Oyun mu oynuyorsun - Hayır, pulsarları arıyorum! Promosyon
Sen bir "yol aptallığı" mısın? Güneydoğu ile kuzeybatı arasındaki farkı söyleyemem. Sadece yukarı, aşağı, sola ve sağa biliyorum. Uzun bir süre etrafta dolaştıktan ve başlangıç noktasına döndükten sonra, "yol aptallarının" acısı onlar için ancak açık olabilir.
Neyse ki akıllı telefonların popülerliği ile insanlar telefonlarına navigasyon yazılımı indirebiliyor GPS ve Beidou uydu navigasyonu ile kaybolma ihtimalimiz büyük ölçüde azaldı.
Bununla birlikte, bilim seven bir bebek olarak, bir gün yıldızlararası yolculuğa çıkacaksak, Beidou'suz, GPS'siz, geniş evrene gidersek, bizi yönlendirecek "kozmik bir deniz feneri" olarak kimin hareket edeceğini hiç düşündünüz mü?
Cevap Pulsar .
Pulsarlar, yıldızların evrimi ve süpernova patlamaları tarafından üretilir ve periyodik nabız sinyalleri yaymalarından sonra adlandırılır. Bir pulsarın özü, bir yer laboratuarında elde edilemeyen aşırı fiziksel özelliklere sahip bir nötron yıldızıdır.İdeal bir astrofizik laboratuvarıdır.Üzerinde yapılan araştırmalar umarız birçok önemli fizik sorusuna cevap verecektir.
Pulsarlar son derece kararlı periyodikliğe sahip olduklarından, kararlılıkları 10-19'dan daha iyidir ve doğadaki en doğru astronomik saat olarak bilinirler. Bu nedenle pulsarlar, alçak dünya yörüngesinde, derin uzayda ve yıldızlararası uzayda uçan uzay aracı için otonom navigasyon bilgi hizmetleri sağlayarak evrendeki insan navigasyonu için bir "işaret" haline gelebilir.
Şu anda, radyo teleskopları pulsarları gözlemlemenin en etkili yoludur. İki yıllık yoğun hata ayıklama çalışmasının ardından, "Çin Gökyüzü Gözü" olarak bilinen 500 metrelik küresel radyo teleskopu (FAST), izleme, sürüklenme taraması ve hareket halinde tarama gibi çok sayıda gözlem modunu, beklentileri aşan birkaç anahtar göstergeyle gerçekleştirdi. Şimdiye kadar, 44 onaylanmış yeni pulsar keşfedildi ve kabulün gelecek yılın ikinci yarısında tamamlanması ve ülke çapındaki gökbilimcilere sunulması bekleniyor.
Öyleyse sıradan insanlar tüm pulsar keşif sürecine yaklaşma fırsatına sahip olabilir mi? Cevap Evet. Adlı bir bölümde "Deniz Feneri Projesi" Oyunda Çin, Amerika Birleşik Devletleri, Hindistan ve Avustralya'dan en gelişmiş uluslararası radyo teleskopları tarafından gözlemlenen gerçek pulsar veri haritaları var. Bu veri haritalarının bir kısmının gerçek zamanlı gözlem verileri olduğu, bazıları astronomi araştırma ekibi tarafından yapay zeka kullanılarak taranan şüpheli pulsarlar ve bazıları ise geçmişte derinlemesine kazılmamış kalıntı veri haritaları olduğu söyleniyor. Yani oyunda, gerçek pulsar keşiflerine doğrudan katılabiliriz ve gerçek bir pulsar bulunursa, resmi sertifika almak için doğrudan iletişime geçebiliriz.
Bir astrofizik meraklısı için "Deniz Feneri Projesi" sadece ölümcül bir çekimdir ve editör hemen bunu deneyimlemeye başladı.
Oyuna girer girmez insanların kozmik bir deniz feneri olan pulsar anlayışının 19. yüzyılın sonlarına dayandığını öğrendim. 19. yüzyılda Dalton atom teorisi her zaman tüm bilim camiasını kuşatmıştır ve insanlar her zaman atomların maddenin en temel ve bölünmez birimi olduğuna inanmıştır. Bu hipotezin doğruluğu, Joseph Thomson'ın elektronik keşfi tarafından tamamen kırıldı.
