Movatterモバイル変換

[0]ホーム
URL:

Jump to content
VicipaediaLibera encyclopaedia
Quaerere

Stella neutronica

E Vicipaedia
Prima observatio directa stellae neutronicae solitariae per lucem visibilem. Stella neutronica estRX J1856.5−3754.
Comparatiomagnitudinum (a latere sinistro ad dextrum)pumilionis albae,pulsaris etTelluris. In observationibus, stellae neutronicae (inde pulsaria,magnetaria, etc.), ob suas altissimastemperaturas et ideoluminositates, patescunt maiores suis realibus dimensionibus.

Stella neutronica[1] est nucleus collapsussupergigantis, cuius prior massa inter 10 et 25massarum solarium erat, vel fortasse maior si stella dives erat metallorum,[2] qui factus eststella degener. Praeterforamina nigra et alia corpora hypothetica (e.g.foramina alba,stellae quarcicae), stellae neutronicae sunt minimae et densissimae corporum stellarum.[3] Radium habentordine 10chiliometrorum et massam circiter 1.4massarum solarium.[4] Coniunctio explosionis supergigantis cum collapsione gravitationali – quaenucleum stellarem plus quam ad densitatempumilionum albarum et usque ad densitatemnucleorum atomicorum comprimit – stellam neutronicam gignit.

Cum creatae sint, stellae neutronicae non alium calorem generant et lente refrigerant; possunt tamen ultro, per collisiones vel accretionem, evolvere. Pleraque coniectationes de his corporibus inferunt stellas neutronicas paene omnino eneutronibus constare (i.e.particulae subatomicae nullo onere electrico et massā paulo maiore quam massā protonis). Sub quidem extremo regimine stellarum neutronicarum,electrones materiei vulgaris cumprotonibus ita miscentur ut neutrones generent.

Secundumprincipium exclusionis Paulianum, ulteriorem contractionem stellis neutronicispressio degenerationis neutronum negat, tamquam pressio degenerationis electronumpumiliones albas sustinet. Talis pressio tamen non sufficit ad stellam ultra0.7 M☉ sustinendam,[5][6] et nonnullae repulsivaevires nucleares maxime interveniunt ad stellas neutronicas maiores sustinendas.[7][8] Si massa stellaelimitem Tolmanianum-Oppenheimerianum-Volkoffianum duarum massarum solarium excedit, aequilibrium inter pressionem et vires nucleares rumpitur, et stella tum collabitur adusqueforamen nigrum creatur. Stella neutronica maxima massa detecta,PSR J0952–0607, 2.35 ± 0.17 massis solaribus aestimatur.[9]

Genesis

[recensere |fontem recensere]

Stella, quae plus quam sesqualterum (exacte: 1,4) massaeSolis nostri habet, cum paene omneplasmametallorum inferriplasma mutavisset,sphaeris externis amissis contrahitur.Massa autem stellae tanta est utelectrones etprotona non iam libere esse possint, sed coeant ita utneutrona existantneutrinaque emittantur. Quae actio beta dissolutio inversa vocatur.

Si quidem massa stellae plus quam triplum (exacte 3.2) massaeSolis est, aliud obiectum fitforamen nigrum. Stellae minoris massae autempumiliones albae fiunt.

Qualitates

[recensere |fontem recensere]

Stella neutronica usualis circiter sesqualtera massaSolis habet,diametrum autem modo vigintichiliometrûm.Superficies frigida est,citatio desiderata sine ullapressione atmosphaerica.Beta dissolutionis causa non eneutronibus constat, sed ferrea est, quia ferronucleus maxime stabilis est.

In interiore autemmateria eneutronibus constat, quae materia ibi quasi fluida est.

Si stella gravior est, in imoneutrona inquarcia dissolvi possint: Hae stellae hypotheticaestellae insolentae vocantur.

Stellae neutronicae radios etlucis etroentgenios emittere solent, et celerrime circumaxem suam rotantur. Radii roentgenii si quasi in lineam conferti emittuntur, stellapulsar appellatur; nam haec linea radiorum propter rotationem stellae ad nos non nisi pulsata pervenit.

Nexus interni

Notae

[recensere |fontem recensere]
  1. ↑Cf.Compositio Latina, pars prima, a professore Blasio Amata redacta (2008). Romae: Pontificium Institutum Altioris Latinitatis.p. 9: “Haecstella neutronica, inconstellatione Sagittarii,reliquum est sideris gigantei, cuiusdiametros tantum XX chiliometra extenditur et gyrus octo secundis completur.”
  2. ↑Heger,A.;Fryer,C. L.;Woosley,S. E.;Langer,N.;Hartmann,D. H.(2003)."How Massive Single Stars End Their Life".Astrophysical Journal591(1): 288–300.arXiv:astro-ph/0212469 
  3. ↑Glendenning,Norman K.(2012).Compact Stars: Nuclear Physics, Particle Physics and General Relativity(illustrated ed.).Springer Science & Business Media.p. 1.ISBN 978-1-4684-0491-3 
  4. ↑Seeds,Michael;Backman,Dana(2009).Astronomy: The Solar System and Beyond(6th ed.).Cengage Learning.p. 339.ISBN 978-0-495-56203-0 
  5. ↑Tolman,R. C.(1939)."Static Solutions of Einstein's Field Equations for Spheres of Fluid".Physical Review55(4): 364–373 
  6. ↑Oppenheimer,J. R.;Volkoff,G. M.(1939)."On Massive Neutron Cores".Physical Review55(4): 374–381 
  7. ↑Neutron Stars..www.astro.princeton.edu 
  8. ↑Douchin,F.;Haensel,P.(December 2001)."A unified equation of state of dense matter and neutron star structure".Astronomy & Astrophysics380(1): 151–167.arXiv:astro-ph/0111092 
  9. ↑"The heaviest neutron star on record is 2.35 times the mass of the sun".sciencenews.22 July 2022 
Receptum de "https://la.wikipedia.org/w/index.php?title=Stella_neutronica&oldid=3911853"
Categoriae:
Categoriae celatae:
[8]ページ先頭
©2009-2025 Movatter.jp