Neutronster: Verskil tussen weergawes

in Wikipedia, die vrye ensiklopedie
Blaai deur geskiedenis
← Ouer wysigingNuwer wysiging →
Content deleted Content added
VisueelWikiteks
Uitgebrei
Lyn 1: Lyn 1:
[[Beeld:Neutron_Star_gravitational_lensing.png|thumb|220px|’n Voorstelling van ’n neutronster wat ’n [[gravitasielens]] teen die agtergrond vorm en dit verwring.]]
’n '''Neutronster''' is ’n soort [[kompakte ster]] wat kan ontstaan wanneer ’n massiewe ster inplof tydens ’n [[Supernova#Klassifikasie|tipe II-, tipe Ib- of tipe Ic-supernova]]. Sulke sterre bestaan feitlik heeltemal uit [[neutron]]e – subatomiese deeltjies sonder [[elektriese lading]] en met ’n effens groter massa as [[proton]]e.
[[Beeld:PIA18848-PSRB1509-58-ChandraXRay-WiseIR-20141023.jpg|thumb|220px|Straling van die vinnig tollende [[pulsar]] PSR B1509-58 laat nabygeleë [[gas]] [[X-strale]] uitstraal (goud) en verlig die res van die [[newel]], hier in infrarooi (blou en rooi).]]


’n '''Neutronster''' is die kompakte kern van ’n baie swaar ster (met ’n totale massa van tussen 10 en 25&nbsp;[[sonmassa]]s) wat tydens ’n [[Supernova#Klassifikasie|tipe II-, tipe Ib- of tipe Ic-supernova]] ontplof het.<ref> {{Cite journal |last1=Heger |first1=A.|last2=Fryer |first2=C. L.|last3=Woosley |first3=S. E.|last4=Langer |first4=N.|last5=Hartmann |first5=D. H.|year=2003|title=How Massive Single Stars End Their Life|journal=Astrophysical Journal|volume=591 |issue=1|pages=288–300|arxiv=astro-ph/0212469|bibcode=2003ApJ...591..288H|doi=10.1086/375341|s2cid=59065632}}</ref> Hulle is die kleinste en digste stervoorwerpe, buiten [[swartkolk]]e en hipotetiese [[witkolk]]e en [[kwarkster]]re.<ref>{{cite book |title=Compact Stars: Nuclear Physics, Particle Physics and General Relativity |edition=illustrated |first1=Norman K. |last1=Glendenning |publisher=Springer Science & Business Media |year=2012 |isbn=978-1-4684-0491-3 |page=1 |url=https://books.google.com/books?id=cCDlBwAAQBAJ&pg=PA1}}</ref> Hulle het ’n [[radius]] van sowat 10&nbsp;km en ’n massa van sowat 1,4&nbsp;sonmassa.<ref>{{cite book |title=Astronomy: The Solar System and Beyond |edition=6de |first1=Michael |last1=Seeds |first2=Dana |last2=Backman |publisher=Cengage Learning |year=2009 |isbn=978-0-495-56203-0 |page=339 |url=https://books.google.com/books?id=DajpkyXS-NUC&pg=PT356}}</ref>
Neutronsterre is baie warm. ’n Tipiese neutronster het ’n [[massa]] van tussen sowat 1 en 2 [[sonmassa]]s,<ref name=Kiziltan>{{cite book |title=Reassessing the Fundamentals: On the Evolution, Ages and Masses of Neutron Stars|author=Bulent Kiziltan | isbn=1-61233-765-1 |publisher=Universal-Publishers | year=2011}}</ref> met ’n ooreenstemmende [[radius]] van sowat 12&nbsp;km.<ref name=Haensel>{{cite book |title=Neutron Stars |author=Paweł Haensel, A Y Potekhin, D G Yakovlev |isbn=0-387-33543-9 |publisher=Springer |year=2007}}</ref>


Nadat hulle gevorm het, wek hulle nie meer aktief hitte op nie en koel hulle mettertyd af; hulle kan egter steeds verder evolueer deur [[Sterbotsing|botsings]] en [[akkresie]].
In vergelyking daarmee is die [[son]] se radius sowat 60 000 keer soveel.

