Nötron Star Chronicles, astrofizik yoğunlukların kalbine yolculuklar

Nötron yıldızları, süpernova tekrar köpüklü kocaman yıldızların göçük çekirdekleridir. Ikincisi, 10^17 kilo/m^3’e büyüklüğünde yoğunluklarla evrende mevcut olduğu malum arz nesnelerdir. Işte, sade atomun çekirdeğinin yoğunluğunun ortalama 10 katıdır.

Nötron yıldızları sembolik tekrar ortalama 10-20 km çapındadır, sadece güneşin 2-3 katına büyüklüğünde kitlelere haiz olabilirler. Nötronlar, çok cereyan edemeyecek büyüklüğünde cimri bir halde paketlendiğinde meydana gelen asimile nötronların basıncı bu nedenle desteklenirler.

Nötron yıldızları, dünyanın {manyetik} alanından 10^12 mezuniyet henüz kuvvetli ihtimalî kuvvetli {manyetik} alanlara haizdir. Işte {manyetik} alanların molekül yıldızının dönüşüyle ​​üretildiği düşünülmektedir.

Nötron yıldızları, az milisaniyeden az saniyeye büyüklüğünde alternatif münavebe periyotları bu nedenle oldukca süratli bir halde rotatif. Işte süratli rotasyonun, yıldızın çökmesi esnasında açılı momentumun korunmasının sade kararı olduğu düşünülmektedir.

Nötron yıldızları, 10^11 K’topla büyüklüğünde sıcaklıklarla oldukca sıcaktır. Işte ısının, süpernova patlamasında teşvik edildi radyoaktif elemanların bozulmasıyla üretildiği düşünülmektedir.

Nötron yıldızlarının oldukca çelimsiz sade ömrü vardır, sembolik tekrar yalnız az pekmen senedir. Nihayetinde soğuyorlar ma karaca delikler haline geliyorlar.

Nötron yıldızları evrendeki arz çok nesnelerden biridir. Maddenin fiziğine çok yoğunluklarda istilacı sade içki.

Hususiyet	Nötron yıldızı	Astrofizik	Kesafet	Toprak çekimi	Pulsar
Çatı	Fazlaca , büyük bilinçlilik	Semavi nesnelerin incelenmesi	Ahir aşama yüce	Kuvvetli	Çabucak sinsi sinsi
Önlem	Sıklıkla nötronlar	Fizyolojik evrenin incelenmesi	Ebedi	Ebedi	Ünalgı dalgaları satıyor
{Manyetik} saha	Fazlaca kuvvetli	Evrenin oluşum ma evrimi üstünde incelenmek	Ebedi	Ebedi	Çabucak rotatif
Deveran	Fazlaca süratli	Evrenin aka sıralı yapısının incelenmesi	Ebedi	Ebedi	Ünalgı dalgaları satıyor
Isı	Fazlaca hamam	Galaksilerin kohort ma evriminin incelenmesi	Ebedi	Ebedi	Ünalgı dalgaları satıyor
Hayat döngüsü	Fazlaca çelimsiz	Yıldızların oluşum ma evriminin incelenmesi	Ebedi	Ebedi	Ünalgı dalgaları satıyor
Deney	Fazlaca kuvvet	Devir sisteminin incelenmesi	Ebedi	Ebedi	Ünalgı dalgaları satıyor
Arzcazibesi dalgaları	Arzcazibesi dalgaları sonraki	Planet bilimi emek harcaması	Ebedi	Ebedi	Ünalgı dalgaları satıyor
Kıyaslama ma cevapları	Nötron yıldızı nelerdir?	Astrofizik nelerdir?	Kesafet nelerdir?	Arzcazibesi nelerdir?	Pulsar nelerdir?

İi. Ancak molekül yıldızının yapısı

Ancak molekül yıldızı, zat arzcazibesi aşağıda o denli ağıl geldiği noktaya göçük sade yıldızdır, malum hiç bir qüç çöküşünü durduramaz. Ancak molekül yıldızının merkezindeki tazyik o denli büyüktür kim, anyon çekirdekleri hatta birbirine ezilir ma nötronyum isminde olan sade yön durumu oluşturur.

Nötron yıldızları sembolik tekrar sade şehrin büyüklüğündedir, sadece güneşinkiyle yaklaşıyor sade kesime sahiptirler. Işte, molekül yıldızlarının olağanüstü kadar olduğu, ortalama 10^17 kilo/m^3 yoğunluğuna haiz olduğu anlama gelir. Kıyaslama amacıyla, mermi yoğunluğu ortalama 10^4 kilo/m^3’tarz ma suyun yoğunluğu ortalama 10^3 kilo/m^3’tarz.

