Αστέρας Νετρονίων - Ιστορικό εκδόσεων

IonnKorr στις 13 Οκτωβρίου 2006 στις 11:45

2006-10-13T11:45:34Z

← Παλαιότερη αναθεώρηση		Αναθεώρηση της 11:45, 13 Οκτωβρίου 2006
Γραμμή 6:		Γραμμή 6:

	Στη πορεία της [[Αστρική Εξέλιξη\|αστρικής εξέλιξης]] οι αστέρες νετρονίων τοποθετούνται ένα βήμα πριν τις [[Μελανή Οπή\|μελανές οπές]].		Στη πορεία της [[Αστρική Εξέλιξη\|αστρικής εξέλιξης]] οι αστέρες νετρονίων τοποθετούνται ένα βήμα πριν τις [[Μελανή Οπή\|μελανές οπές]].
	[[Κατηγορία:~~Αστροφυσική~~]]		[[Κατηγορία: Αστέρες]]

Makris George στις 13 Σεπτεμβρίου 2006 στις 14:11

2006-09-13T14:11:42Z

← Παλαιότερη αναθεώρηση		Αναθεώρηση της 14:11, 13 Σεπτεμβρίου 2006
Γραμμή 1:		Γραμμή 1:
	Κατά τη διάρκεια της εξέλιξής του, ένας αστέρας κάτω από ορισμένες προϋποθέσεις μπορεί να βρεθεί σε μία κατάσταση όπου ο πυρήνας του να αποτελείται μόνο από [[Νετρόνιο\|νετρόνια]] και ταυτόχρονα η κατάρρευσή του να συνεχίζεται. Στην περίπτωση αυτή η νευτώνεια θεώρηση περί βαρύτητας παύει πλέον να επαρκεί, οπότε η εξίσωση υδροστατικής ισορροπίας του αστέρα αντικαθίσταται από ακριβέστερη σχετικιστική, με τη βοήθεια της [[Γενική Θεωρία της Σχετικότητας\|Γενικής Θεωρίας της Σχετικότητας]]. Όταν δεν επαρκεί η [[Πίεση των Εκφυλισμένων Ηλεκτρονίων\|πίεση των εκφυλισμένων ηλεκτρονίων]], η συνεχιζόμενη κατάρρευση αναγκάζει [[Ηλεκτρόνιο\|ηλεκτρόνια]] και [[Πρωτόνιο\|πρωτόνια]] να συνενωθούν σε νετρόνια, οπότε προκύπτει αστέρας, το εσωτερικό του οποίου αποτελείται μόνο από νετρόνια ενώ φυσικά στην επιφάνειά του κυριαρχούν τα πρωτόνια και τα ηλεκτρόνια. Oι αστέρες νετρονίων ισορροπούν χάρη στην [[Πίεση Εκφυλισμένων Νετρονίων\|πίεση των εκφυλισμένων νετρονίων]].		Κατά τη διάρκεια της εξέλιξής του, ένας αστέρας κάτω από ορισμένες προϋποθέσεις μπορεί να βρεθεί σε μία κατάσταση όπου ο πυρήνας του να αποτελείται μόνο από [[Νετρόνιο\|νετρόνια]] και ταυτόχρονα η κατάρρευσή του να συνεχίζεται. Στην περίπτωση αυτή η νευτώνεια θεώρηση περί βαρύτητας παύει πλέον να επαρκεί, οπότε η εξίσωση υδροστατικής ισορροπίας του αστέρα αντικαθίσταται από ακριβέστερη σχετικιστική, με τη βοήθεια της [[Γενική Θεωρία της Σχετικότητας\|Γενικής Θεωρίας της Σχετικότητας]]. Όταν δεν επαρκεί η [[Πίεση των Εκφυλισμένων Ηλεκτρονίων\|πίεση των εκφυλισμένων ηλεκτρονίων]], η συνεχιζόμενη κατάρρευση αναγκάζει [[Ηλεκτρόνιο\|ηλεκτρόνια]] και [[Πρωτόνιο\|πρωτόνια]] να συνενωθούν σε νετρόνια, οπότε προκύπτει αστέρας, το εσωτερικό του οποίου αποτελείται μόνο από νετρόνια ενώ φυσικά στην επιφάνειά του κυριαρχούν τα πρωτόνια και τα ηλεκτρόνια. Oι αστέρες νετρονίων ισορροπούν χάρη στην [[Πίεση των Εκφυλισμένων Νετρονίων\|πίεση των εκφυλισμένων νετρονίων]].
	Δεν παρουσιάζουν περαιτέρω εξέλιξη, απλά συνεχίζουν να ψύχονται.		Δεν παρουσιάζουν περαιτέρω εξέλιξη, απλά συνεχίζουν να ψύχονται.
	Η [[Πυκνότητα\|πυκνότητα]] τους είναι τεράστια, <math>10^{8}</math> - <math>10^{13} Kgr/cm3</math>, ενώ η [[Θερμοκρασία\|θερμοκρασία]] στην επιφάνεια τους φτάνει τους <math>10^{6}Kelvin</math>.		Η [[Πυκνότητα\|πυκνότητα]] τους είναι τεράστια, <math>10^{8}</math> - <math>10^{13} Kgr/cm3</math>, ενώ η [[Θερμοκρασία\|θερμοκρασία]] στην επιφάνεια τους φτάνει τους <math>10^{6}Kelvin</math>.

