ریسرچ - پژوهش

متن کامل پایان نامه را در سایت منبع fuka.ir می توانید ببینید

هنگامی که ستاره پر جرمی به شکل ابرنواختر منفجر می‌شود، شاید هسته‌ی آن سالم بماند. اگر جرم هسته بین 4/1 تا ۳ جرم خورشیدی باشد جاذبه آن را فراتر از مرحله‌ی کوتوله سفید متراکم می‌کند تا این که پروتون‌ها و الکترون‌ها برای تشکیل نوترون‌ها به یکدیگر فشرده شوند. به بیان دیگر، اگر جرم ستاره‌ای بسیار بیشتر از خورشید باشد، فشار فرو ریزش مرحله کوتوله سفید را نیز پشت سر می‌گذارد و متوقف نمی‌شود. آن قدر فرو ریزش ادامه می‌یابد که قطر ستاره به حدود ده کیلومتر می‌رسد. در این نقطه ستاره گلوله‌ای است چگال از ذرات هسته‌ای که آن را ستاره نوترونی می‌نامند. این نوع شیء آسمانی ستاره نوترونی نامیده می‌شود. وقتی که قطر ستاره‌ای ۱۰ کیلومتر (۶ مایل) باشد، انقباضش متوقف می‌شود.
برخی از ستارگان نوترونی از روی زمین به شکل تپ اختر شناسایی می‌شوند که با چرخش خود، ۲ نوع اشعه منتشر می‌کنند. این ستارگان هنگام انفجار برخی از ابرنواخترها بوجود می‌آیند. پس از انفجار یک ابرنواختر ممکن است به خاطر فشار بسیار زیاد حاصل از رمبش مواد پخش شده ساختار اتمی همه‌ی عناصر شیمیایی شکسته شود و تنها اجزای بنیادی بر جای بمانند.
تصور براین است که هر ستاره‌ای که با جرم در حد ده برابر جرم خورشید در رشته‌ی اصلی به‌سر برده باشد، توانایی تبدیل به ستاره نوترونی شدن را دارد. در حالی‌که ستاره بعد از چندین مرحله سوخت هسته‌ای از رشته اصلی دور می‌شود، هسته‌ی آن به جسمی غنی از آهن تبدیل می‌شود. زمانیکه تمام سوخت هسته به انتها رسید هسته با وجود فشار تبهگنی باقی می‌ماند ولی با رسوب مواد لایه های بیرونی ستاره به سمت هسته، جرم هسته از حد چاندراسخار بیشتر می‌شود. فشار درون هسته از فشار تبهگنی الکترون بیشتر می‌شود، هسته به انقباض خود ادامه می‌دهد و دمای آن به 5 میلیارد درجه می‌رسد. در این دمای فوق‌العاده، ذرات آهن به ذرات آلفا و تابش پرانرژی گاما تبدیل می‌شوند. در حالیکه دما بالا تر می‌رود الکترون‌ها و پروتون‌ها با هم ترکیب شده ذره نوترون تولید و شارشی از ذرت نوترینو بوجود می‌آید. زمانی که چگالی به 4×1011kgm3 رسید، فشار تبهگنی نوترون موجب توقف انقباض بیشتر شده و لایه‌های بیرونی ستاره به شکل انفجار ابرنواختر نوع II منفجر می‌شوند. چیزی که باقی می‌ماند یک ستاره نوترونی است. اگر جرم آن در حد 2 یا 3 برابر جرم خورشید باشد به انقباض ادامه می‌دهد و به یک سیاه‌چاله تبدیل می‌شود. نوع دیگری از ستاره های نوترونی در زوج‌‌های ستاره نزدیک به هم تولید می‌شوند.
سطح ستاره نوترونی از آهن تشکیل شده است. ‌در حضور میدان قوی مغناطیسی اتم‌های آهن به حالت پلیمری در می‌آیند. در این وضعیت ضریب هدایت الکتریکی آن درجهت میدان مغناطیسی بسیار عالی ولی در جهت عمود برآن یک عایق خوب می شود. درست زیر سطح آهنی، ستاره به صورت جامد ولی با ترکیب متغییردر آمده است. هسته‌های بزرگتر به ‌ویژه غنی از نوترون شکل می‌گیرد که در آن مواد رادیواکتیو برای مثال Ni62 به حالت پایدار در‌می‌آید. هر چه به درون ستاره نزدیکتر می‌شویم چگالی نیز بیشتر می‌شود و زمانی‌که چگالی به 4×1011 برابر چگالی آب می‌رسد هسته دیگر بزرگتر نشده و نوترون شروع به نشت به سمت بیرون می‌کند. اگر چگالی بیشتر شود، هسته در دریایی از نوترون حل می‌شود. جریان نوترونی ایجاد شده یک ابرجریان است وهیچ گونه مقاومت در مقابل حرکت یا ویسکوزیته‌ای نخواهد داشت. تا چند کیلومتری سطح، چگالی به چگالی هسته اتمی نزدیک می‌شود. ولی هر چه به هسته نزدیکتر می‌شویم، اطلاعات ما کمتر می‌شود . نمی دانیم هسته جامد است یا مایع. شاید ذرات هسته‌ای دیگری مانند پیون یا هیپرون نیز در آنجا بوجود آمده باشند. احتمال تغییر فاز نیز وجود دارد. جایی‌که ذرات کوارک از نوترون جاری شده و یک مایع دیگر تولید کنند.