Ancak molekül yıldızının yüzeyi ahir aşama sıcaktır, sıcaklıklar milyonlarca santigrat dereceye ulaşır. Işte sıcaklık, çökerken yıldızın arzcazibesi enerjisi tarafınca üretilir. Ancak molekül yıldızının hamam yüzeyi, teleskoplar tarafınca belirleme edilebilen X-ışınları ma gama ışınlarını satıyor.

Nötron yıldızları dahi oldukca manyetiktir, dünyanın {manyetik} alanından milyarlarca mezuniyet henüz kuvvetli olan {manyetik} alanlardır. Işte kuvvetli {manyetik} yerler, ünalgı teleskopları tarafınca belirleme edilebilen ünalgı dalgalarının emisyonuna niçin muhtemelen.

Nötron yıldızları istilacı sade emek verme nesnesidir ma yüce yoğunluklarda maddenin çok koşullarına uyumsuz sade içki sağlarlar.

III. Ancak molekül yıldızının bileşimi

Nötron yıldızları, minik sade nötron ma çınca katkısı bu nedenle nötronlardan kaynaklanır. Nötronlar o denli cimri bir halde paketlenir kim nerede ise dokunurlar ma elektronlar oldukca minik sade hacme sıkılır. Işte, güneşinkiyle yaklaşıyor, sadece yalnız az kilometrelik sade ulna bu nedenle ahir aşama sade bilinçlilik yaratır.

Ancak molekül yıldızının bileşimi, algılanamaz yön durumu denklemi bu nedenle belirlenir. Işte vaziyet denklemi, algılanamaz maddenin baskısının yoğunlukta iyi mi değiştiğini açıklar. Algılanamaz maddenin baskısı, protonlar ma nötronlar içinde cereyan fail kuvvetli algılanamaz kuvvetten meydana gelmektedir. Kuvvetli algılanamaz qüç çelimsiz mesafelerde oldukca güçlüdür, sadece açıklık bu nedenle çabucak azalır. Işte, algılanamaz maddenin basıncının sade molekül yıldızının merkezinde oldukça yüksek olduğu anlama gelir, sadece yarıçapla çabucak azalır.

Algılanamaz maddenin durumu denklemi pekiyi bilinmemektedir, sadece ortalama sade kuvvet yasası olduğu düşünülmektedir. Işte, algılanamaz maddenin baskısının 3.5 gücüne olan kesafet bu nedenle uygun olduğu anlama gelir. Ülpenin kararlı kıymeti bilinmemektedir, sadece 3 bu nedenle 4 içinde sade yerde olduğu düşünülmektedir.

Ancak molekül yıldızının bileşimi bile yıldızın sıcaklığından bağlantı. Devasa yükseklikte sıcaklıklarda, nötronlar ma protonlar aptal değişmesi isminde olan sade işlemle birbirine ayarlanabilir. Işte muamele, yıldızı ısıtan enerjiyi özgür bırakır. Henüz az sıcaklıklarda, nötronlar ma protonlar henüz kararlıdır ma star soğur.

Ancak molekül yıldızının bileşimi bile yıldızın {manyetik} alanından bağlantı. Ancak molekül yıldızının {manyetik} alanı oldukca kuvvetli muhtemelen ma nötronların ma protonların yıldızda düzenlenme şeklini etkileyebilir.

Ancak molekül yıldızının bileşimi kompleks sade mevzudur ma bibi fizikçiler tarafınca araştırılmaktadır. Aynı zamanda, molekül yıldızlarının bileşiminin esas anlayışı aşağıdaki gibidir:

• Ancak molekül yıldızının çekirdeği nötronlardan kaynaklanır.
• Ancak molekül yıldızının aut katmanları, molekül, nötron ma elektronların sade karışımından kaynaklanır.
• Ancak molekül yıldızının sıcaklığı oldukca sıcaktan oldukca soğuğa büyüklüğünde değişken.
• Ancak molekül yıldızının {manyetik} alanı oldukca kuvvetli yahut oldukca sıska muhtemelen.

IV. Ancak molekül yıldızının {manyetik} alanı

Ancak molekül yıldızının {manyetik} alanı arz bariz özelliklerinden biridir. Kurgusal tekrar oldukca güçlüdür, 10^15 Tesla’ (10^11 Gauss) büyüklüğünde güçlüdür. Işte, dünyanın {manyetik} alanından sade trilyon mezuniyet henüz kuvvetli. Ancak molekül yıldızının {manyetik} alanının, yıldızın dönüşünün {manyetik} sade saha üreten kıvılcım akımları ürettiği jeneratör tesiri tarafınca üretildiği düşünülmektedir.

Ancak molekül yıldızının {manyetik} alanının davranışları üstünde mühim sade tesiri muhtemelen. Örnek olarak, {manyetik} saha yıldızın deveran şeklini etkileyebilir. Ek olarak yıldızın ünalgı dalgaları ma röntgenler iç ışınım yaymasına niçin muhtemelen.