Oyunun ilerlemesiyle editör, Thomson ile elektronların elektrik şokunu deneyimleyebilir; Rutherford ile protonların yıldırım bombardımanını hissedebilir, Eddington ve Chandrasekah ile güneşin içindeki nükleer radyasyonu keşfedebilir. Kara deliğin yutulmasını birlikte hissedin .......
Sonunda, insanlığın pulsarları keşfetme hikayesinin ders kitaplarının söylediği kadar mantıklı olmadığı, bazen cennetten cennete ve zaman zaman yarım yüzyıldan fazla süren romantik bir keşif olduğu keşfedildi. Evrendeki en şaşırtıcı ve önemli yıldızlardan biri olan pulsar, aynı zamanda göksel gözlerimizin de keşfedilecek nesnesi ... "Deniz Feneri Projesi" ndeki insanların keşif yolculuğunu gerçekten paylaşmak istiyorum.
1897'de, Cambridge Cavendish Üniversitesi'nde profesör olan Sir Joseph Thomson, katot ışın tüpleriyle katot ışınlarını inceliyordu. Thomson, havadaki katot ışınlarının aralığının sıradan atomlarınkinden çok daha uzun olduğunu buldu ve bu da, katot ışınlarını oluşturan parçacıkların atomlardan daha küçük ve daha hafif olması gerektiğini tahmin etmesine neden oldu.
Bu fikri doğrulamak için kendini beğenmiş Thomson, katot ışınının kütlesini ve yükünü ölçmeye karar verdi. Katot ışınını oluşturan parçacıkların kütlesinin, manyetik bir alandaki katot ışınından geçen yük miktarına oranını ölçtü. Sonuç şaşırtıcıdır - bu parçacık negatif yüklüdür ve kütlesi o sırada en küçük parçacık olarak bilinen hidrojen atomundan yaklaşık iki bin kat daha küçüktür.
Sürekli olarak katot materyalini değiştirdikten ve aynı deneysel sonuçları aldıktan sonra Thomson, bunun bir atomdan daha küçük ve daha basit bir parçacık olan bir elektron olduğuna cesaretle inanıyordu. Elektronların keşfi, antik Yunan'dan beri aktarılan "atomlar bölünmezdir" kavramını altüst etti ve temel parçacık fiziğine kapıyı açtı.
1904'te Thomson, atomun küçük elektron kütlesine ve atomun negatif yüklü doğasına dayanan hünnap kek modelini önerdi.Eronların, sanki tekdüze bir şekilde dağılmış gibi, tüm atom üzerinde eşit olarak dağıldığına inanıyordu. Pozitif yükler okyanusunda. Ancak hünnap kek modelinin mantıklılığı 6 yıl sonra akıllıca bir deneyle sorgulandı.
1910'da, Manchester Üniversitesi Fizik Bölümü Dekanı Profesör Ernest Rutherford ve öğrencileri altın folyoyu alfa ışınlarıyla bombaladılar, ancak birkaç alfa parçacığının çok büyük saçılma açılarına sahip olduğunu ve hatta bazılarının geri döndüğünü keşfettiler. Bu deneyin sonuçları "hünnap kek modeli" nin beklentilerinden oldukça farklıdır.
Rutherford, "Sanki on beş inçlik bir kâğıt parçasını bombardımana tutuyorsunuz, ancak kabuk geri sıçrıyor ve kendinize çarpıyor," diye açıkladı. Atomun, alfa parçacıklarıyla çarpışan katı, pozitif yüklü bir çekirdeğe sahip olması gerektiğini düşünerek Thomson'ın modelini değiştirdi ve bu çekirdek, çoğu alfa parçacığının altın folyodan geçmesine izin verirken, elektronlar ise küçük bir alanı kaplar. Çekirdeğin etrafında dairesel bir hareket yapın. Böylece atomun "gezegen modeli" doğdu.
Altın folyo deneyinden esinlenen Rutherford, 1917'de nitrojeni alfa ışınlarıyla bombaladı ve oksijen ve hidrojen çekirdeklerinin üretildiğini buldu. Rutherford, diğer atomların kütlelerinin hidrojen atomlarının kütlesinin neredeyse tam sayı katları olması gerçeğiyle birleştiğinde, hidrojen çekirdeğinin çekirdeği oluşturan temel parçacık olduğu sonucuna vardı ve ona "proton" adını verdi. Atomun iç yapısı netleşti ve atom dünyası nihayet kapılarını insanlığa açtı.