Maxplanck στις 10 Σεπτεμβρίου 2006 στις 18:30

2006-09-10T18:30:56Z

← Παλαιότερη αναθεώρηση		Αναθεώρηση της 18:30, 10 Σεπτεμβρίου 2006
Γραμμή 3:		Γραμμή 3:
	Η [[Πυκνότητα\|πυκνότητα]] τους είναι τεράστια, <math>10^{8}</math> - <math>10^{13} Kgr/cm3</math>, ενώ η [[Θερμοκρασία\|θερμοκρασία]] στην επιφάνεια τους φτάνει τους <math>10^{6}Kelvin</math>.		Η [[Πυκνότητα\|πυκνότητα]] τους είναι τεράστια, <math>10^{8}</math> - <math>10^{13} Kgr/cm3</math>, ενώ η [[Θερμοκρασία\|θερμοκρασία]] στην επιφάνεια τους φτάνει τους <math>10^{6}Kelvin</math>.
	O υπολογισμός της κρίσιμης μάζας για τους αστέρες νετρονίων είναι δύσκολη υπόθεση καθόσον η συμπεριφορά της ύλης στις συνθήκες αυτές χρήζει περαιτέρω μελέτης.		O υπολογισμός της κρίσιμης μάζας για τους αστέρες νετρονίων είναι δύσκολη υπόθεση καθόσον η συμπεριφορά της ύλης στις συνθήκες αυτές χρήζει περαιτέρω μελέτης.
	Για έναν αστέρα αποτελούμενο εξ ολοκλήρου από [[Νετρόνιο\|νετρόνια]] η κρίσιμη μάζα υπολογίζεται σε 0.72 ηλιακές (Θεώρηση [[Fermi, Enrico\|Fermi)]] ενώ οι Cameron-Tsuruta την υπολογίζουν σε 1.6 - 2.0 ηλιακές μάζες.		Για έναν αστέρα αποτελούμενο εξ ολοκλήρου από [[Νετρόνιο\|νετρόνια]] η κρίσιμη μάζα υπολογίζεται σε 0.72 ηλιακές (Θεώρηση [[Fermi, Enrico\|Fermi)]] ενώ οι Cameron-Tsuruta την υπολογίζουν σε 1.6 - 2.0 [[Ηλιακή Μάζα\|ηλιακές μάζες]].

	Στη πορεία της [[Αστρική Εξέλιξη\|αστρικής εξέλιξης]] οι αστέρες νετρονίων τοποθετούνται ένα βήμα πριν τις [[Μελανή Οπή\|μελανές οπές]].		Στη πορεία της [[Αστρική Εξέλιξη\|αστρικής εξέλιξης]] οι αστέρες νετρονίων τοποθετούνται ένα βήμα πριν τις [[Μελανή Οπή\|μελανές οπές]].
	[[Κατηγορία:Αστροφυσική]]		[[Κατηγορία:Αστροφυσική]]

