Detalles de las estrellas de neutrones

Una estrella de neutrones es la estrella más densa después de los agujeros negros. Cuando una estrella evoluciona hasta el final y sufre una explosión de supernova debido al colapso gravitacional, puede convertirse en una de las pocas estrellas terminales que no pueden alcanzar la masa. Puede colapsar para formar un agujero negro al final de su vida. Es una estrella formada entre una enana blanca y un agujero negro. Su densidad es muchas veces mayor que la densidad de cualquier material de la Tierra.

La gran mayoría de los púlsares son estrellas de neutrones, pero las estrellas de neutrones no son necesariamente púlsares.

La gran mayoría de púlsares son estrellas de neutrones, pero las estrellas de neutrones no son necesariamente púlsares.

Descripción básica Nombre del cuerpo celeste: Estrella de neutrones Alias: Estrella de neutrones Área: Unos 300 kilómetros cuadrados Importancia: La estrella más densa fuera del agujero negro (observada) Velocidad de escape: Entre 10.000 y 150.000 kilómetros/segundo Temperatura de la superficie : Más de 10 millones de grados Celsius Temperatura interna: Más de 6 mil millones de grados Celsius Radio: 10 - Origen, descubrimiento y funcionamiento 10 - Origen, descubrimiento, predecesor, estado evolutivo, propiedades, tamaño, densidad, temperatura, presión, campo magnético, energía radiación, estructura, área, características, información astronómica, valor de investigación, origen Las estrellas de neutrones son las estrellas más densas después de los agujeros negros. (Según la última hipótesis, entre las estrellas de neutrones y los agujeros negros se ha añadido una estrella teórica: los quarks), junto con los agujeros negros, es un descubrimiento apasionante e importante en el siglo XX, que abre un nuevo campo para la exploración humana de la naturaleza. y también tiene una gran influencia en el desarrollo de la física moderna. Tuvo un profundo impacto y fue uno de los cuatro principales descubrimientos de la astronomía en la década de 1960. La densidad de una estrella de neutrones es de 8^14~10^15 gramos por centímetro cúbico, lo que equivale a más de 100 millones de toneladas por centímetro cúbico. Esta densidad es la densidad del núcleo atómico, que es cien billones de veces la densidad del agua. Comparado con la densidad de decenas de toneladas por centímetro cúbico de las enanas blancas, esto último no es nada digno de mención. Si la Tierra estuviera comprimida así, ¡su diámetro sería de sólo 22 metros! De hecho, las estrellas de neutrones son tan densas que una estrella de neutrones con un radio de diez kilómetros tiene la misma masa que el sol. Al igual que las enanas blancas, las estrellas de neutrones son estrellas en etapa tardía que se forman en los centros de estrellas más viejas. Lo que pasa es que las estrellas capaces de formar estrellas de neutrones son más masivas. Según los cálculos de los científicos, cuando la masa de una estrella vieja es de entre 8 y 230 veces la masa del Sol, eventualmente puede convertirse en una estrella de neutrones, mientras que las estrellas con una masa inferior a 8 veces la masa del Sol a menudo solo se convierten en una estrella blanca. enano. Sin embargo, la diferencia entre las estrellas de neutrones y las enanas blancas no es sólo la masa de las estrellas que las crearon. Sus estados físicos de existencia son completamente diferentes. En pocas palabras, la densidad de una enana blanca es alta, pero todavía está dentro del rango de densidad máxima alcanzable por la estructura normal de la materia: los electrones siguen siendo electrones, los núcleos siguen siendo núcleos y la estructura atómica está intacta. En una estrella de neutrones, la presión es tan grande que la presión de fusión de electrones en la estrella enana blanca es insoportable: los electrones se comprimen en el núcleo y los mismos protones se neutralizan en neutrones, de modo que los átomos están compuestos únicamente de neutrones. y los soportes de presión de fusión de neutrones atrapan la estrella de neutrones, evitando que se comprima más. Toda la estrella de neutrones está formada por núcleos atómicos que están estrechamente unidos entre sí. Se puede decir que una estrella de neutrones es un núcleo atómico enorme. La densidad de una estrella de neutrones es la densidad del núcleo atómico. Las estrellas de neutrones son tan masivas y su gravedad tan fuerte que la luz es parabólica. El proceso de formación de las estrellas de neutrones es muy similar al de las enanas blancas. A medida que la capa exterior de la estrella se expande hacia afuera, su núcleo atómico se contrae. Bajo la influencia de una enorme presión y la alta temperatura resultante, el núcleo atómico sufre una serie de cambios físicos complejos, que finalmente forman el núcleo de la estrella de neutrones. La estrella entera acabará con su vida en una espectacular explosión. Esta es la famosa "explosión de supernova" en astronomía. Las estrellas de neutrones son uno de los pocos puntos finales posibles para las estrellas al final de su evolución, después de explotar como supernovas a través del colapso gravitacional. El núcleo de la estrella se queda sin hidrógeno, helio, carbono y otros elementos en las reacciones de fusión, y cuando finalmente se convierten en hierro, la energía de la fusión ya no está disponible. El material exterior no está sostenido por la presión de la radiación térmica y es atraído hacia el núcleo bajo la acción de la gravedad y cae rápidamente. Esto puede causar que la energía cinética de la capa exterior se convierta en energía térmica y explote hacia afuera en una explosión de supernova. Dependiendo de la masa de la estrella, las regiones internas de la estrella se comprimen en enanas blancas, estrellas de neutrones e incluso agujeros negros.