Rutherford'un keşfi, o zamanlar insanları tüm maddenin atom çekirdeği ve elektronlardan oluştuğuna inanmaya yöneltti. Maddenin temel yapısının anlaşılması, insanları evrendeki çeşitli maddelerin oluşumunu ve evrimini keşfetmeye sevk eder.Bunların arasında astrofizik en heyecan verici olanıdır. Çünkü güneş, insanlığın doğuşundan bu yana ilkbahar ve yaz fark etmeksizin tepelerde yanıyor. Ancak, 20. yüzyılın başına kadar insanlar onu, nasıl oluştuğunu ve hatta bugünkü görünümünü nasıl koruyabileceğini anlamadılar.
1920'den önce insanlar, yalnızca yerçekiminin varlığından dolayı, bu kadar büyük bir gök cisiminin içe doğru çökeceğini ve güneşin enerjiyi dışa doğru yaymaya devam edeceğini ve bu radyasyonların yerçekimine karşı koymak için baskı sağlayabileceğini biliyorlardı. Ama hangi yakıt veya enerji bir milyar yıldan fazla bir süredir güneşin ışıyan enerjisini sağlayabilir?
Yıldızların içindeki enerji kaynağı sorusu her zaman İngiltere'deki Cambridge Gözlemevi müdürü Arthur Eddington'ın ilgisini çekmiştir. Eddington, o zamanlar çok ünlü bir astrofizikçiydi. 1919'da, güneş tutulmasını gözlemlemek için Antarktika'ya bir ekip götürdü ve güneş tarafından saptırılan ışığın açısının genel görelilik tahminleriyle çok tutarlı olduğunu gözlemledi, bu da ilk önce görelilik teorisinin doğruluğunu kanıtladı.
Muhabir Eddington'a sorduğunda: "Einstein da dahil olmak üzere dünyada görelilik teorisini anlayan sadece üç kişi olduğu söyleniyor, bu doğru mu?" Eddington gururla cevapladı: "Üçüncü kişinin kim olduğunu düşüneyim mi?"
Eddington, Rutherford'un atomun iç yapısının sırrını ortaya çıkardığını öğrendiğinde, güneşin yüksek sıcaklığında çekirdek ve elektronların elektriksel olarak ayrılacağını ve tam bir atom olmadığını keşfetti. Öyleyse güneşin içindeki enerjinin atom çekirdeği arasındaki etkileşimden gelmesi mümkün müdür?
O sırada laboratuvarda helyum atomlarının kütlesinin hidrojen atomlarının kütlesinin dört katı kütlenin sekiz binde biri daha az olduğuna dair kanıtlar vardı.Ayrıca, Einstein'ın kütle-enerji denklemi bize kütlenin bozunmasının büyük enerjiye dönüşeceğini söylüyordu. 1920'de Ton, güneşin içindeki enerjinin dört hidrojen çekirdeğinin bir helyum çekirdeğinde toplanmasının neden olduğu kütle zayıflamasından geldiğini tahmin etti.
Bu varsayım şaşırtıcı derecede harika, çünkü o zamanlar nükleer füzyonun varlığını kanıtlayacak teorik veya deneysel bir temel yoktu ve hatta güneşin içinin esas olarak hidrojen çekirdeklerinden oluştuğuna dair hiçbir kanıt yoktu, Eddington ise güneşin içindeki enerjinin hidrojen çekirdeği olduğunu tahmin etti. Füzyon ile üretilmiştir. Ancak Eddington, varsayımının büyük bir sorunu olduğunu fark etti.
1910 ve 1916 yılları arasında, astronomik gözlem teknolojisindeki gelişmeler nedeniyle, insanlar 1783 gibi erken bir tarihte keşfedilen beyaz cüce yıldızın yoğunluğunu ölçmeye başladılar. Bu tür bir yıldıza beyaz cüce denir çünkü her zaman beyaz ışık yayar ve çok küçüktür ("cüce").
1916'da gökbilimciler beyaz cücelerin yoğunluğunu Güneş'inkinden 25.000 kat, hatta atomların yoğunluğundan daha yüksek ölçtüler. Eddington, bir beyaz cücenin içi de ayrı çekirdeklerden ve elektronlardan oluştuğu sürece, yoğunluklarının atomları aşmasının şaşırtıcı olmadığını keşfetti. Çekirdek atomdan 100.000 kat daha küçük olduğu için, çekirdekler arasındaki minimum mesafe atomunkinden çok daha küçük olabilir ve beyaz cücenin içinde de olabilir.
