כוכב נייטרונים – הבדלי גרסאות
תוכן שנמחק תוכן שנוסף
Greenantilope (שיחה | תרומות) |
מ הסבה לתבנית (mako) |
||
(5 גרסאות ביניים של 3 משתמשים אינן מוצגות) | |||
שורה 5:
במהלך הקריסה הכבידתית מתמזגים [[אלקטרון|אלקטרונים]] ו[[פרוטון|פרוטונים]] לנייטרונים. כוכב הנייטרונים אינו ממשיך בקריסתו, מכיוון שכנגד כוח ה[[כבידה]] פועל לחץ ניוון, כלומר לחץ הנובע מ[[עקרון האיסור של פאולי]] בין הנייטרונים שמרכיבים אותו (מכיוון שניטרונים הם [[פרמיון|פרמיונים]]). לחץ דומה פועל ב[[ננס לבן]], שם הדחייה נובעת מאותו עיקרון, אלא ששם הוא פועל בין האלקטרונים.
צפיפותם של כוכבי נייטרונים עצומה, והיא מסדר-גודל של
==חקר הכוכבים הנייטרונים==
שורה 18:
כוכב נייטרונים נוצר במהלך [[סופרנובה]] מסוג 2 של כוכב בעל [[מסה]] של 8 עד 20 מסות [[השמש|שמש]], או כתוצאה מסופרנובה מסוג 1, לאחר שתהליך [[היתוך גרעיני|ההיתוך הגרעיני]] מגיע ל[[יסוד כימי|יסוד]] [[ברזל]] הוא מפסיק לבצע את שרשרת ההיתוך שכן אין יותר רווח באנרגיה לאחר היתוך גרעיני ברזל, ובעצם ממשיך רק להגדיל את מסת הליבה, כאשר הליבה מגיעה למסה קריטית, לחץ ניוון האלקטרונים שמחזיק את אטומי הברזל קורס ובעצם כל הליבה מתכווצת בבת אחת לכוכב ניטרונים. עתה מוחזקת הליבה על ידי לחץ ניוון ניטרונים. עקב הכיווץ נוצר [[גל הלם]] אדיר שיוצא החוצה ומשליך מעליו את כל מעטפת הכוכב מעל הליבה של כוכב הניטרונים. מסתו של כוכב נייטרונים לאחר הקריסה היא 1.2 פעמים מסת השמש{{הערה|Antoniadis, J., Freire, P.C.C., Wex, N., Tauris, T.M., Lynch
R.S. et al.: A massive pulsar in a compact relativistic binary.
arXiv:1304.6875v1 [astro-ph.HE] (54 pp.) (2013).
==מבנה==
שורה 34:
* {{הידען||אשכול כוכבי נייטרונים|topic/%D7%9B%D7%95%D7%9B%D7%91-%D7%A0%D7%99%D7%95%D7%98%D7%A8%D7%95%D7%9F/}}
* גל וינר, [http://davidson.weizmann.ac.il/online/sciencenews/לראשונה-תועדה-התנגשות-של-כוכבי-ניטרונים לראשונה תועדה התנגשות של כוכבי ניטרונים], באתר [[מכון דוידסון]], אוקטובר 2017
* {{mako|עמית ולדמן
* {{בריטניקה}}
|