En el proceso de compresión de la enana blanca en una estrella de neutrones, los electrones y protones de los materiales que componen la estrella se comprimen fuertemente y se convierten en neutrones. El diámetro es de sólo unos diez kilómetros, pero un centímetro cúbico de material por encima puede pesar uno. Mil millones de toneladas. La velocidad de rotación es extremadamente rápida y, debido a que el eje magnético no coincide con el eje de rotación, el campo magnético generado por la rotación puede encender y apagar ondas de radio y otras radiaciones. También se le llama púlsar porque es. como una persona parpadeando. La masa de una estrella de neutrones típica es de 1,35 a 2,1 veces la masa del Sol, y el radio está entre 10 y 20 kilómetros (cuanto mayor es la masa, mayor es la contracción del radio), que es de 30.000 a 70.000 veces el radio de la estrella. sol. Por tanto, la densidad de una estrella de neutrones está entre gramos y gramos por centímetro cúbico, aproximadamente la misma densidad que un núcleo atómico. Las estrellas compactas con masas inferiores a 1,44 veces la masa del Sol probablemente sean enanas blancas, pero las estrellas de neutrones con masas superiores al límite de Oppenheimer-Volkov (1,5-3,0 veces la masa del Sol) seguirán sufriendo un colapso gravitacional y inevitablemente producirá un agujero negro. Debido a que la estrella de neutrones retiene la mayor parte del momento angular de la estrella madre, pero tiene un radio de sólo una fracción muy pequeña del de la estrella madre, la reducción de la inercia rotacional hace que la velocidad de rotación aumente rápidamente, produciendo tasas de rotación muy altas con períodos que varían de un púlsar de siete centésimas de milisegundo. Varía de un segundo a 30 segundos. La alta densidad de una estrella de neutrones también le confiere una fuerte gravedad superficial que es varias veces más fuerte que la de la Tierra. La velocidad de escape es la velocidad requerida para que un objeto se mueva desde un campo gravitacional a una distancia infinita y es una medida de la gravedad. La velocidad de escape de una estrella de neutrones es de entre 10.000 y 150.000 kilómetros por segundo, aproximadamente la mitad de la velocidad de la luz. En otras palabras, la velocidad máxima a la que un objeto puede caer sobre la superficie de una estrella de neutrones es de 150.000 kilómetros por segundo. Más concretamente, si una persona de peso medio (70 kg) se topa con una estrella de neutrones, la energía que alcanzará contra la superficie de la estrella de neutrones será equivalente a la potencia de una explosión nuclear de 200 millones de toneladas (cuatro veces la potencia de la estrella de neutrones). la bomba nuclear más grande del mundo, los tiempos del "Gran Zar"), por supuesto esto es sólo una hipótesis, si este es el caso, a medida que se acerque cada vez más a la estrella de neutrones, el hombre será despedazado por poderosas fuerzas de marea. Descubrimiento En 1932, poco después de que Chadwick descubriera los neutrones, el físico soviético Landau propuso que existía un tipo de estrella que podría estar compuesta enteramente de neutrones, por lo que Landau se convirtió en el primer estudioso en proponer el concepto de estrella de neutrones. En 1934, Budd y Zwicky publicaron un artículo en "Physical Reviews", argumentando que las explosiones de supernovas pueden transformar estrellas ordinarias en estrellas de neutrones, y señalaron que este proceso puede acelerar partículas y producir rayos cósmicos. En 1939, Oppenheimer y Volkov establecieron el primer modelo cuantitativo de una estrella de neutrones mediante cálculos, pero la ecuación de estado de la materia que utilizaron era un modelo ideal simple de fusión de gases de neutrones. Las estrellas de neutrones son estrellas en un estado avanzado de evolución, formadas también en los centros de estrellas