نخستین تئوری‌های کمی برای ساختار ستاره نوترونی به وسیله‌ی ولکوف و اپنهایمر داده شد [2]. ستاره‌های نوترونی از لایه‌های مختلف با چگالی‌های مختلف تشکیل شده‌اند[3، 4] و جرمی حدود جرم خورشید (1.99×1033gr) و شعاعی حدود 10 km دارند. در واقع رابطه‌ی جرم-شعاع ستاره‌های نوترونی از شعاع‌های خیلی بزرگ شروع می‌شود و هرچه شعاع ستاره کمتر می‌شود جرم ستاره بیش‌تر می‌گردد. چگالی چنین محیطی109 برابر چگالی آب است و میدان گرانشی ایجاد شده نیز بسیار قوی است. وزن یک جسم در کنار ستاره نوترونی 1011 برابر وزن در سطح زمین است. این میدان گرانشی قوی حتی برتابش‌های ایجاد شده از ستاره نیز اثر می‌گذارد. چگالی بسیار بالا به ستاره اجازه می‌دهد با سرعت‌های بسیار زیاد در حد صدها دور در ثانیه بچرخند بدون اینکه از هم بپاشد. زمانی که ستاره منقبض می‌شود، بدون اینکه اندازه حرکت تغییر بکند، باید انتظار چنین چرخش سریعی هم داشت. اگر ستاره دارای میدان مغناطیسی اولیه باشد، این میدان حفظ می شود. HYPERLINK "http://www.haftaseman.ir/webdb/article.asp?id=998"ستاره‌های تپنده، چشمه‌های انفجاری اشعه گاما و ستاره‌های نوترونی در بعضی از ستاره‌های دوتایی تولیدکننده اشعه ایکس دارای میدانی مغناطیسی با شدت حتی 106T (تقریباً 106 برابر شدت میدان مغناطیسی زمین) هستند. تصور براین است که در کهکشان راه شیری یکصد میلیون ستاره نوترونی وجود داشته باشد که تنها در موارد خاص برای مثال زمانی که بصورت ستاره تپنده یا عضوی از ستاره های دوتایی باشند کشف آنها راحت‌تر است. ستاره‌های نوترونی در پایان دهه 1960 با عنوان پالسارهای رادیویی و در دهه 1970 به عنوان ستاره‌های اشعه ایکس شناخته می شدند. در حقیقت با کشف پالسارها، اهمیت واقعی ستاره‌های نوترونی مشخص شد[5].
برخلاف ستاره‌های نوترونی و کوتوله‌های سفید، سیاه‌چاله‌ها جرم حدی ندارند [6].
1-3 ستاره‌های کوارکی و ماده‌ی کوارکی:
دسته‌ی دیگری از ستاره‌های فشرده که اخیراً اخترشناسان به وجود آن‌ها پی برده‌اند، ستاره‌های کوارکی نامیده می‌شوند. این دسته از ستاره‌ها، از ستاره‌های نوترونی چگال‌تر بوده‌اند و شعاع آن‌ها از شعاع ستاره‌های نوترونی کوچک‌تر است. قبل از اینکه به مفهوم ستاره‌های کوارکی بپردازیم، مفهوم کوارک و ماده‌ی کوارکی را مطرح می‌کنیم.
1-3-1 کوارک ها و خصوصیات آن ها:
در سال 1963 گلمن و زوئینگ از دانشگاه کالیفرنیا دریافتند که هادرون‌ها را می توان متشکل از اجزای ریزتری دانست که گلمن آن‌ها را کوارک نامید [7، 8]. تا کنون شش طعم کوارکی شناسایی شده‌اند. البته ذکر این نکته ضروری است که برای هر کوارک، پاد ذره‌ی مربوط به آن نیز وجود دارد. هادرون‌ها دو دسته هستند:
باریون‌ها که متشکل از 3 کوارک هستند.
