Αστέρας Νετρονίων

Από astronomia.gr
Αναθεώρηση ως προς 11:45, 13 Οκτωβρίου 2006 από τον IonnKorr (Συζήτηση | συνεισφορές)
(διαφορά) ← Παλαιότερη αναθεώρηση | Τελευταία αναθεώρηση (διαφορά) | Νεότερη αναθεώρηση → (διαφορά)
Μετάβαση σε:πλοήγηση, αναζήτηση

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 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 Γενικής Θεωρίας της Σχετικότητας. Όταν δεν επαρκεί η πίεση των εκφυλισμένων ηλεκτρονίων, η συνεχιζόμενη κατάρρευση αναγκάζει ηλεκτρόνια και 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. Δεν παρουσιάζουν περαιτέρω εξέλιξη, απλά συνεχίζουν να ψύχονται. Η πυκνότητα τους είναι τεράστια, LaTeX: 10^{8} - LaTeX: 10^{13} Kgr/cm3, ενώ η θερμοκρασία στην επιφάνεια τους φτάνει τους LaTeX: 10^{6}Kelvin. 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 νετρόνια η κρίσιμη μάζα υπολογίζεται σε 0.72 ηλιακές (Θεώρηση Fermi) ενώ οι Cameron-Tsuruta την υπολογίζουν σε 1.6 - 2.0 ηλιακές μάζες.

Στη πορεία της αστρικής εξέλιξης οι αστέρες νετρονίων τοποθετούνται ένα βήμα πριν τις μελανές οπές.