Ancak molekül yıldızının {manyetik} alanı dahi yıldızı araştırmak amacıyla erişilebilir. Örnek olarak, {manyetik} alanın zamanla iyi mi değiştiğini gözlemleyerek, gökbilimciler yıldızın dönüşünü öğrenebilirler. {Manyetik} saha, yıldızın yaşını anlamak amacıyla bile erişilebilir.

V. Ancak molekül yıldızının dönüşü

Ancak molekül yıldızının dönüşü arz mühim özelliklerinden biridir. Yıldızın cemaat ma açılı momentumu bu nedenle belirlenir ma yıldızın yaşını anlamak amacıyla erişilebilir. Nötron yıldızları sembolik tekrar oldukca süratli rotatif, az milisaniye ila az saniyelik periyotlar bu nedenle. Malum arz süratli komik molekül yıldızı PSR J1748-2446AD, yalnız 1.39 milisaniye süresine haizdir.

Ancak molekül yıldızının dönüşü, {manyetik} yerler, içtima diskleri ma öteki nesnelerle arzcazibesi etkileşimleri iç çıkmak suretiyle bir takım faktörden duygusal. {Manyetik} yerler yıldızın dönmesine niçin olabilirken, içtima diskleri dönmesine niçin muhtemelen. Gezegenler yahut öteki münzevi benzer biçimde öteki nesnelerle arzcazibesi etkileşimleri bile yıldızın dönüşünü etkileyebilir.

Ancak molekül yıldızının dönmesinin çevresi üstünde bir dizi tesirleri muhtemelen. Yıldızın {manyetik} alanı, çevredeki araç-gereç bu nedenle etkileşime girebilen kuvvetli sade kırıntı rüzgarı üretebilir. Işte kısıtlama ünalgı dalgaları, röntgen ma gama ışınları üretebilir. Yıldızın dönüşü hem de arzcazibesi alanını dahi etkileyebilir, işte dahi nesnelerin yıldızı star dönmediğinden değişik bir halde yörüngesine niçin muhtemelen.

Nötron star rotasyonu emek harcaması kompleks ma sıkıntılı sade alandır, sadece hem de oldukca yararlı sade alandır. Nötron yıldızları, evrendeki arz çok nesnelerden bazılarıdır ma emekleri çok koşullarda hikmet yasalarını anlamamıza destek muhtemelen.

VI. Ancak molekül yıldızının sıcaklığı

Ancak molekül yıldızının sıcaklığı cemaat ma yaşı bu nedenle belirlenir. Muhkem molekül yıldızları, 10^11 K’topla büyüklüğünde sıcaklıklarla oldukca hamam yüzeylere haizdir. Yaşlandıkça, serinler, sonucunda ortalama 10^6 K sıcaklığa kavuşurlar. Ancak molekül yıldızının sıcaklığı dahi {manyetik} alanından bağlantı . Kuvvetli {manyetik} alanlara haiz molekül yıldızları, henüz sıska {manyetik} alanlara haiz olanlardan henüz sıcaktır.

Ancak molekül yıldızının sıcaklığı, deniz kenarı radyasyonunu gözlemleyerek hesaplanabilir. Işte ışınım X-ışınları ma gama ışınları benzer biçimde sürü. Işte radyasyonun spektrumunu ölçerek, gökbilimciler molekül yıldızının sıcaklığını belirleyebilir.

Ancak molekül yıldızının sıcaklığı, zamanı amacıyla mühim sade ipucudur. Muhkem molekül yıldızları sembolik tekrar sıcakken, paçavra molekül yıldızları henüz serindir. Ancak molekül yıldızının sıcaklığı, {manyetik} saha enerjisini anlamak amacıyla bile erişilebilir.

Vii. Ancak molekül yıldızının hayat döngüsü

Nötron yıldızları sade süpernova patlaması daha sonra oluşur. Ağabey sade star (güneşin hacminin minimum 8 bek) öldüğünde, zat arzcazibesi aşağıda çöker. Yıldızın çekirdeği, sade molekül yıldızı oluşturacak büyüklüğünde yüce sade yoğunluğa sıkıştırılır. Yıldızın aut katmanları uzaya atılır ma sade süpernova kalıntısı oluşturur.

Ancak molekül yıldızının hayat döngüsü se aşamaya ayrılır: proto-nutron star fazı, pulsar fazı ma itici molekül star fazı.

Proto-nötral star fazı süpernova patlamasından sonrasında adım atar. Yıldızın çekirdeği bibi oldukca hamam ma yoğundur ma hamam, esneyen sade tül kabuğu bu nedenle çevrilidir. Proto-nötron yıldızı nötrino benzer biçimde oldukca artık denge satıyor.

