ია, ხოლო სიღრმეში უფრო იზრდება - 6×10<sup>17</sup> ან 8×10<sup>17</sup> კგ/სმ<sup>3</sup>-ია (ატომურ ბირთვებზე მკვრივი). უკეთ რომ გაიგოთ, რა სიმკვირვესთან გვაქვს საქმე, წარმოიდგინეთ პაწაწინა ქვიშის მარცვალში მატერია ისეა ჩაპრესილი, რომ მას ბოინგ 747-ის მასა აქვს, ან კიდევ მთლიანი მოსახლეობის მასა ჩაპრესილია შაქრის კუბში.
 
ზოგადად, კომპაქტური [[ვარსკვლავი|ვარსკვლავები]], რომელთა მასაც 1,44 მზის მასაა - ჩანდასეკარის ზღვარი - [[თეთრი ჯუჯა|თეთრი ჯუჯები]] არიან, ხოლო 2-3 მზის მასის ([[ტოლმენ-ოპენჰაიმერ-ვოლკოფის ზღვარი]]) ვარსკვლავმა შესაძლოა [[კვარკული ვარსკვლავი]] წარმოქმნას. თუმცა, ეს ჯერ გაურკვეველია. [[გრავიტაციული კოლაფსი]] ჩვეულებრივ მოხდება ნებისმიერ კომპაქტურ ვარსკვლავზე, რომლის მასა 10-25 მზის მასაა და წარმოიქმნება [[შავი ხვრელი]]. ზოგი ნეიტრონული ვარსკვლავი ძალიან სწრაფად ბრუნავს და ასხივებენასხივებს [[ელექტრომაგნიტური გამოსხივება|ელექტრომაგნიტურ რადიაციას]], როგორც პულსარები.
 
[[კატეგორია:ვარსკვლავები]]