ნეიტრონული ვარსკვლავი: განსხვავება გადახედვებს შორის
| [შემოწმებული ვერსია] | [შემოწმებული ვერსია] |
შიგთავსი ამოიშალა შიგთავსი დაემატა
No edit summary |
No edit summary |
||
ხაზი 144:
== პლანეტები ==
ნეიტრონულ ვარსკვლავს შესაძლოა ორიგინალური, წრიულად მოძრავი, დაჭერილი, ან პლანეტის ფორმირების მეორე ციკლის შედეგად ეგზოპლანეტები გააჩნდეს. პულსარს ვარსკვავის ატმოსფეროს ჩამოშორება შეუძლია, რაც პლანეტარული მასის ნაწილს წარმოადგენს და შესაძლოა ნაგულისხმევი იყოს, როგორც ქტონიური პლანეტა ან ვარსკვლავური ობიექტი. ასეთი პლანეტები შესაძლოა პულსარული დროის მეთოდით გამოვლინდეს, რაც სხვა მეთოდებთან შედარებით პატარა პლანეტების უფრო მაღალი სიზუსტით გამოვლენის საშუალებას იძლევა. 1992-1994 წლებში პირველი ეგზოპლანეტები, დრაუგრი, პოლტერგეისტი და ფობეტორი გამოვლინდა, რომლებიც PSR B1257+12-ის გარშემო მოძრაობდნენ. 2 მთვარის მასის მქონე დრაუგრი ყველაზე პატარა ეგზოპლანეტაა ოდესმე აღმოჩენილთაგან. პულსარული პლანეტები მცირე რაოდენობით ხილულ სინათლეს იღებენ, მაგრამ დიდი ოდენობით იონიზირებადი გამოსხივებისა და მძლავრი ენერგიის მქონე ვარსკვლავური ქარის ზემოქმედებით, არამეგობრული გარემო გააჩნიათ.
== აღმოჩენის ისტორია ==
1932 წელს ჯეიმს ჩედვიკის მიერ ნეიტრონული ვარსკვლავის აღმოჩენის შემდეგ 1933 წლის დეკემბერში ამერიკის ფიზიკოსთა საზოგადოების შეხვედრაზე, [[Ვალტერ ბაადე|ვალტერ ბაადემ]] და ფრიც ცვიკიმ ნეიტრონული ვარსკვლავის არსებობის შესახებ ვარაუდი გამოთქვეს, რომ ჩამოყალიბება ხდება მაშინ, როდესაც მასიური ვარსკვლავის ბირთვი, სუპერნოვას დროს კუმშვის შედეგად კოლაფსირდება და პატარა, მკვრივ ობიექტად გარდაიქმნება რომელიც, მთლიანად ნეიტრონებისგან იქნებოდა შემდგარი. ბაადეს და ცვიკის სწორი ვარაუდის მიხედვით, ნეიტრონული ვარსკვლავის გრავიტაციული ბმის ენერგიის გამოთავისუფლება სუპერნოვას პროცესს უწყობს ხელს, სადაც მასა მოცულობაში ანულირებულია. ვარაუდობდნენ რომ ობიექტების სუსტი ნათებით გამოვლენა სიძნელეებთან იქნებოდა დაკავშირებული, რაზეც დიდი შრომა არ იყო გაწეული, სანამ 1967 წლის ნოემბერში ფრანკო პაჩინის განცხადებით, მძლავრი მაგნიტური ველის პირობებში მბუნავი ნეიტრონული ვარსკვლავებიდან ელექტრომაგნიტური ტალღები გამოყოფილი იქნებოდა. მალევე რადიოასტრონომმა ენტონი ჰევიშმა და მისმა დამხმარე მკვლევარმა [[Ჯოსელინ ბელ ბერნელი|ჯოსელინ ბელმა]] კემბრიჯში პულსირებადი რადიოგამოსხივების გამოვლენა იმ ობიექტებიდან დააფიქსირეს, რომლებიც ახლა მიჩნეულია, უკიდურესად მაგნეტიზებულ, სწრაფად მბრუნავ ნეიტრონულ ვარსკვლავებად და რომლებიც ცნობილია როგორც პულსარები.
1965 წელს ენტონი ჰევიშმა და სამუელ ოკოიმ [[Კიბორჩხალსახის ნისლეული|კიბორჩხალსახის ნისლეულში]] მძლავრი რადიოსიკაშკაშე და მაღალი ტემპერატურის უჩვეულო წყარო გამოავლინეს. წყარო 1054 წელს სუპერნოვას აფეთქების შედეგად კიბორჩხალსახის პულსარი აღმოჩნდა.
1967 წელს იოსებ შკლოვსკიმ სკორპიონ X-1- ის რენტგენულ და ოპტიკურ მონაცემებზე დაკვირვებით დაასკვნა, რომ ნეიტრონული ვარსკვლავის გამოსხივება აკრეციის ეტაპზე ხდება.
1967 წელს ჯოსელენ ბელ ბერნელმა და ენტონი ჰევიშმა ობიექტ PSR B1919+21-ზე პულსირებადი რეგულარული რადიოგამოსხივება დააფიქსირეს. პულსარი მოგვიანებით განიხილებოდა როგორც იზოლირებული, მბრუნავი ნეიტრონული ვარსკვლავი.
* [http://www.astro.umd.edu/~miller/nstar.html Introduction to neutron stars]
| |||