مزون‌ها که متشکل از یک کوارک و یک آنتی‌کوارک هستند.
کوارک‌ها فرمیون هستند و دارای اسپین‌های نیم‌صحیح می‌باشند. خصوصیات جالب کوارک‌ها این است که بار الکتریکی شان کسری است. همچنین کوارک‌ها دارای عدد کوانتومی جدیدی به نام رنگ هستند که این عدد برای برقراری اصل طرد پائولی در بعضی از هادرون‌ها در نظر گرفته می‌شود. به هر کوارک سه رنگ سبز، قرمز و آبی نسبت می‌دهند که ترکیب این سه یک ذره‌‌ی بدون رنگ را تشکیل می‌دهد. کوارک‌ها به هادرون‌ها مقیدند و تا به حال کوارک آزاد مشاهده نشده است. خصوصیات شش کوارک شناخته شده تا به کنون را می‌توانید در جدول 1-1 مشاهده کنید. کوارک ها دو حالت اسپینی و سه حالت رنگ دارند، از اینرو عدد تبهگنی 6 دارند[9، 10، 11، 12].
جدول 1-1: برخی از خصوصیات مهم کوارک‌های شناخته شده
نام کوارک بار الکتریکی عدد باریونی (GeVc2) جرم
down(d)3/1 - 3/1 005/0
up(u)3/2 + 3/1 01/0
strange(s)3/1 - 3/1 15/0
charm(c)3/2 + 3/1 5/1

متن کامل در سایت امید فایل 

bottom(b)3/1 - 3/1 7/4
top(t)3/2 + 3/1 180
1-3-2 ماده ی کوارکی
با اینکه تا به حال کوارک آزاد مشاهده نشده است، طبق نظریه‌ی QCD کوارک ها در چگالی های بالا وقتی خیلی به هم نزدیک می‌شوند به طور ضعیف با هم برهمکنش می‌کنند و آزاد می‌باشند که به این رفتار آزادی مجانبی می‌گویند.
اگر شعاع یک هادرون معمولی مانند پروتون را که fm 1 است در نظر بگیریم پیش‌بینی می شود که در چگالی حدودρH=143πrH3=0.24fm-3 هادرون‌ها یکدیگر را لمس می‌کنند و در چگالی‌های به اندازه‌ی کافی بالا مرزهای هادرونی شکسته می‌شود. در ستاره‌های نوترونی، هادرون‌های پروتون و نوترون وجود دارد. می‌دانیم که پروتون از دو کوارک بالا ( u ) و یک کوارک پایین ( d ) تشکیل شده است و نوترون نیز از یک کوارک u و دو کوارک d تشکیل شده است.
در واپاشی بتازای منفی یک کوارک پایین به یک کوارک بالا تبدیل می‌شود، همراه با انتشار یک بوزون و این بوزون متعاقباً به یک الکترون و آنتی نوترینو تبدیل می‌شود. واپاشی بتازای منفی در هسته‌هایی رخ می‌دهد که زیادی نوترون دارند و گرمای تولید شده از این واکنش به دو قسمت تقسیم می‌شود. قسمتی از آن تبدیل به انرژی جنبشی می‌شود و بقیه‌ی آن توسط ذره‌ی آنتی نوترینو حمل می‌شود. در ستاره‌های نوترونی نیز جایی که چگالی طوری باشد که کوارک‌ها بتوانند درجه‌ی آزادی سیستم را تشکیل بدهند و دیگر مقید نباشند، این برهم‌کنش ها اتفاق می‌افتد و کوارک‌های u و d که آزاد شده اند می‌توانند یک برهم‌کنش ضعیف به یکدیگر و سایر کوارک‌ها تبدیل شوند. این تبدیل طوری صورت می‌گیرد که انرژی فرمی کمتری حاصل شود، یعنی ذرات سبک می‌توانند در این تبدیل شرکت کنند. چون ذرات سبک‌تر در چگالی پایین تری نسبیتی می شوند، بنابراین راحت تر از ذرات سنگین نسبیتی می شوند. به همین دلیل کوارک های u ، d و s که از بقیه سبک ترند درون ماده‌ی کوارکی وجود دارند و مقداری الکترون که برای خنثایی بار در نظر گرفته می‌شود. انواع دیگر کوارک‌ها به دلیل جرم زیاد، نمی‌توانند در ماده‌ی کوارکی وجود داشته باشند. به عنوان مثال کوارک c برای تشکیل نیاز به چگالی حدود 1017grcm3 دارد که حدود 100 برابر چگالی موجود در هسته ستاره‌ی کوارکی است. بنابراین ماده‌ی کوارکی یک گاز فرمی نسبیتی است (به علت چگالی بسیار بالا) که شامل سه کوارک ذکر شده می‌باشد. یعنی ما با ماده‌ای سروکار داریم که تنها از کوارک های u ، d و s و مقداری الکترون که برای خنثایی بار در نظر گرفته می شود تشکیل شده است. البته کسر الکترون‌ها آنقدر کوچک است که در محاسبات از آن ها صرف نظر می‌شود.