==Beskrywing==
Die meeste van die basiese modelle van neutronsterre dui daarop dat hulle feitlik geheel en al bestaan uit [[neutron]]e, subatomiese deeltjies sonder [[elektriese lading]] en met ’n effens groter massa as [[proton]]e. Die [[elektron]]e en [[proton]]e wat in normale meterie voorkom, kombineer om dié neutrone te vorm. Neutronsterre word gedeeltelik gevrywaar teen verdere inploffing deur ’n [[Ontaarde materie|neutronteendruk]], ’n verskynsel wat beskryf word deur die [[uitsluitingsbeginsel van Pauli]], nes [[witdwerg]]e teen inploffing gevrywaar word deur ’n elektronteendruk.

’n Neutronteendruk is egter nie alleen genoeg om ’n voorwerp van groter as 0,7&nbsp;sonmassa teen verdere inploffing te vrywaar nie,<ref>{{cite journal |first=R. C. |last=Tolman |date=1939 |title=Static Solutions of Einstein's Field Equations for Spheres of Fluid |journal=Physical Review |volume=55 |issue=4 |pages=364–373 |doi=10.1103/PhysRev.55.364 |bibcode=1939PhRv...55..364T|url=https://authors.library.caltech.edu/4362/1/TOLpr39.pdf }}</ref><ref>{{cite journal |first1=J. R. |last1=Oppenheimer |first2=G. M. |last2=Volkoff |date=1939 |title=On Massive Neutron Cores |journal=Physical Review |volume=55 |issue=4 |pages=374–381 |doi=10.1103/PhysRev.55.374 |bibcode=1939PhRv...55..374O}}</ref> en dus speel afstotende kernkragte ’n groter rol in die behoud van swaarder neutronsterre.<ref>{{cite web |title=Neutron Stars |url=https://www.astro.princeton.edu/~burrows/classes/403/neutron.stars.pdf |website=www.astro.princeton.edu |access-date=14 December 2018}}</ref><ref>{{Cite journal|last1=Douchin|first1=F.|last2=Haensel|first2=P.|date=December 2001|title=A unified equation of state of dense matter and neutron star structure|journal=Astronomy & Astrophysics|volume=380|issue=1|pages=151–167|doi=10.1051/0004-6361:20011402|issn=0004-6361|arxiv=astro-ph/0111092|bibcode=2001A&A...380..151D|s2cid=17516814}}</ref> As die steroorblyfsel ’n massa het wat die [[Tolman-Oppenheimer-Volkoff-limiet]] van sowat 2&nbsp;sonmassas oorskry, is die kombinasie van ’n neutronteendruk en kernkragte onvoldoende om die neutronster te onderhou en sal dit verder inplof tot ’n swartkolk.

Neutronsterre wat waargeneem kan word, is baie warm en het gewoonlik ’n oppervlaktemperatuur van sowat {{val|600000|ul=K}}.<ref name="Kiziltan">{{cite book |title=Reassessing the Fundamentals: On the Evolution, Ages and Masses of Neutron Stars |first=Bulent |last=Kiziltan |isbn=978-1-61233-765-4 |publisher=Universal-Publishers |date=2011 }}</ref><ref>[http://www3.mpifr-bonn.mpg.de/staff/pfreire/NS_masses.html Neutron star mass measurements]</ref><ref>{{Cite web|url=https://imagine.gsfc.nasa.gov/ask_astro/index.html|title=Ask an Astrophysicist|website=imagine.gsfc.nasa.gov}}</ref><ref name="Haensel">{{cite book |title=Neutron Stars |first1=Paweł |last1=Haensel |first2=Alexander Y. |last2=Potekhin |first3=Dmitry G. |last3=Yakovlev |isbn=978-0-387-33543-8 |publisher=Springer |date=2007 }}</ref> Hulle is so dig dat ’n vuurhoutjiedosie met neutronstermaterie omtrent 3&nbsp;miljard ton sal weeg.<ref>{{cite web |url=https://heasarc.gsfc.nasa.gov/docs/xte/learning_center/ASM/ns.html |website=heasarc.gsfc.nasa.gov|title=Tour the ASM Sky}}</ref><ref>{{Cite web | url=http://www.universetoday.com/26771/density-of-the-earth/ | title=Density of the Earth| date=2009-03-10}}</ref> Hulle [[magneetveld]] is tussen 10<sup>8</sup> en 10<sup>15</sup> (100&nbsp;miljoen tot 1&nbsp;biljard) keer so sterk as die [[Aarde]] s'n. Die swaartekragveld by die neutronster se oppervlak is sowat {{val|2|e=11}} (200&nbsp;miljard) keer so sterk as dié van die Aarde.

