エリート危険な中性子星を見つける方法


答え 1:

これは、中性子星が孤立しているかどうかによって異なります。 伴侶がいる場合、または中性子星が何らかの衝突を受けた場合、複数の最終的な運命が可能です。

中性子星が孤立している場合、非常に徐々に冷却されます。 それはどんな質量も得ることができず、そしておそらくコアの奇妙な、上下のクォーク物質と電子のほぼ縮退したフェルミガスである圧力によって、さらなる重力崩壊に対してすでに安定しています。

もちろん、パルスと連続X線スペクトルの両方で、かなり長い間、エネルギーをパルサーとして放射します。 しかし、孤立した中性子星は、この放射によりかなり速くスピンダウンすると考えられています。

しかし、ここで無視されているのは、すべての中性子星が実際に非常に高温で生まれているということです。タイプIIの超新星を受ける星のコアが中性子星を誕生させ、誕生時にそれは約10– 20 MeVかそこら。

そのような温度は電子と陽電子のペアを作成するのに十分なほど高いため、この初期熱の多くは非常に迅速に放出され、これらは時々反ニュートリノとニュートリノに消滅し、星の消滅するコアからエネルギーを輸送します巨大なバースト。

ニュートリノと反ニュートリノのこの最初のバーストは、1〜2秒の時間スケールで現れます。また、星が中性子物質に向かって緩和するにつれて、さらにニュートリノが現れます。

次に、おそらく10秒程度の時間スケールで、弱い相互作用によって内部コアが奇妙な上下のクォークに遷移し、ニュートリノの別の大きなバーストを放出すると予想されます。

しかし、その後も、分離された中性子星は、おそらく何千億年もの間、非常に明るいニュートリノ源のままです。ニュートリノは、星の内部に縮退した物質があったとしても、特定の高次のプロセスによって生成される可能性があるからです。 ただし、これらのプロセスは遅いため、この冷却フェーズは非常に長く続きます。

そのため、他のものと衝突しない場合は、徐々にスピンダウンしてニュートリノを放射し、冷却します-介入するバリオン崩壊がない場合は、おそらく1000億年以上の間。

この結果、ゆっくりとした冷却と崩壊により、星のコアのエントロピーは徐々に減少しますが、すべての放射のエントロピーが考慮されると、宇宙全体のエントロピーは増加します。

一方、仲間がいる中性子星は、運命が大きく異なります。 そのコンパニオンが通常の星であり、軌道パラメータが正しい、つまり十分に近い場合、そのコンパニオンから中性子星に物質が付着する可能性があります。これが十分に長く続くと、最終的には中性子星は、クォーク物質がそれをサポートするのにコアで密になりすぎない。

その場合、中性子星はブラックホールに崩壊し、そのエントロピーのすべては、崩壊で生成されたものと一緒に、ベケンシュタインによるとブラックホールの地平線の表面積に関連付けられたブラックホールのエントロピーに入ります。

測定された中性子星の非常に少数の十分に決定された質量を見ると、これはほとんどの場合、バイナリシステムにとどまることができる中性子星の運命であり、中性子星の制限質量はほぼ1.45〜1.65太陽質量の。 2つの太陽質量の近くにいくつかの既知の外れ値がありますが、残りはかなり狭い帯域にあります。 したがって、中性子星の「チャンドラセカール質量」は1.55太陽質量に近いと思います。

中性子星が別のコンパクトなオブジェクト、白色矮星、中性子星、またはブラックホールと連星の中にある場合、システムは軌道に沿って徐々に重力放射を放出し、最終的に2つの仲間は互いに落下し、おそらく黒を作ります。穴。

再び、エントロピーは、重力放射に加えて、最後のマージが行われた後の最後のブラックホールの表面エントロピーに入ります。

このような合併は、宇宙で発生する可能性のある最もエネルギッシュなイベントの1つです。全質量の非常に大きな部分が重力放射に入る可能性があります。

次に、Stephen Hawkingが正しければ、そのエントロピーのすべてがブラックホールの表面からの熱放射として非常にゆっくりと放出され、最後のHawking放射線が非常に迅速に放出されると爆発します。宇宙論者が実際に普遍的な拡大が加速しているという正しいことを仮定すると、粒子。

それらが正しければ、すべてのエントロピーが最終的にそれらの粒子と重力波に入ります。

宇宙の最終状態は、ケルビン卿の想像した熱死のようなものです。

すべての銀河のほとんどすべての星は、重力放射により、長期間にわたって中央の超巨大ブラックホールにスパイラルし、それらのブラックホールは信じられないほど長い時間スケールで蒸発します。 これが起こるには、何兆年もの年月が必要です。