انتظار می‌رود که چنین سیستمی به دو صورت وجود داشته باشد:
الف) ماده‌ی کوارکی که به تنهایی پایدار نیست و توسط ماده‌ی هادرونی احاطه شده است. هسته‌ی ستاره‌ی نوترونی، جایی که چگالی بسیار بالا می‌باشد یکی از بهترین کاندیداهای ماده‌ی کوارکی در جهان است که توسط محققان زیادی بررسی شده است. به ستارگانی که در آن ها هسته‌ی کوارکی به وسیله‌ی ماده‌ی هادرونی پوشیده شده است، ستاره‌ی هیبریدی گفته می‌شود.
ب) ماده‌ی کوارکی که به تنهایی پایدار است. ستاره‌ی کوارکی نمونه‌ای از این مورد می‌باشند که یک سیستم مجزا بدون هیچ ماده‌ی هادرونی هستند.
1-3-3 ستاره های کوارکی
اختر فیزیکدانان با مشاهدات فیزیکی خود، بر آن باورند که ستاره‌هایی چگال‌تر از ستاره‌های نوترونی وجود دارند، یعنی ستاره‌هایی ساخته شده از ماده‌ای چگال‌تر از ماده‌ی هسته‌ای. می‌دانیم هسته‌ی یک ستاره‌ی نوترونی از ماده‌ی هسته‌ای (nuclear matter) تشکیل شده است [13]. ماده‌ی هسته‌ای متشکل از پروتون‌ها، نوترون ها، الکترون‌ها ( برای تضمین خنثایی بار الکتریکی) و دیگر ذرات مثل پایون ها، مزون ها و غیره است [13]. مشخص شده است که ماده‌ی هسته‌ای شبه پایدار است و با تبدیل شدن به ماده‌ی کوارکی شگفتی (strange quark matter) مقدار زیادی انرژی آزاد می‌کند و به پایداری می‌رسد. این ماده‌ی کوارکی شگفتی پایدارترین حالت ماده است که تا کنون شناخته شده است. تبدیل ماده‌ی هسته‌ای به ماده‌ی کوارکی فقط در هسته‌ی ستاره‌‌های نوترونی رخ می‌دهد. به بیان دیگر می‌توان گفت تنها مکانی که چگالی به حد کافی برای تولید ماده‌ی‌کوارکی وجود دارد هسته‌ی ستاره‌های نوترونی است.
بنابراین یک طبقه‌ی جدید از ستارگان فشرده (compact stars) که از رمبش ستاره‌های نوترونی به وجود می‌آیند و پایدار‌تر از ستاره‌های نوترونی هستند وجود دارند [14]. بهترین کاندید برای چنین تبدیلی ستاره‌های نوترونی با جرم 5/1 تا 8/1 جرم خورشید و با اسپین سریع می‌باشند. البته ستاره‌های نوترونی با این جرم و حالت اسپینی یک درصد ستاره‌های نوترونی شناخته شده را تشکیل می‌دهند، اما تحقیقات نشان می‌دهند که روزانه دوعدد از این تبدیلات در کهکشان راه شیری اتفاق می‌افتد و بنابراین تعداد زیادی ستاره‌های کوارکی در جهان وجود دارد. عاملی که باعث جلوگیری از رمبش ستاره‌های کوارکی می‌شود، فشار تبهگنی کوارک‌ها می‌باشد که با فشار گرانشی به تعادل می‌رسد.
رمبش ستاره‌های نوترونی ممکن است منجر به تولید ستاره‌های کوارکی و یا ستاره‌های هیبریدی شود. همچنین تحت شرایط خاصی، هسته‌ی رمبنده از انفجار ابرنواختر نوع II می‌تواند مستقیماً به ستاره‌ی کوارکی تبدیل شود.

پاسخ دهید

نشانی ایمیل شما منتشر نخواهد شد. بخش‌های موردنیاز علامت‌گذاری شده‌اند *