Ancak bu yıldız yapısının büyük bir sorunu var. Atom çekirdeklerinin, kütleçekimsel çökme kuvvetine direnmek için dışa doğru yayılan enerjiyi sağlamak için sürekli füzyon reaksiyonlarına ihtiyacı vardır.Bu nedenle, bir yıldızın içinde her zaman çok fazla enerji radyasyonu olacak ve iç sıcaklığın düşmesine neden olacak ve nihayetinde çekirdek ve elektronları terk edecek yeterli enerji olmayacaktır. . Çekirdek ve elektronlar bu zamanda atomlara yeniden birleşecek mi? Eğer öyleyse, o zaman nükleer füzyon reaksiyonu artık olmayacak, o halde yıldızlar evrensel kütle çekimine nasıl direnebilirler?
Eddington varsayımının neden olduğu gizem, neredeyse on yıldır fizik camiasını rahatsız ediyor. Rutherford atomların iç yapısını ortaya çıkardıktan sonra son on yılda fizikçiler mikroskobik dünya kuantum mekaniğinin yeni bir teorisini oluşturdular. Schrödinger, Heisenberg'den Dirac'a, mikro dünyanın makro dünyadan tamamen farklı olduğunu öğrendik.
Pauli'nin kuantum mekaniğindeki uyumsuzluk ilkesine göre, aynı alanda iki özdeş elektrona sahip olmak imkansızdır. Bu, Eddington'ın varsayımının gizemini çözer.
1926'da, İngiltere Cambridge Üniversitesi'nde fizikçi olan Ralph Fowler, beyaz cüceler sorununu açıklamak için Pauli'nin dışlama ilkesini kullandı. Yıldız cismi, nükleer füzyon reaksiyonunun ilerleyememesi için tüm enerjisini yaydığında, evrensel çekim kuvveti beyaz bir cüce boyutuna çöker çünkü ona direnecek bir dış kuvvet yoktur. Şu anda, aynı durumdaki elektronlar aynı bölgede bulunamayacağından, sanki bir elektron diğer elektronları bulunduğu alandan atmak istiyor ve diğer elektronların istila etmesine izin verilmiyor, böylece elektronlar arasında itici bir kuvvet oluşuyor.
Bu itici kuvvetle, enerji sağlayacak bir nükleer füzyon reaksiyonu olmasa bile, beyaz cüce kendi kütleçekimsel çöküşüne dayanabilir. Bu nedenle, Eddington'ın yıldızların iç bileşimi hakkındaki tahmini, beyaz cüceler olgusuyla tamamen tutarsızdır. Güneşin temsil ettiği yıldızların neden ilkbahar ve yaz fark etmeksizin dünyayı aydınlatmaya devam ettiği sorusu nihayet gün ışığına çıktı.
1932'de bilim adamları laboratuvarda nükleer füzyon fenomenini keşfettiler ve bu da Eddingtonun o zamanki yıldız modelini mükemmel hale getirdi: Güneş gibi yıldızlar, bütünü aydınlatmak için dahili nükleer füzyon reaksiyonları yoluyla dışarıya doğru radyasyon enerjisi sağladı. Gökyüzü, yıldızın kendi çekim kuvvetine direnirken içe doğru çöküyor.
Nükleer füzyonun enerji radyasyonu tükendiğinde, yıldız kendi yerçekimi nedeniyle çok küçük bir alana çökecektir. Şu anda, iç elektronlar diğer elektronların kendi uzaylarını istila etmelerine tahammül edemezler, bu nedenle bu itici kuvvet yerçekimsel çöküşe direnir ve beyaz cüce oluşur. Eddington büyük keşiflerine daldığında, öğrencisi, 20 yaşındaki Kızılderili dahi Chandra Sekar, üzerine soğuk su döktü.
Eddington'un bir öğrencisi olan Chandrasekah, 1931'den 1935'e kadar yıldızların evrimi üzerine bazı bilimsel araştırmalar yaptı. Eddington'ın yıldız modeli o zamanlar mükemmel görünse de, bir bilim adamı olarak Chandraseca bilinçsizce kalemi aldı ve beyaz cüce yıldız modeline görelilik teorisini tanıtmak istedi.