Maxplanck στις 10 Σεπτεμβρίου 2006 στις 18:30

2006-09-10T18:30:10Z

← Παλαιότερη αναθεώρηση		Αναθεώρηση της 18:30, 10 Σεπτεμβρίου 2006
Γραμμή 5:		Γραμμή 5:
	Για έναν αστέρα αποτελούμενο εξ ολοκλήρου από [[Νετρόνιο\|νετρόνια]] η κρίσιμη μάζα υπολογίζεται σε 0.72 ηλιακές (Θεώρηση [[Fermi, Enrico\|Fermi)]] ενώ οι Cameron-Tsuruta την υπολογίζουν σε 1.6 - 2.0 ηλιακές μάζες.		Για έναν αστέρα αποτελούμενο εξ ολοκλήρου από [[Νετρόνιο\|νετρόνια]] η κρίσιμη μάζα υπολογίζεται σε 0.72 ηλιακές (Θεώρηση [[Fermi, Enrico\|Fermi)]] ενώ οι Cameron-Tsuruta την υπολογίζουν σε 1.6 - 2.0 ηλιακές μάζες.

			Στη πορεία της [[Αστρική Εξέλιξη\|αστρικής εξέλιξης]] οι αστέρες νετρονίων τοποθετούνται ένα βήμα πριν τις [[Μελανή Οπή\|μελανές οπές]].
	[[Κατηγορία:Αστροφυσική]]		[[Κατηγορία:Αστροφυσική]]

Quendi στις 10 Σεπτεμβρίου 2006 στις 11:20

2006-09-10T11:20:50Z

Νέα σελίδα

Κατά τη διάρκεια της εξέλιξής του, ένας αστέρας κάτω από ορισμένες προϋποθέσεις μπορεί να βρεθεί σε μία κατάσταση όπου ο πυρήνας του να αποτελείται μόνο από [[Νετρόνιο|νετρόνια]] και ταυτόχρονα η κατάρρευσή του να συνεχίζεται. Στην περίπτωση αυτή η νευτώνεια θεώρηση περί βαρύτητας παύει πλέον να επαρκεί, οπότε η εξίσωση υδροστατικής ισορροπίας του αστέρα αντικαθίσταται από ακριβέστερη σχετικιστική, με τη βοήθεια της [[Γενική Θεωρία της Σχετικότητας|Γενικής Θεωρίας της Σχετικότητας]]. Όταν δεν επαρκεί η [[Πίεση των Εκφυλισμένων Ηλεκτρονίων|πίεση των εκφυλισμένων ηλεκτρονίων]], η συνεχιζόμενη κατάρρευση αναγκάζει [[Ηλεκτρόνιο|ηλεκτρόνια]] και [[Πρωτόνιο|πρωτόνια]] να συνενωθούν σε νετρόνια, οπότε προκύπτει αστέρας, το εσωτερικό του οποίου αποτελείται μόνο από νετρόνια ενώ φυσικά στην επιφάνειά του κυριαρχούν τα πρωτόνια και τα ηλεκτρόνια. Oι αστέρες νετρονίων ισορροπούν χάρη στην [[Πίεση Εκφυλισμένων Νετρονίων|πίεση των εκφυλισμένων νετρονίων]].
Δεν παρουσιάζουν περαιτέρω εξέλιξη, απλά συνεχίζουν να ψύχονται.
Η [[Πυκνότητα|πυκνότητα]] τους είναι τεράστια, <math>10^{8}</math> - <math>10^{13} Kgr/cm3</math>, ενώ η [[Θερμοκρασία|θερμοκρασία]] στην επιφάνεια τους φτάνει τους <math>10^{6}Kelvin</math>.
O υπολογισμός της κρίσιμης μάζας για τους αστέρες νετρονίων είναι δύσκολη υπόθεση καθόσον η συμπεριφορά της ύλης στις συνθήκες αυτές χρήζει περαιτέρω μελέτης.
Για έναν αστέρα αποτελούμενο εξ ολοκλήρου από [[Νετρόνιο|νετρόνια]] η κρίσιμη μάζα υπολογίζεται σε 0.72 ηλιακές (Θεώρηση [[Fermi, Enrico|Fermi)]] ενώ οι Cameron-Tsuruta την υπολογίζουν σε 1.6 - 2.0 ηλιακές μάζες.

[[Κατηγορία:Αστροφυσική]]