న్యూట్రాన్ తార: కూర్పుల మధ్య తేడాలు
Content deleted Content added
Swathi.gadde (చర్చ | రచనలు) |
Swathi.gadde (చర్చ | రచనలు) |
||
పంక్తి 48:
==ఆవిష్కరణ చరిత్ర==
[[Image:IsolatedNeutronStar.jpg|thumb|right|200px|సాధారణ కాంతిలో నేరుగా గమనించబడ్డ మొదటి న్యూట్రాన్ తార [[RX J185635-3754]].]]
వాల్టర్ బాడే, ఫ్రిట్జ్ జ్విక్కీ 1934లో, జేమ్స్ చాడ్విక్ న్యూట్రాన్లను కనుగొన్న సంవత్సరం తర్వాత న్యూట్రాన్ తారల అస్తిత్వాన్ని ప్రతిపాదించారు. సూపర్నోవాల మూలలను వివరిస్తూ, సూపర్నోవాల నుండి న్యూట్రాన్ తారలు ఏర్పడతాయని ప్రతిపాదించారు.సూపర్నోవాలు ఆకాశంలో అకస్మాత్తుగా కనబడే రాలిపోయే నక్షత్రాలు, వాటి దృగ్గోచర కాంతి వల్ల కొన్ని రోజుల నుండి వారాల వరకు మొత్తం గెలాక్సీ కంటే ఎక్కువ వెలిగిపోతుంది. న్యూట్రాన్ తారలోని గురుత్వ బంధన శక్తి సూపర్నోవా పేలుడుకి కావలసిన శక్తిని అందిస్తందని బాడే, జ్విక్కీ ప్రతిపాదించారు. ఒక పెద్ద నక్షత్ర కేంద్రం సూపర్నోవా పేలుడుకి ముందు 3 సౌర ద్రవ్యరాశుల పదార్థాన్ని కలిగి ఉంటే, 2 సౌర ద్రవ్యరాశుల పదార్థం గల న్యూట్రాన్ తార ఏర్పడుతుంది. అటువంటి న్యూట్రాన్ తార బంధన శక్తి ఒక సౌర ద్రవ్యరాశి వల్ల ఏర్పడే శక్తితో (శక్తి నిత్యత్వ నియమం ప్రకారం ''E'' = ''mc''<sup>2</sup>) సమానంగా ఉంటుందని చెప్పవచ్చు.
<br\> పైన "భౌతిక ధర్మాల"లో చెప్పినట్టు రెండు సౌర ద్రవ్యరాశులు కలిగిన న్యూట్రాన్ తార బంధన శక్తి -18.7%(ఉష్ణమోచకం) కన్న ఎక్కువ ఉండదు. 2.3 సౌర ద్రవ్యరాశులు, 10,000మీ. వ్యాసార్థం కలిగిన కలిగిన న్యూట్రాన్ తార 24.5% పదార్థంతో సమానమైన గురుత్వ బంధన శక్తిని కలిగి ఉంటుంది.న్యూట్రాన్ తార అత్యధిక బంధనశక్తి ఎట్టి పరిస్థితులలోనూ దాని గురుత్వ పదార్థంలో 25.2% కంటే ఎక్కువ ఉండదు.
[[en:Neutron star]]
| |||