Namate die oorspronklike ster se kern inplof, verhoog sy rotasiespoed as gevolg van die [[Hoekmomentum|behoud van hoekmomentum]], en nuut gevormde neutronsterre draai tot ’n paar honderd keer per sekonde. Sommige gee ’n straal van elektromagnetiese straling af wat hulle [[pulsar]]s maak. Die ontdekking van pulsars in 1967 deur Jocelyn Bell Burnell en Antony Hewish was juis die eerste aanduiding dat neutronsterre bestaan. Die straling van pulsars af word vermoedelik hoofsaaklik uitgestraal vanaf streke naby hulle magneetpole. As die magneetpole nie ooreenstem met die neutronster se [[draaias]] nie, sal die emissiestraal deur die lug rondswiep. Wanneer dit van ’n afstand af gesien word en die waarnemer iewers in die baan van die straal is, sal dit lyk soos pulse straling wat van ’n vaste punt in die ruimte kom (die sogenaamde "vuurtoringuitwerking"). Die neutronster wat sover bekend die vinnigste tol, is PSR&nbsp;J1748-2446ad – dit draai 716 keer per sekonde,<ref>{{Cite journal |last1=Hessels |first1=Jason |display-authors=4 |last2=Ransom |first2=Scott M. |last3=Stairs |first3=Ingrid H. |last4=Freire |first4=Paulo C. C. |author5-link=Victoria Kaspi |last5=Kaspi |first5=Victoria M. |last6=Camilo |first6=Fernando |title=A Radio Pulsar Spinning at 716 Hz |journal=[[Science (journal)|Science]] |volume=311 |issue=5769 |pages=1901–1904 |date=2006 |doi=10.1126/science.1123430 |pmid=16410486 |bibcode=2006Sci...311.1901H|arxiv = astro-ph/0601337 |citeseerx=10.1.1.257.5174 |s2cid=14945340 }}</ref><ref>{{Cite news |last=Naeye |first=Robert |date=2006-01-13 |title=Spinning Pulsar Smashes Record |periodical=Sky & Telescope |url=http://www.skyandtelescope.com/news/3311021.html?page=1&c=y |access-date=2008-01-18 |archive-url=https://web.archive.org/web/20071229113749/http://www.skyandtelescope.com/news/3311021.html?page=1&c=y |archive-date=2007-12-29 |url-status=dead }}</ref> of teen 43&nbsp;000 [[omwentelinge per minuut]]. Die spoed op die oppervlak is amper ’n kwart van die [[ligsnelheid]].

Daar is vermoedelik sowat ’n miljard neutronsterre in die [[Melkweg]],<ref>https://www.nasa.gov/mission_pages/GLAST/science/neutron_stars.html</ref> of ’n minimum van ’n paar honderd miljoen, ’n syfer wat verkry word uit die raming van die getal sterre wat al supernovas ondergaan het.<ref>{{cite book |last1=Camenzind |first1=Max |title=Compact Objects in Astrophysics: White Dwarfs, Neutron Stars and Black Holes |date=24 February 2007 |publisher=Springer Science & Business Media |isbn=978-3-540-49912-1 |page=269 |url=https://books.google.com/books?id=Nh68nl0abhMC&pg=PA269|bibcode=2007coaw.book.....C }}</ref> Die meeste is egter oud en koud, en straal min uit. Neutronsterre wat stadig draai en nie akkresie ondergaan nie, is feitlik onopspoorbaar; sedert die [[Hubble-ruimteteleskoop]] se waarneming van RX&nbsp;J185635−3754 in 2002 is ’n paar nabygeleë neutronsterre egter al ontdek wat lyk of hulle net termiese emissies uitstraal.

Neutronsterre in [[Dubbelster|dubbelstelsels]] kan akkresie ondergaan, wat gewoonlik veroorsaak dat die stelsel helder [[X-strale]] uitstraal terwyl die materie wat in die neutronster val, warm kolle kan vorm wat in en uit sig beweeg.