しかし、孤立した中性子星-どういうわけか、銀河の間で、どういうわけかそこに浮かんでいる人は、バリオンが崩壊しない場合、非常に冷たい中性子星の燃え殻だけを残すでしょう。

それは冷却によってのみ非常にゆっくりと死にます。正味のエントロピーは、それを冷却する放射によって増加します。


答え 2:

中性子星は進化しません。 放射線を放出するだけで冷えます。 したがって、そのままにしておくと、「死ぬ」ことはなく、次第に冷たくなります。 しかし、中性子星は非常に熱く生まれます(結局、それらは大きな星のコアであり、崩壊中にさらに圧縮および加熱されているため)冷却プロセスは遅いですが、熱を放射できる小さな表面積を持っています。 結局、非常に長い時間が経過すると、冷たい中性子星が残ります。この中性子星は、大きな放射を生成しませんが、中性子星のままです。

中性子星が「死ぬ」ことができる2つの方法を考えることができます(別の巨大なオブジェクトとの衝突は別として)。

  1. 中性子星が物質を付加している場合、それは最終的に制限質量(Tolman–Oppenheimer–Volkoff limit-Wikipedia)を超えて崩壊する可能性があります。
  2. 理論的には、中性子星はTOV制限を超える質量で生まれますが、高速回転によって安定化できます。 中性子星は通常高速回転で生まれます(崩壊する星は通常回転し、角運動量の保存により崩壊中に回転が加速するためです)が、その回転は磁場と星間物質との相互作用により徐々に遅くなります。 したがって、再び理論的には、ある時点で、そのような中性子星の回転が遅くなりすぎて安定化できず、星が崩壊する可能性があります。

どちらの場合でも、崩壊はおそらくブラックホールにつながるでしょう。 おそらく、中性子星とブラックホールの間にいくつかの追加の安定状態が存在する可能性があるため、たとえば

クォークスター

。 しかし、そのような状態が存在するかどうかは本当にわかりません。


答え 3:

通常の星は大きなガスの球であり、その重力がそれを引き寄せ、それを崩壊させようとしています。 本当に暑いので、実際に開催されています。 ガスが高温であるときと同じように、それは星の温度を膨張させて、それが膨張してかなり大きいままでいることを可能にします。 星は本当に古くなると爆発し、最終的にはほとんどの燃料を燃やし、少し冷えます。 それはそれ自身の重力の下で崩壊し始めます。 十分に重い星は、陽子と電子を粉砕して中性子を形成し始めます。 これらは巨大な星サイズの原子核を形成し、基本的には中性子だけです。中性子星です。 通常の星は中性子星に崩壊する可能性があります。 中性子星が次第にどんどん質量を集めていくと、再び崩壊し、中性子は自分自身を支えられなくなります。 それは一緒に押しつぶされ始め、そしてそれはブラックホールに変わるほど重くて密になるでしょう。 ブラックホールは、1か所で多くの質量を取得する場所であり、空間を拡張するため、光さえも逃すことができません。これは、ブラックホールの内部構造に関係なく発生します。 ブラックホールの内部については何も知りません。実際、ブラックホールが崩壊する可能性がある限り、ブラックホールがブラックホールの外部に影響を与えることはありません。

ありがとう


答え 4:

中性子星が完全に消散する明確なメカニズムはありませんが、そのような星からの質量の損失を引き起こすメカニズムがあります。 中性子星が形成された後に経験するほとんどの冷却を担当します。 ニュートリノ。

中性子星は、その名前にもかかわらず、中性子だけで構成されているわけではありません。 中性子と陽子+電子の間には一種の平衡があり、質量の約10%は陽子であり、90%は中性子です(深さ/圧力および多くの複雑な要素によって異なります)。 p + e ^-\ rightarrow n + \ nu

n \ rightarrow p + e ^-+ \ bar {\ nu}

これは平衡状態であることに注意してください。そのため、常にいくつかの中性子は陽子と電子になり、一部の陽子と電子は中性子になります。 しかし、いくつかのニュートリノが生成され、これらは中性子星から完全に脱出することができます(ただし、ここに含まれていない他の反応で再捕獲される場合もあります)。

それぞれ脱出するニュートリノは、中性子星から少量のエネルギーを運び去ります。 したがって、ほぼ無限の時間(ブラックホールの寿命と同様)が与えられると、これは追加されます。 中性子星がどのように「蒸発」するかについての私の最高の予測ですが、計算がどのように行われるかを確認するための計算は行っていません。 しかし、それは非常に長い時間になるでしょう!