más antiguas. Lo que pasa es que las estrellas capaces de formar estrellas de neutrones son más masivas. Según los cálculos de los científicos, cuando una estrella vieja tiene una masa superior a 10 masas solares, eventualmente puede convertirse en una estrella de neutrones, mientras que las estrellas con una masa inferior a 8 masas solares tienden a convertirse en enanas blancas. Aunque las estrellas de neutrones se mencionaron como hipótesis ya en la década de 1930, nunca fueron confirmadas ni observadas. Y debido a que la densidad de las estrellas de neutrones predicha por la teoría era mucho mayor de lo que la gente imaginaba, la gente en general se mostró escéptica ante esta hipótesis en ese momento. No fue hasta 1967 que Jocelyn Bell, alumna del científico británico Hewish, descubrió un púlsar por primera vez. Según los cálculos, sólo las estrellas pequeñas, densas y de gran masa, como las estrellas de neutrones, pueden alcanzar la intensidad y frecuencia de los púlsares. De esta manera, las estrellas de neutrones realmente pasaron de ser una hipótesis a un hecho. De hecho, este es un acontecimiento importante en la astronomía de este siglo. Por lo tanto, el descubrimiento de los púlsares ha sido considerado uno de los cuatro mayores descubrimientos de la astronomía en los años 1960. En 1967, los astrónomos tropezaron con una extraña onda de radio. Esta onda se emite cada 1 o 2 segundos, como el latido del pulso humano. La gente alguna vez lo consideró como una llamada del universo y causó sensación. Más tarde, el científico británico Hewish finalmente descubrió que esta extraña onda de radio provenía de una estrella especial desconocida: un púlsar. Este nuevo descubrimiento le valió a Hewish el Premio Nobel de 1974. Hasta la fecha se han descubierto más de 300 púlsares, todos en la Vía Láctea. Hay un púlsar en el centro de la Nebulosa del Cangrejo. En 2007, los astrónomos, con la ayuda del telescopio Jamare (Integral) de la Agencia Espacial Europea (ESA), descubrieron la estrella de neutrones que gira más rápido hasta la fecha. La estrella de neutrones, denominada XTE J1739-285, gira sobre su eje 1.122 veces por segundo.

Según el concepto de que la Tierra gira una vez al día, en esta estrella de neutrones pueden pasar más de tres años en un segundo. El descubrimiento anula el límite de velocidad previamente pensado de 700 revoluciones por segundo para la estrella. La estrella de neutrones tiene unos 10 kilómetros de diámetro pero tiene una masa similar a la del Sol y una increíble densidad de 100 millones de toneladas por centímetro cúbico. Su enorme gravedad aspira continuamente grandes cantidades de gas caliente de estrellas cercanas, provocando explosiones termonucleares. El Daily Telegraph informó el 27 de octubre de 2010 que los astrónomos habían descubierto la estrella de neutrones más grande del universo hasta la fecha, con una masa casi el doble que la del sol. Esta estrella de neutrones, llamada PSR J1614-223, tiene aproximadamente el tamaño de una ciudad pequeña. No es un planeta grande, pero es sorprendentemente denso. ¡La muy pequeña cantidad de material que contiene tiene una masa de 500 millones de toneladas! Precursoras Las precursoras de las estrellas de neutrones suelen ser estrellas con masas entre 10 y 29 veces la masa del Sol. La enorme presión generada durante su colapso explosivo provocó cambios dramáticos en su estructura material. En este caso, no solo se aplasta la capa exterior del átomo, sino también el núcleo. Los protones y neutrones del núcleo se expulsan, y los protones y electrones se comprimen y se combinan para formar neutrones. Finalmente, todos los neutrones se comprimen para formar una estrella de neutrones. Al parecer, la densidad de las estrellas de neutrones ni siquiera es comparable a la de las enanas blancas, que están compuestas por núcleos atómicos. En una estrella de