== Verwysings ==
== Verwysings ==
⚫
{{Verwysings|3}}
: ''[[Lêer:Crystal txt.png|15px]] Hierdie artikel is vertaal uit die [[:en:Neutron star|Engelse Wikipedia]]''

⚫
{{Verwysings}}
==Skakels==
{{CommonsKategorie-inlyn|Neutron stars}}
{{vertaaluit| taalafk = en | il = Neutron star}}


{{Saadjie}}
{{Sterre}}
{{Sterre}}


Wysiging soos op 09:56, 13 Januarie 2021

Lêer:Neutron Star gravitational lensing.png
’n Voorstelling van ’n neutronster wat ’n gravitasielens teen die agtergrond vorm en dit verwring.
Straling van die vinnig tollende pulsar PSR B1509-58 laat nabygeleë gas X-strale uitstraal (goud) en verlig die res van die newel, hier in infrarooi (blou en rooi).

’n Neutronster is die kompakte kern van ’n baie swaar ster (met ’n totale massa van tussen 10 en 25 sonmassas) wat tydens ’n tipe II-, tipe Ib- of tipe Ic-supernova ontplof het.[1] Hulle is die kleinste en digste stervoorwerpe, buiten swartkolke en hipotetiese witkolke en kwarksterre.[2] Hulle het ’n radius van sowat 10 km en ’n massa van sowat 1,4 sonmassa.[3]

Nadat hulle gevorm het, wek hulle nie meer aktief hitte op nie en koel hulle mettertyd af; hulle kan egter steeds verder evolueer deur botsings en akkresie.

Beskrywing

Die meeste van die basiese modelle van neutronsterre dui daarop dat hulle feitlik geheel en al bestaan uit neutrone, subatomiese deeltjies sonder elektriese lading en met ’n effens groter massa as protone. Die elektrone en protone wat in normale meterie voorkom, kombineer om dié neutrone te vorm. Neutronsterre word gedeeltelik gevrywaar teen verdere inploffing deur ’n neutronteendruk, ’n verskynsel wat beskryf word deur die uitsluitingsbeginsel van Pauli, nes witdwerge teen inploffing gevrywaar word deur ’n elektronteendruk.

’n Neutronteendruk is egter nie alleen genoeg om ’n voorwerp van groter as 0,7 sonmassa teen verdere inploffing te vrywaar nie,[4][5] en dus speel afstotende kernkragte ’n groter rol in die behoud van swaarder neutronsterre.[6][7] As die steroorblyfsel ’n massa het wat die Tolman-Oppenheimer-Volkoff-limiet van sowat 2 sonmassas oorskry, is die kombinasie van ’n neutronteendruk en kernkragte onvoldoende om die neutronster te onderhou en sal dit verder inplof tot ’n swartkolk.

Neutronsterre wat waargeneem kan word, is baie warm en het gewoonlik ’n oppervlaktemperatuur van sowat 600 000 K.[8][9][10][11] Hulle is so dig dat ’n vuurhoutjiedosie met neutronstermaterie omtrent 3 miljard ton sal weeg.[12][13] Hulle magneetveld is tussen 108 en 1015 (100 miljoen tot 1 biljard) keer so sterk as die Aarde s'n. Die swaartekragveld by die neutronster se oppervlak is sowat 2×1011 (200 miljard) keer so sterk as dié van die Aarde.

Namate die oorspronklike ster se kern inplof, verhoog sy rotasiespoed as gevolg van die behoud van hoekmomentum, en nuut gevormde neutronsterre draai tot ’n paar honderd keer per sekonde. Sommige gee ’n straal van elektromagnetiese straling af wat hulle pulsars maak. Die ontdekking van pulsars in 1967 deur Jocelyn Bell Burnell en Antony Hewish was juis die eerste aanduiding dat neutronsterre bestaan. Die straling van pulsars af word vermoedelik hoofsaaklik uitgestraal vanaf streke naby hulle magneetpole. As die magneetpole nie ooreenstem met die neutronster se draaias nie, sal die emissiestraal deur die lug rondswiep. Wanneer dit van ’n afstand af gesien word en die waarnemer iewers in die baan van die straal is, sal dit lyk soos pulse straling wat van ’n vaste punt in die ruimte kom (die sogenaamde "vuurtoringuitwerking"). Die neutronster wat sover bekend die vinnigste tol, is PSR J1748-2446ad – dit draai 716 keer per sekonde,[14][15] of teen 43 000 omwentelinge per minuut. Die spoed op die oppervlak is amper ’n kwart van die ligsnelheid.

