న్యూట్రాన్ తార: కూర్పుల మధ్య తేడాలు
Content deleted Content added
Swathi.gadde (చర్చ | రచనలు) దిద్దుబాటు సారాంశం లేదు |
Swathi.gadde (చర్చ | రచనలు) |
||
పంక్తి 11:
[[File:Neutronstar 2Rs.svg|thumb|right|న్యూట్రాన్ తార వద్ద గురుత్వ విచలనం. కాంతి సాపేక్ష విచలనం వల్ల మనవైపు ఉన్న సగం కంటే ఎక్కువ భాగం కనిపిస్తుంది.(ప్రతి గడి 30డిగ్రీలు X 30డిగ్రీలను సూచిస్తుంది).]]
న్యూట్రాన్ తారపై గురుత్వావరణం భూమి కంటే 2{{e|11}} రెట్లు బలమైనది.అటువంటి బలమైన గురుత్వావరణాలు గురుత్వకటకాలుగా పని చేస్తాయి.సాధారణంగా వాటి వెనక ఉండి మనకు కనబడని నక్షత్రాల కాంతి, గురుత్వకటకాల వల్ల వంచబడి మనకు కనబడుతుంది.<br/>
ఒక పెద్ద నక్షత్రం సూపర్నోవాగా పేలి న్యూట్రాన్ తారగా మారినప్పుడు కొంత పదార్థం శక్తిగా మారుతుంది (ద్రవ్య-శక్తినిత్యత్వనియమం ప్రకారం,{{nowrap|''E'' {{=}} ''mc''<sup>2</sup>}}). ఈ శక్తి న్యూట్రాన్ తార గురుత్వబంధనశక్తి నుండి వస్తుంది.
సాధారణంగా ఇచ్చిన ద్రవ్యరాశి గల న్యూట్రాన్ తార వ్యాసార్థం AP4(అత్యల్ప వ్యాసార్థం), MS2(అత్యధిక వ్యాసార్థం) పద్ధతుల్లో కనుగొన్న విలువల మధ్యలో ఉంటుంది. M ద్రవ్యరాశి, R వ్యాసార్థం కలిగిన న్యూట్రాన్ తార గురుత్వబంధనశక్తి నిష్పత్తి <br\>
:<math>BE = \frac{0.60\,\beta}{1 - \frac{\beta}{2}}</math> <math>\beta \ = G\,M/R\,{c}^{2}</math>
ప్రస్తుత విలువలు:
:<math>G = 6.6742\times10^{-11}\, m^3kg^{-1}sec^{-2}</math><ref>[http://www.npl.washington.edu/eotwash/publications/pdf/prl85-2869.pdf Measurement of Newton's Constant Using a Torsion Balance with Angular Acceleration Feedback ], Phys. Rev. Lett. 85(14) 2869 (2000)</ref>
:<math>c^2 = 8.98755\times10^{16}\, m^2sec^{-2}</math>
:<math>M_{solar} = 1.98844\times10^{30}\, kg</math>
మరియు నక్షత్ర ద్రవ్యరాశి M, సాధారణంగా సూర్యద్రవ్యరాశుల గుణకంగా చెప్పబడుతుంది.
:<math>M_x = \frac{M}{M_\odot}</math>
అప్పుడు న్యూట్రాన్ తార సాపేక్ష బంధన శక్తి నిష్పత్తి
:<math>BE = \frac{885.975\,M_x}{R - 738.313\,M_x}</math>
<br\>
రెండు సౌరద్రవ్యరాశులున్న న్యూట్రాన్ తార 10,970 మీటర్ల కంటే తక్కువ వ్యాసార్థం కలిగిఉండదు (AP4 పద్ధతి).దాని గురిత్వ బంధన శక్తి నిష్పత్తి 0.187, -18.7% (ఉష్ణమోచకం). ఇది 0.6/2 = 0.3, -30% కు దగ్గరగా లేదు.
<br\>న్యూట్రాన్ తార చాలా సాంద్రమైంది, ఒక దాని టీస్పూన్ పదార్థం (5మి.లీ) {{val|5.5|e=12|u=కి.గ్రా}} బరువుంటుంది, ఇది పిరమిడ్ గీజా కంటే 900ల రెట్లు ఎక్కువ. దానివల్ల ఏర్పడే గురుత్వశక్తి చాలా ఎక్కువ, ఒక మీటర్ పైనుండి న్యూట్రాన్ తార ఉపరితలం పైకి పడటానికి ఒక మైక్రోసెకండ్ మాత్రమే పడుతుంది, అదీ 2000కి.మీ/సె లేదా 7.2మిలియన్ కి.మీ/గం వేగంతో పడుతుంది. <br\>
<br\>అప్పుడే ఏర్పడ్డ న్యూట్రాన్ తార లోపల ఉష్ణోగ్రత 10<sup>11</sup> నుండి 10<sup>12</sup> కెల్విన్ ఉంటుంది.కానీ దాని నుండి పెద్ద సంఖ్యలో వెలువడే న్యూట్రినోలవల్ల అది శక్తిని కోల్పోయి కొన్ని సంవత్సరాలలోనే ఉష్ణోగ్రత 10<sup>6</sup>కు పడిపోతుంది. ఒక మిలియన్ కెల్విన్ ఉష్ణోగ్రత వద్ద కూడా న్యూట్రాన్ తార నుండి వెలువడే శక్తి X-కిరణాల రూపంలోనే ఉంటుంది. న్యూట్రాన్ తారలు సాధారణ కాంతివర్ణపటంలో అన్ని భాగాలలో సమానమైన శక్తిని విడుదల చేస్తాయి, కాబట్టి తెల్లగా కనిపిస్తాయి.
==అంతర్గత నిర్మాణం==
| |||