neutrones, cada centímetro cúbico de materia pesa 100 o incluso mil millones de toneladas. Cuando una estrella se contrae para convertirse en una estrella de neutrones, su velocidad de rotación aumenta, alcanzando entre varias y decenas de revoluciones por segundo. Al mismo tiempo, la contracción hace que la estrella de neutrones se convierta en un "imán" muy poderoso, y parte de este "imán" emite ondas de radio. Cuando gira rápidamente, actúa como el reflector de un faro, barriendo regularmente ondas de radio hacia la Tierra. Cuando la parte que emite ondas de radio está alineada con la Tierra, podemos recibir ondas de radio; cuando esa parte se desvía con la rotación de la estrella, no podemos recibir ondas de radio. Por tanto, las ondas que recibimos son intermitentes. Este fenómeno también se conoce como "efecto faro". Estado evolutivo Las estrellas de neutrones no son el estado final de las estrellas y requieren una mayor evolución. Debido a que una estrella de neutrones es muy caliente y consume energía rápidamente, consume momento angular al desacelerar su rotación para mantener su brillo. Cuando se agota su momento angular, la estrella de neutrones se convierte en una enana negra no luminosa. Propiedades Como estrella de neutrones, una estrella de neutrones tiene muchas propiedades únicas y reveladoras. Como estas propiedades son inalcanzables en laboratorios terrestres, nos brindan una comprensión más profunda de parte de la naturaleza de las estrellas. En resumen, estas propiedades son el tamaño. El radio típico de una estrella de neutrones es de sólo unos 10 kilómetros. El exterior de la estrella de neutrones es una capa de hierro sólido de aproximadamente 1 km de espesor, con una densidad entre 10^11 y 10^14 g/centímetro cúbico; el interior es casi en su totalidad un fluido compuesto de neutrones, con una densidad entre 10^14; y 10^15 g/cm3. Densidad La densidad es muy alta. La densidad generalmente se expresa en gramos por centímetro cúbico; el agua pesa 1 gramo por centímetro cúbico, el hierro pesa 7,9 gramos y el mercurio pesa 13,6 gramos. Si extrayéramos 1 centímetro cúbico de material del púlsar y lo pesáramos, probablemente pesaría más de 100 millones de toneladas, o incluso mil millones de toneladas. Suponiendo que nuestro planeta tuviera esta densidad inaudita, su radio medio no sería de 6371 kilómetros, ¡sino de sólo 22 metros! Temperatura La temperatura es extremadamente alta. Se estima que la temperatura en el centro de una estrella de neutrones recién nacida es de aproximadamente Kelvin. Si lo comparamos con el sol, podemos obtener un concepto un poco más específico: la temperatura de la superficie del sol es inferior a 6.000 grados centígrados y se calienta a medida que entra, siendo la temperatura central de unos 15 millones de grados. En las primeras etapas de la formación de una estrella de neutrones, su enfriamiento se realiza mediante el llamado proceso URCA (neutrino). Cuando la temperatura interna desciende a 100 millones de K, el proceso URCA se detiene y otros procesos de neutrinos continúan dominando el enfriamiento. . El enfriamiento después de 1000 años estará dominado por la radiación luminosa. Durante unos 10.000 años después, la temperatura de la superficie se mantuvo en aproximadamente K. Estrés El estrés es asombroso. La presión en el centro de nuestro planeta es de unos 3 millones de atmósferas, más de 3 millones de veces lo que normalmente llamamos 1 atmósfera estándar. Se cree que la presión en el centro del púlsar llega a 1 atmósfera, el doble de la presión en el centro de la Tierra y el doble de la presión en el centro del Sol. Campo magnético Un campo magnético extremadamente fuerte. En la Tierra, el campo magnético en los polos magnéticos de la Tierra es el más fuerte, pero sólo 0,7 Gs (Gauss es la unidad de intensidad del campo magnético, 1 Gs = T). Unos 55.000 años luz.