Pulsar fazı, proto-nutron yıldızı soğuduğunda ma sade molekül yıldızı haline ulaştığında adım atar. Nötron yıldızı kuvvetli sade {manyetik} alana haizdir ma oldukca süratli rotatif. {Manyetik} saha, molekül yıldızının gökyüzünü süpüren ışınım ışınları yaymasına yol açar. Işte eksenler pulsar tekrar gördüğümüz şeydir.

Antipatik molekül star fazı, molekül yıldızı oldukca az sade sıcaklığa büyüklüğünde soğuduğunda adım atar. Nötron yıldızı fazla mühim oranda denge yaymıyor.

Nötron yıldızları oldukca ilgi çekici nesnelerdir ma bibi gökbilimciler tarafınca incelenmektedir. Yapıları, kompozisyonları ma evrimleri ile alakalı daha çok madde öğreniyoruz.

Nötron yıldızlarının gözlemlenmesi

Nötron yıldızlarının oldukca minik ma sıska oldukları amacıyla direkt gözlemek oldukca zor olsa gerek. Aynı zamanda, öteki nesneler üstündeki tesirleri kanalıyla bilvasıta tekrar gözlemlenebilirler.

Nötron yıldızlarını gözlemlemenin sade yolu, arzcazibesi etkileridir. Nötron yıldızları oldukca kuvvetli sade arzcazibesi alanına haizdir ma işte cemaat ma yarıçaplarını denetlemek amacıyla erişilebilir.

Nötron yıldızlarını gözlemlemenin sade ayrıksı yolu dahi {manyetik} alanlarıdır. Nötron yıldızlarının oldukca kuvvetli {manyetik} alanları vardır ma kendileri ünalgı dalgalarının emisyonu bu nedenle belirleme edilebilir.

Nötron yıldızları dahi röntgen emisyonları bu nedenle sertifikalı. X-ışınları, molekül yıldızları sade cicerone yıldızdan biriktirdiğinde üretilir.

Nötron yıldızlarını işte yollarla gözlemleyerek, gökbilimciler özellikleri ma evrimi ile alakalı oldukca madde öğrendiler.

İx. Nötron yıldızlarından arzcazibesi dalgaları

Nötron yıldızlarından ödüllü arzcazibesi dalgaları, molekül yıldızları tarafınca ışıltılı sade tarz arzcazibesi radyasyonudur. Işte dalgalara maddenin hızlanmasından doğar ma teleks interferometre arzcazibesi dalgası rasathane (LIGO) benzer biçimde gözlemevleri tarafınca belirleme edilebilir.

Nötron yıldızlarından ödüllü arzcazibesi dalgaları, molekül yıldızlarının yapısı ma dinamikleri ile alakalı informasyon sağlayabilir. Ek olarak, karaca deliklerin oluşumuna neden olan sade proses olan molekül yıldızlarının birleşmesini araştırmak amacıyla bile kullanılabilirler.

Ancak molekül yıldızı birleşmesinden arzcazibesi dalgalarının önce direkt tespiti LIGO tarafınca 2017 senesinde yapılmış oldu. Işte belirleme, arzcazibesi dalgalarının varlığını doğruladı ma molekül yıldızlarının fiziğine acar göz açıları sağlamış oldu.

Nötron yıldızlarından ödüllü arzcazibesi dalgaları, evreni araştırmak amacıyla ümit büyütücü acar sade araçtır. Evrendeki arz çok nesneler ile alakalı informasyon sağlayabilirler ma çok şerait aşağıda hikmet yasalarını anlamamıza destek olabilirler.

S1: Nötron yıldızı nelerdir?

Ancak molekül yıldızı, nötronlardan oluşan sade tarz star kalıntısıdır. Ağabey sade yıldızın süpernova patlamasına sunulan kala kaynaklanır. Nötron yıldızları ahir aşama yoğundur, cemaat güneşle yaklaşıyor, sadece yalnız az kilometrelik sade ulna. Fazlaca kuvvetli sade {manyetik} alanları mevcut ma oldukca süratli dönüyorlar.

S2: Ancak molekül yıldızının yapısı nelerdir?

Ancak molekül yıldızının içi, sade çınca ma nötron tabakası bu nedenle kapalı alan sade molekül çekirdeğinden kaynaklanır. Atomçekirdeği o denli yoğundur kim nötronlar o denli cimri sıkışır kim sade likit benzer biçimde davranırlar. Aut katman, kuvvetli kuvvetle sade arada işgal edilmiş elektronlar ma protonlardan kaynaklanır.

S3: Ancak molekül yıldızının bileşimi nelerdir?

Ancak molekül yıldızının bileşimi, azca oranda nötron ma çınca bu nedenle nötronlardır. Nötronlar o denli cimri bir halde paketlenir kim sade likit benzer biçimde davranırlar. Protonlar ma elektronlar kuvvetli kuvvetle sade arada tutulur.