答え 5:

この質問に対する短い回答であり、他の回答が物理学についてかなり理解していることを意味するものではありません。

簡単に言えば、このプロセスは、周期表の最初の要素である星を構成する水素原子の核融合であるということです。 融合して2つの電子を持つ原子を作成します。これはヘリウムです。 星が融合する水素がなくなったら、燃料がなくなったと考えられます。 ガスがなくなった車と同じように、車は死んでいるようです。 同様に、星の場合、水素が完全に消費されると、将来的には死んだと見なされます。 この前に他の答えであなたを完全に満たすことができるので、天体物理学に私たちを連れて行くであろう複数のことが起こり得る時点で、基本的に核融合なしでは、残りの物質の重さはもはや我慢できず、私たちは冷え始めますそして、死ぬと考えられている、または熱レベルでエネルギーを維持および生成する能力を欠くお父さんと考えられている、それ自体の内部で起こっている核分裂はもうありません。 44はこの中身を調べ、中性子星、ブラックホール、スーパーノビの形成に関する他の仲間の回答のいくつかを調べます。 これらは星の死の一般的な最終結果です


答え 6:

知られているように、中性子星は超新星の結果として生成され、残りの質量が太陽の1.4に近く、その半径は約11.5 kmです。このような凝縮物質の下では、すべての物質が中性子に分離され、排除原理によって中性子はいわゆる縮退圧力下にあり、重力に対抗してサイズを約11.5 kmに保ちます。核融合による燃料エネルギーが時間の経過(ライフタイム)によって減少する場合、中性子星の質量はより小さなサイズになり、どの中性子星がブラックホールになるか。これは、一般的に中性子星がどのように生まれて死ぬかです。


答え 7:

ブラックホールになるのに十分な余分な質量を収集しないと、最終的に「スピンダウン」する可能性があります。 しかし、私が考えることができる質量を失う唯一のメカニズムは、偶発的な中性子が重力から十分に高く上昇して陽子に崩壊し、電子と電子反ニュートリノになるほどの「キック」が得られた場合です。 少なくともアンチニュートリノは完全に逃げがちです。 次に、電子も脱出しない限り、2つの荷電粒子は重力にうまく戻り、おそらく再結合して中性子を作り、電子ニュートリノを放出します。 したがって、中性子星は、ニュートリノと反ニュートリノのペアを別々に「蒸発」させることにより、ゆっくりと崩壊する可能性があると思います。


答え 8:

中性子星、またはパルサーは、死んだ星の崩壊した核です。 周囲のガスとの相互作用以外に、彼らがエネルギーを生み出すメカニズムはありません。 周囲のガスが表面に落下すると、それらは高濃度の磁場によって磁極に向けられ、加熱されて電磁パルス(光子)を生成します。 磁極は必ずしも回転軸と整列しているとは限らず、ほとんどの場合そうではないため、これらの光子は回転ビームで放出されます。 2つの円錐状の放射のうちの1つにいる場合は、脈動ビームを検出するため、パルサーという名前が付けられました。

中性子星の周りのガスがなくなると、宇宙に浮かぶ中性子の暗い球が残ります。 しかし、それはまだ中性子星として指定されています。


答え 9:

中性子星はすでに死んでいるというのが私の理解です。太陽が死ぬと、それは熱く濃い炭素の残り火であり、暗く寒くなるまでゆっくりと冷えます。 中性子星は、より大きな星の残り火です。 それを中性子に圧縮するのに十分なほど大規模ですが、ブラックホールに崩壊するのに十分な大規模ではありません。 しかしブラックホールは銀河の中心で合体して巨大なブラックホールになる可能性があるため、 彼らは死を超えた人生を持っているようです(もしそうなら、ゾンビ)。


答え 10:

陽子が崩壊しない場合、ニュートリノを放出しないほど冷たくなれば、中性子星は、ブラックホールからホーキング放射を生成するのと同じメカニズムである量子トンネリング以外はすべて安定します。


答え 11:

中性子星は、それ自体のデバイスに任されており、おそらく宇宙で最も安定したマクロ構造です。 それが不死以外のものであることを示唆する事実はありません。