Bu ekleme inanılmaz ... Tüm yıldızların sonunda beyaz cüceler olamayacağını görünce şaşırdı, ancak güneş kütlesinin 1.44 katı olan bir üst kütle sınırı var! Yıldızın kütlesi bu sınırı aşarsa, elektronlar birbiriyle uyumlu olmasa bile, yine de yerçekimi kuvvetine dayanamazlar ve yıldız çökmeye devam eder. Bu sınır meşhur Chandrasekah sınırıdır.
Bu sınır, kara deliklerin varlığını kaçınılmaz kılar, çünkü kütlesi bu sınırı aşan yıldızlar sonunda kara deliklere dönüşeceklerdir. Royal Astronomical Society'nin 1935'teki bir toplantısında Chandra Sekkar, beyaz cüceler üzerine yaptığı araştırmayı bildirdi. Ancak bu sırada akıl hocası Eddington öne çıktı ve Hintli öğrenciyi alenen aşağıladı, kara deliklerin var olamayacağını ve doğanın kanunlarının yıldızların çökmeye devam etmesini kesinlikle önleyeceğini ilan etti. Ne kadar çok konuşursa, o kadar heyecanlandı ve sonunda Chandrasecka'nın gazetesini herkesin önünde ikiye böldü. Eddington, kara deliklerin saçmalığını kanıtlamak için görelilik teorisini değiştirmekten bile çekinmedi.
Eddington'ın yetkisi sayesinde, tüm fizik topluluğu ayağa kalkıp Chandra Sekhar'ı desteklemeye istekli kimseyi bulamadı. Elli yıldan daha uzun bir süre sonra, o zaman Chandrasekha'nın haklı olduğunu kanıtladı. Ve o zamanki aşağılama, kara delik kavramını onlarca yıl geç yaptı.
Eddington'ın yıldız modeli, güneş gibi sürekli parlak yıldızları açıklayabilir, ancak o zamanki gözlemler, bazı yıldızların parlamaya devam etmediğini, ancak aniden parlayıp kaybolduğunu buldu.Bu yıldızlara yeni yıldızlar denir. Bu yeni yıldızlardan bazıları Samanyolu'muzdan çok uzak galaksilerden geliyor.
1931'den başlayarak, Amerika Birleşik Devletleri'ndeki Kaliforniya Teknoloji Enstitüsü'nden Profesör Walter Bard ve Profesör Fritz Zwicky, bu tür yeni yıldızlar üzerinde derinlemesine araştırmalar yaptılar ve bu yeni yıldızların birkaç gün içinde yaydıkları enerjinin yüz milyonlarca yıldır güneş ışınımını aştığını buldular. Enerji toplamı, bu tür nova'ya süpernova veya süpernova patlaması diyorlar.
Yapılan gözlemlerle, böylesine büyük bir enerji patlaması üretmek için sadece güneş gibi bir yıldızın üretilebileceği sonucuna vardılar Eddington modelinde nükleer füzyon reaksiyonundan sonra yıldız, yerçekimine karşı çıkan radyasyonu kaybeder ve yıldız hızla hareket eder. İç çöküş, büyük yerçekimi enerjisi açığa çıkarır (tıpkı Yangtze Nehri'nin üst kesimlerindeki suyun, büyük enerji üretmek için yerçekimi tarafından aşağıya çekilmesi gibi. Three Gorges Barajımız bu devasa yerçekimi enerjisini elektrik enerjisine dönüştürür ve bize bırakır. Her hane).
Süpernova patlaması için sadece makul görünen bu açıklama hala sorunlarla karşılaşıyor. Hesaplamadan sonra, çökme sürecindeki yerçekimi enerjisinin patlayıcı enerjiye ulaşması için, yıldızın beyaz cücenin ölçeğinden birkaç yüz kat daha küçük bir alana çökmesi gerekir. O sırada, çekirdek ve elektron içeren herhangi bir normal madde vardı. Bu tür koşulları karşılayamıyor. Dramatik olarak, bu sorun, insanların atom yapısını keşfetmesiyle bir kez daha çözüldü.
Rutherford'un atom modeline göre, 1932'den önce bilim adamları, herhangi bir atomun proton ve elektronlardan oluştuğunu ve atomun nötrlüğünü korumak için proton ve elektron sayısının aynı olduğunu kabul etti. Bununla birlikte, deneysel fizikçiler, çekirdeğin kütlesinin, içindeki tüm protonların toplamından daha büyük olduğunu ölçtüler, bu da çekirdekte başka parçacıklar olabileceğini gösteriyor.