Daar is vermoedelik sowat ’n miljard neutronsterre in die Melkweg,[16] of ’n minimum van ’n paar honderd miljoen, ’n syfer wat verkry word uit die raming van die getal sterre wat al supernovas ondergaan het.[17] Die meeste is egter oud en koud, en straal min uit. Neutronsterre wat stadig draai en nie akkresie ondergaan nie, is feitlik onopspoorbaar; sedert die Hubble-ruimteteleskoop se waarneming van RX J185635−3754 in 2002 is ’n paar nabygeleë neutronsterre egter al ontdek wat lyk of hulle net termiese emissies uitstraal.

Neutronsterre in dubbelstelsels kan akkresie ondergaan, wat gewoonlik veroorsaak dat die stelsel helder X-strale uitstraal terwyl die materie wat in die neutronster val, warm kolle kan vorm wat in en uit sig beweeg.

Verwysings

  1. ↑ Heger, A.; Fryer, C. L.; Woosley, S. E.; Langer, N.; Hartmann, D. H. (2003). "How Massive Single Stars End Their Life". Astrophysical Journal. 591 (1): 288–300. arXiv:astro-ph/0212469. Bibcode:2003ApJ...591..288H. doi:10.1086/375341. S2CID 59065632.
  2. ↑ Glendenning, Norman K. (2012). Compact Stars: Nuclear Physics, Particle Physics and General Relativity (illustrated uitg.). Springer Science & Business Media. p. 1. ISBN 978-1-4684-0491-3.
  3. ↑ Seeds, Michael; Backman, Dana (2009). Astronomy: The Solar System and Beyond (6de uitg.). Cengage Learning. p. 339. ISBN 978-0-495-56203-0.
  4. ↑ Tolman, R. C. (1939). "Static Solutions of Einstein's Field Equations for Spheres of Fluid" (PDF). Physical Review. 55 (4): 364–373. Bibcode:1939PhRv...55..364T. doi:10.1103/PhysRev.55.364.
  5. ↑ Oppenheimer, J. R.; Volkoff, G. M. (1939). "On Massive Neutron Cores". Physical Review. 55 (4): 374–381. Bibcode:1939PhRv...55..374O. doi:10.1103/PhysRev.55.374.
  6. ↑ "Neutron Stars" (PDF). www.astro.princeton.edu. Besoek op 14 Desember 2018.
  7. ↑ Douchin, F.; Haensel, P. (Desember 2001). "A unified equation of state of dense matter and neutron star structure". Astronomy & Astrophysics. 380 (1): 151–167. arXiv:astro-ph/0111092. Bibcode:2001A&A...380..151D. doi:10.1051/0004-6361:20011402. ISSN 0004-6361. S2CID 17516814.
  8. ↑ Kiziltan, Bulent (2011). Reassessing the Fundamentals: On the Evolution, Ages and Masses of Neutron Stars. Universal-Publishers. ISBN 978-1-61233-765-4.
  9. ↑ Neutron star mass measurements
  10. ↑ "Ask an Astrophysicist". imagine.gsfc.nasa.gov.
  11. ↑ Haensel, Paweł; Potekhin, Alexander Y.; Yakovlev, Dmitry G. (2007). Neutron Stars. Springer. ISBN 978-0-387-33543-8.
  12. ↑ "Tour the ASM Sky". heasarc.gsfc.nasa.gov.
  13. ↑ "Density of the Earth". 10 Maart 2009.
  14. ↑ Hessels, Jason; Ransom, Scott M.; Stairs, Ingrid H.; Freire, Paulo C. C.; et al. (2006). "A Radio Pulsar Spinning at 716 Hz". Science. 311 (5769): 1901–1904. arXiv:astro-ph/0601337. Bibcode:2006Sci...311.1901H. CiteSeerX 10.1.1.257.5174. doi:10.1126/science.1123430. PMID 16410486. S2CID 14945340.
  15. ↑ Naeye, Robert (13 Januarie 2006). "Spinning Pulsar Smashes Record". Sky & Telescope. Geargiveer vanaf die oorspronklike op 29 Desember 2007. Besoek op 18 Januarie 2008.
  16. ↑ https://www.nasa.gov/mission_pages/GLAST/science/neutron_stars.html
  17. ↑ Camenzind, Max (24 Februarie 2007). Compact Objects in Astrophysics: White Dwarfs, Neutron Stars and Black Holes. Springer Science & Business Media. p. 269. Bibcode:2007coaw.book.....C. ISBN 978-3-540-49912-1.

Skakels

Ontsluit van "https://af.wikipedia.org/w/index.php?title=Neutronster&oldid=2360535"