Según estimaciones de algunos estudiosos, el número total de estrellas de neutrones en la Vía Láctea debería ser de al menos 200.000, pero a finales de los años 80 se habían descubierto menos de cinco milésimas del número estimado de estrellas de neutrones. Las futuras tareas de observación e investigación siguen siendo muy arduas. Sólo han pasado veinte o treinta años desde el descubrimiento de las estrellas de neutrones. A pesar de esto, ha proporcionado a los científicos información ya sea para promover la investigación sobre la evolución de los cuerpos celestes o para promover la investigación sobre los procesos físicos y los patrones de cambio de la materia. condiciones extremas, ha aportado unos datos observacionales muy ricos e indispensables. Al mismo tiempo, también plantea una serie de preguntas y problemas para las personas en este campo recién abierto. La radiación energética de una estrella de neutrones es un millón de veces mayor que la del sol, que equivale aproximadamente a un vatio. Según el consumo mundial de electricidad, si la energía total que irradia una estrella de neutrones en un segundo se convierte en energía eléctrica, será suficiente para utilizar nuestra Tierra durante miles de millones de años. La estructura aumenta rápidamente desde la superficie hasta el centro de la estrella de neutrones desde la densidad habitual de los cristales de hierro hasta g/. Hay una capa de plasma fuera de la estrella de neutrones y una capa sólida dentro de la superficie, compuesta principalmente por una red de núcleos de hierro y. una simple fusión de gas de electrones libres Composición, densidad es. La densidad aumenta gradualmente desde el exterior hacia el interior, hasta tal punto que obliga a los electrones a combinarse con los protones en el núcleo para formar una serie de núcleos ricos en neutrones, como Ni, Ge, Zn, Mo, Kr, y luego pasa al núcleo. , donde comienzan a aparecer neutrones libres. El proceso se llama fuga de neutrones (goteo de neutrones). Área El área de una estrella de neutrones es de aproximadamente 30 a 300 kilómetros cuadrados, en comparación con el área de la Tierra de 510 millones de kilómetros cuadrados, que es aproximadamente de 17 a 17 millones de veces el área de una estrella de neutrones. Características La estrella Pulsar Neutron tiene una temperatura superficial de aproximadamente 1,1 millones de grados e irradia rayos X, rayos gamma y luz visible. Las estrellas de neutrones tienen campos magnéticos extremadamente fuertes, lo que les hace emitir haces de ondas de radio (ondas de radio) en la dirección de sus polos magnéticos. Las estrellas de neutrones giran muy rápido, alcanzando cientos de rotaciones por segundo. Los polos magnéticos de una estrella de neutrones generalmente no coinciden con los polos, por lo que si los polos magnéticos de la estrella de neutrones están orientados hacia la Tierra, a medida que gira, la estrella de neutrones emitirá un haz de ondas de radio que pasará por la Tierra. una y otra vez como un faro giratorio, formando ondas de radio. También se les llama "púlsares". Radio arcaico Después de la explosión de una supernova, si la masa del núcleo atómico excede dos o tres veces la masa del sol, continuará colapsando y eventualmente se convertirá en una singularidad de volumen infinitamente pequeño y densidad infinita, desapareciendo de la vista de las personas. Rodeando esta singularidad hay una región "irrecuperable", cuyos límites se denominan "campo de visión" u "horizonte de sucesos" y cuyo radio se denomina "radio de la esvástica". El radio de esta área se llama "radio de la esvástica". Cualquier materia que entre en esta zona, incluida la luz, no puede escapar de la enorme atracción gravitacional de esta singularidad, es como si hubiera caído en un abismo sin fondo y nunca pudiera regresar. Magnetar Magnetar es un tipo de estrella de neutrones. Tiene un campo magnético muy fuerte. A través de su desintegración, puede liberar continuamente radiación electromagnética de alta energía, principalmente rayos X y rayos gamma. La teoría del magnetar fue propuesta por primera vez por los científicos Robert Duncan y Christopher Thompson en 1992. En los años siguientes, esta hipótesis fue ampliamente aceptada para explicar los repetidores gamma blandos y los púlsares de rayos X anómalos ("Púlsares de rayos X anómalos"). Cuando un agujero negro encuentra una estrella de neutrones a una distancia de 20 a 30 mil millones de kilómetros, el material de la superficie de la estrella de neutrones se vuelve inestable y el campo magnético fluctúa anormalmente. Cuando la distancia entre los dos alcance los 10 mil millones de kilómetros, el material exterior de la estrella de neutrones escapará y rodeará el agujero negro a gran velocidad, y luego la estrella de neutrones descenderá en espiral hacia la "singularidad" del agujero negro. Cuando alcanza los 5 mil millones de kilómetros, el campo magnético del agujero negro choca violentamente con la estrella de neutrones, liberando una gran cantidad de electrones y luz. Posteriormente, la energía de la estrella de neutrones será consumida lentamente y luego tragada por el agujero negro. Depende del volumen de la estrella de neutrones, pero generalmente no superará las 6 horas. Información astronómica Un telescopio astronómico ha descubierto la estrella de neutrones que gira más rápido de la historia: gira 1.122 veces por segundo, 100 millones de veces más rápido que la velocidad de rotación de la Tierra. El astrónomo español Cucol, quien fue el primero en observar la estrella, dijo que la estrella de neutrones, cuyo nombre en código es J1739-285, fue descubierta ya en 1999, pero que su velocidad de rotación sólo se calculó hasta hace poco con telescopios. La estrella de neutrones tiene unos 10 kilómetros de diámetro pero tiene una masa similar a la del Sol y una asombrosa densidad de hasta 100 millones de toneladas por centímetro cúbico. Su enorme gravedad atrapa continuamente grandes cantidades de gas caliente de las estrellas cercanas y provoca continuamente explosiones termonucleares. Fue gracias a este fenómeno que los astrónomos lo descubrieron.