Böylece Rutherford, çekirdekteki ilave kütlenin, elektriksel olarak nötr olan demetlenmiş protonlardan ve elektronlardan geldiğini varsaydı. Ancak bu hipotez hiçbir zaman doğrulanmadı. Bu sorun aynı zamanda mikrofizik topluluğunu da rahatsız ediyor.
1932'de, Marie Curienin kızı ve damadı Joliot Curie ve karısı, bir berilyum hedefini polonyumun bozunmasıyla üretilen alfa ışınlarıyla bombardımana tuttu ve güçlü nüfuz gücüne sahip bir tür radyasyon üretti. Bu tür radyasyon yüklü değildir. Kullanın Parafin bombardımanı aslında yüksek enerjili protonlar üretebilir. Yanlışlıkla bu yeni ışının da bir gama ışını olduğuna inanıyorlardı.
Rutherford ve Cambridge meslektaşı James Chadwick bu ifadeye katılmıyor: Gama ışınlarının nüfuz etme gücü nasıl bu kadar güçlü olabilir? Chadwick, belki de bunun aradıkları çekirdekteki nötr parçacık olduğunun kesinlikle farkındadır!
Elindeki tüm işi hemen bıraktı ve kendini bu yeni ışının çalışmasına adadı, çoğu zaman geç saatlere kadar ayakta kaldı. Joliot Curie ve eşinin deneyini iki hafta boyunca tekrarladı ve bu parçacığın kütlesini ölçmek için bir bulut odası kullandı ve kütlesinin bir protona eşdeğer olduğunu buldu.
Daha sonra, nötronların su ve parafin gibi daha fazla hidrojen atomu içeren maddelerle kolayca reaksiyona girdiği keşfedildi, bu nedenle Joliot Curie ve karısı parafinden protonları atabildi. İki hafta sonra, "Nature" dergisi Chadwick'in "Nötronların Olasılığı" başlıklı makalesini aldı. Şimdiye kadar, proton ve nötronlardan oluşan çekirdeğin yapısı gerçekten doğrulandı ve o zamandan beri kullanımda.
Nötronların keşfi, süpernovaların kökeni konusunda kafası karışan Bud ve Zwicky'yi aniden netleştirdi. 1934'te, bir yıldızın kütleçekimsel çöküşünün çok güçlü olması durumunda, negatif yüklü elektronları yıldızın çekirdeğine iteceğini ve pozitif yüklü protonları yüksüz nötronlar oluşturmak için nötralize edeceğini tahmin ettiler. Ortaya çıkan "nötron yıldızı" daha fazla olacaktır. Çekirdek ve elektronlardan oluşan yıldızlar çökmeden önce çok daha küçüktü.
Böylelikle bir nötron yıldızı büyüklüğünde çökmekte olan bir yıldızın yerçekimi enerjisi, bir süpernova patlaması için gerekli olan enerjiyi sağlamaya yeterli olabilir ve bir nötron yıldızı kavramı da ilk kez önerilmiştir.
Bud ve Zwicky'nin nötron yıldızı kavramı o zamanlar sadece bir hipotezdi ve ciddiye alınmamıştı. 1939'da, Berkeley'deki California Üniversitesi'nden Profesör Robert Oppenheimer ve öğrencisi George Volkov, yıldızların nötron yıldızlarına çöküş sürecini ayrıntılı olarak araştırmak için görelilik teorisi ile yıldız evrimi modelini birleştirdiler.
Kuantum mekaniğine göre, elektronlar gibi nötronlar da Pauli dışlama ilkesini izler, yani nötronların aynı durumda başka bir nötronla aynı bölgede var olmasına izin verilmez. Bu nedenle, bir beyaz cüce gibi, bir nötron yıldızı, nötronlar arasındaki uyumsuz itme yoluyla kendi güçlü kütleçekimsel sıkıştırmasına direnir.
Oppenheimer ve Volkov, Chandrasekka sınırına benzer bir nötron yıldızı kütlesi üst sınırı hesapladı, yani bir nötron yıldızının kütlesi 3 güneş kütlesini geçemez, aksi takdirde nötronlar birbiriyle uyumsuz olsa bile en iyisi olur. Yer çekiminin çökmesine yardım edemem. Oppenheim, nötron yıldızlarının kütlesini aşan yıldızların kara delikler halinde çökeceği gerçeğini varsayar.