El récord de giro anterior de una estrella de neutrones era de 716 rotaciones por segundo, mientras que las estrellas suelen girar a entre 270 y 715 rotaciones por segundo. 700 rotaciones se considera el límite de rotación de un cuerpo celeste. Según la teoría física actual, si se excede este límite, las estrellas serán destruidas por una fuerte fuerza centrípeta o se convertirán en agujeros negros. Pero los últimos hallazgos echan por tierra esta idea. Teóricamente, 1122 revoluciones por segundo no es el límite de rotación, y una gran estrella de neutrones puede girar a una velocidad de hasta 3000 revoluciones. Los astrónomos están desconcertados por cómo un cuerpo celeste puede seguir encogiéndose sin perder material debido a la poderosa fuerza centrífuga de la rotación a alta velocidad. Los púlsares fueron descubiertos en octubre de 1967. Jocelyn Bell, de 24 años, estudiante de posgrado del profesor Anthony Hewish en el Laboratorio Cavendish de la Universidad de Cambridge, descubrió inadvertidamente el púlsar cuando estaba comprobando las señales recibidas por el radiotelescopio. Se detectó periodo estable, con un periodo de 1.337 segundos. Al principio pensó que se trataba de una señal de los "pequeños hombres verdes" extraterrestres (LGM), pero en menos de medio año se descubrieron, una tras otra, varias señales de pulso más. Más tarde, la gente se dio cuenta de que se trataba de un nuevo tipo de cuerpo celeste y lo llamó púlsar (también conocido como onda). Los púlsares, los quásares, la radiación cósmica de fondo de microondas y las moléculas orgánicas interestelares se conocen como los "cuatro grandes descubrimientos" de la astronomía en la década de 1960. Sin embargo, este honor ha sido controvertido, y el Premio Nobel de Física de 1974 fue otorgado sólo a su mentor Hewish, ignorando las contribuciones de su alumno Bell, lo que despertó un fuerte descontento público. El famoso astrónomo británico Sir Hoyle pronunció un discurso en el Times de Londres. Creía que Bell debería compartir el Premio Nobel con Hewish y criticó al Comité del Premio Nobel por su investigación incompleta antes de otorgarle el premio. Consideró que este incidente fue un escándalo. en la historia del Premio Nobel y un incidente sexista. Hoyle también creía que el descubrimiento de Bell era muy importante, pero su mentor en realidad retuvo el descubrimiento durante medio año, lo que fue un acto de robo desde un punto de vista objetivo. Alguien incluso señaló que "el extraordinario descubrimiento de la Sra. Bell le valió a su mentor Hewish el Premio Nobel de Física". La portada del libro "Pulsars" escrito por los famosos astrónomos Manchester y Taylor dice: "Dedicado a Jocelyn Bell, sin cuyo ingenio y perseverancia no habríamos tenido el placer de los púlsares. El debate sobre el verdadero descubridor de los púlsares y". Las dudas del comité del Premio Nobel se han prolongado durante 40 años. Cuarenta años después, vuelve a ser el centro de atención. Mirando hacia atrás en el pasado, es comprensible que Huish, como mentor, ganara el Premio Nobel, pero es lamentable que Bell perdiera el honor. Sin la meticulosa búsqueda de Bell de señales de "interferencia", podrían haberse perdido el descubrimiento del púlsar. Si se compara la "competencia" por el Premio Nobel con las "Olimpiadas" del mundo científico, hace 40 años los "jueces" claramente hicieron sonar el "silbido negro", lo que fue al menos un error de juicio y empañó la imparcialidad científica del concurso. Premio Nobel y autoridad. Durante la visita de Bell a Beijing, la autora habló con ella sobre el descubrimiento de los púlsares y su opinión sobre el Premio Nobel. Dijo que se vio obligada a abandonar la Universidad de Cambridge poco después del descubrimiento de los púlsares. Después de un momento de silencio, dijo sin rodeos que en la década de 1960, las instituciones de investigación científica generalmente tenían una tendencia a ignorar las contribuciones de los estudiantes, especialmente las mujeres. Los tutores a menudo actúan como "superiores", atribuyéndose el mérito de los logros de los estudiantes y luego encontrando formas de expulsarlos. Sin embargo, en 1993, cuando dos astrónomos estadounidenses ganaron el Premio Nobel por su descubrimiento del púlsar binario, el Comité del Premio Nobel fue muy discreto al invitar a Bell a asistir a la ceremonia de premiación como una especie de compensación. Después de dejar Cambridge en 1968, ella y Hewish nunca volvieron a colaborar hasta la década de 1980, cuando se reunieron en una conferencia internacional e hicieron las paces. Desde el descubrimiento de los púlsares, además del Premio Nobel, ha ganado más de diez premios científicos de talla mundial y se ha convertido en mensajera de la ciencia. La diferencia entre estrellas de neutrones y púlsares: todos los púlsares son estrellas de neutrones que giran a alta velocidad, lo que significa que los púlsares son un tipo de estrella de neutrones, pero no todas las estrellas de neutrones son púlsares. Debemos recibir una señal de pulso para contarla como un pulso. estrella. Las estrellas de neutrones tienen fuertes campos magnéticos y las partículas cargadas en movimiento emiten radiación de sincrotrón, formando haces de radio que giran a medida que gira la estrella de neutrones. Debido a que el giro de una estrella de neutrones y los ejes magnéticos normalmente no coinciden, se recibe un pulso cada vez que un haz de radio recorre la Tierra. Las estrellas de neutrones en este momento también se llaman púlsares.

Los púlsares fueron uno de los cuatro descubrimientos astronómicos más importantes de la década de 1960 (los otros fueron: cuásares, moléculas orgánicas interestelares y radiación cósmica de microondas 3K). Debido a que emite continuamente pulsos de radio y el intervalo entre dos pulsos (el período del pulso) es muy estable, su precisión es comparable a la de un reloj atómico. Varios púlsares tienen períodos de hasta 4,3 segundos, tan cortos como 0,3 segundos o incluso milisegundos. Las estrellas de neutrones emiten pulsos eléctricos como haces de electrones mientras giran. Este pulso eléctrico, como la luz de un faro, recorre la Tierra a intervalos regulares. A su paso sobre la Tierra, podemos medir su valor. Los púlsares son estrellas de neutrones que giran rápidamente, pero no todas las estrellas de neutrones son púlsares. Debido a que no podemos recibir la señal del pulso cuando el haz de radiación de la estrella de neutrones no recorre la Tierra, entonces la estrella de neutrones no es un púlsar. Estrellas de neutrones y agujeros negros Las estrellas de neutrones y los agujeros negros son los dos objetos más densos, gravitacionales y misteriosos del universo. Las estrellas de neutrones por sí solas son bastante increíbles, pero los agujeros negros son aún más increíbles. Es una trampa mortal y un abismo sin fondo en el universo. Ninguna materia puede escapar de su poderosa gravedad, incluida la luz. Cerca de él, todas las leyes de la física actual parecen fallar. El fin de las estrellas Sabemos que cuando una estrella complete su larga vida, las estrellas de masa baja y de masa intermedia se convertirán en enanas blancas, mientras que las estrellas de gran masa y supermasivas provocarán explosiones de supernova. La evolución de una estrella después de una supernova dependerá de la masa del núcleo restante. El astrofísico indio Chandrasekhar descubrió a finales de la década de 1930 que cuando la masa del núcleo restante alcance 1,4 veces la masa del Sol, su gravedad será suficiente para comprimir los átomos en el núcleo hasta que los electrones y los protones se combinen y se formen neutrones. En este punto, el núcleo se convierte en una estrella de neutrones con una densidad equivalente a comprimir la masa de un sol y medio en un único núcleo de unos 24 kilómetros de diámetro. Se trata de una estrella de neutrones con una temperatura superficial de más de 1,2 millones de grados y un diámetro de sólo 28 kilómetros. (La estrella de neutrones se mueve doscientas veces la velocidad del sonido y está a unos doscientos años luz de la Tierra. Tendrá un ligero impacto en la Tierra dentro de 300.000 años. (HST) Un agujero negro de una sola estrella flotando en una galaxia que causa lentes gravitacionales, produciendo dos imágenes de las estrellas detrás de ella (HST) El disco de polvo en el centro de NGC 6251, que emite intensa radiación ultravioleta (HST) El disco de polvo en el centro de la galaxia elíptica NGC 7052. El polvo. El disco en el centro de la galaxia (HST) Sagitario A (NGC 5128) puede tener una masa de 300 millones de veces la del Sol, y también hay un enorme súper agujero negro (HST) Sagitario A*, el centro de la Vía Láctea. Se dice que es un agujero negro. Valor de la investigación Investigación de ondas gravitacionales El 16 de octubre de 2017, a las 22:00 hora de Taipei, la Fundación Nacional de Ciencias celebró una conferencia de prensa para anunciar el lanzamiento del Observatorio de Ondas Gravitacionales con Interferómetro Láser (LIGO). ) y el Observatorio de Ondas Gravitacionales de Virgo (Virgo) El evento de ondas gravitacionales de una fusión de estrellas de neutrones binarias fue descubierto por primera vez el 17 de agosto de 2017. El evento fue descubierto por el Consorcio Internacional para la Observación de Contrapartes Electromagnéticas de Ondas Gravitacionales (ICOGW). Los científicos creen que el oro, el platino y otros elementos pesados ​​de la Tierra pueden ser el origen de los elementos pesados ​​del Big Bang, la colisión de estrellas de neutrones cientos de millones de años antes del nacimiento del sistema solar. Elementos comunes como el oxígeno y el carbono se crearon cuando estrellas casi muertas explotaron en novas, pero los investigadores y académicos estaban desconcertados, hay datos que muestran que estas explosiones estelares no pueden producir elementos pesados ​​​​tan abundantes en la Tierra. El Reino Unido y la Universidad de Basilea en Suiza creen que la respuesta está en la creación de nuevos tipos de estrellas masivas en raros pares de estrellas de neutrones. Con núcleos ultradensos, estas estrellas contienen tanta materia como el Sol pero son tan grandes como un Sol. En la ciudad, a veces se encuentran dos estrellas de neutrones orbitando entre sí, los restos de galaxias binarias, como las que se encuentran en nuestra propia galaxia, los científicos simularon. ¿Qué pasaría si las dos estrellas de neutrones giraran lentamente lo suficientemente cerca como para explotar? ¿Cuál sería el efecto de una fuerza gravitacional tan grande? Una supercomputadora tardaría semanas en realizar un cálculo como este, y esto es lo que sucede solo en el planeta. últimos milisegundos de la vida de los dos planetas.

Los resultados mostraron que a medida que las estrellas de neutrones se acercaban, enormes fuerzas las separaban, liberando suficiente energía para iluminar todo el universo durante milisegundos. Es más probable que tales colisiones creen agujeros negros (grietas en el espacio que tragan luz) y expulsen cenizas cuando ocurre una reacción nuclear, disparando protones hacia los núcleos de elementos más ligeros, creando elementos más pesados. El material expulsado se mezcla y choca con el gas y el polvo entre las estrellas para formar una nueva generación de estrellas, y los metales pesados ​​se dispersan lentamente por toda la Vía Láctea. La probabilidad de que este raro fenómeno ocurra en el universo es de unos 10 mil millones de años o más, lo que coincide con los resultados del análisis espectral de elementos que hemos realizado en nuestro sistema solar (que tiene una vida útil de 5 mil millones de años), lo que respalda esta teoría. . pruebas contundentes. Sorprendentemente, el modelado que se realizó produjo algunos elementos que están muy, muy cerca del universo, lo que responde en parte a la pregunta de dónde vino nuestro mundo.