Ancak, hem Bard hem de Zwicky veya Oppenheimer ve Volkov, nötron yıldızlarının varlığını yalnızca teorik olarak tahmin ettiler, ancak gökbilimcilerin gözlemlemesi için herhangi bir temel önermediler. Bu nedenle, nötron yıldızları kavramı Hala astrofizik dünyasında uyuyor.
Bu sırada, İkinci Dünya Savaşı'nda Pasifik Savaşı patlak verdiğinde, Oppenheimer kendini atom bombaları çalışmalarına adamaya başladı ve ünlü "Manhattan Projesi" ni yönetti ve nötron yıldızı araştırması askıya alındı. 30 yıl sonra, radyo astronomisinin gelişmesiyle nötron yıldızları insanların görüş alanına geri döndü.
1967'de, Birleşik Krallık'taki Cambridge Üniversitesi'nde astronomi yüksek lisans öğrencisi olan Josephine Bell, uzaydan yayılan radyoları gözlemlemek için bir radyo teleskopu kullandı ve sürekli titreyen bir yıldızı gösterebilecek dalgalı bir sinyal buldu.
Bu sırada, bu keşfi akıl hocası Anthony Huish'e gösterdi ve Huish hemen ilgilenmeye başladı ve o zamanki dalga kaynağına en gelişmiş radyo teleskopunu gösterdi. Üç aylık gözlemden sonra, sonunda keşfetti. Bu dalga kaynağı, bir saniyeden daha uzun sabit bir süre içinde sürekli olarak darbeler yayar.
Huish, uzayda ne tür yıldızların bu tür sinyaller göndereceğini hayal edemedi, bu yüzden meslektaşlarına bu gözlemi doğrulamak için başka radyo teleskopları kullanacaklarını umarak hemen sordu. Bir ay sonra, diğer teleskoplar da bu çok düzenli periyodik radyo sinyalini gözlemledi ve her atımın süresi sadece 16 milisaniyeydi.
Işık hızının saniyede 300.000 kilometre olduğunu biliyoruz, bu da ışığın veya radyonun dünyamızın yarıçapından daha kısa olan bir darbe süresinde yalnızca 4.800 kilometre yol alabileceği anlamına geliyor. Bu, bu nabız dalgası kaynağının boyutunun bir gezegenden daha büyük olamayacağını gösterir. Çünkü bu dalga kaynağının boyutu 4800 kilometreden çok daha büyükse yüzeyinin her yerinden yayılan radyo sinyallerinin dünyaya ulaşması arasındaki zaman farkı 16 milisaniyeden fazla olabilir ve 16 milisaniyeden daha kısa süreli bir darbeye neden olması imkansızdır.
Bu nabız dalgası kaynağı tam olarak nedir? Huish, yüksek hızda bir yıldızın yörüngesinde dönen bir gezegen de dahil olmak üzere birçok spekülasyon yaptı ve bu nabız gezegendeki yabancı bir uygarlık tarafından yayılıyor. Ancak çeşitli spekülasyonları gözlemlerle doğrulanmadı.
Huish, varsayımını çeşitli gözlem yöntemleriyle doğrulamakla meşgulken, öğrencisi Bell üç benzer nabız dalgası kaynağı keşfetti ve sadece 250 milisaniyelik bir süreye sahip bir radyasyon darbesi vardı.Bu, bu yıldızın sadece küçük değil, aynı zamanda Son derece yüksek hızlı periyodik hareket veya salınım geçiriyor. Hewish, Bell ile birlikte keşfettiği yıldız türlerine pulsarlar veya puls yayan yıldızlar olarak değindi.
1968'de birçok gökbilimci pulsarları keşfetmeye başladı. Birleşik Devletler'deki Cornell Üniversitesi'nden Profesör Thomas Gold, pulsarların muhtemelen daha önce Bud ve Zwicky tarafından tahmin edilen nötron yıldızları olduğunu öne sürdü. Nötron yıldızı yüksek bir hızda döner ve kutuplarında bir radyo ışını yayar ve gözlemlenen darbe, ışın dünyaya ulaştığında üretilir. Ancak bir nötron yıldızı kadar küçük bir yıldız, merkezkaç kuvveti tarafından parçalanmadan bu kadar yüksek bir hızda dönebilir.
Hesaplamadan sonra, nötron yıldızının boyutu yalnızca bir düzine kilometredir, ancak kütle güneşin kütlesine sahiptir. Altın, yüksek hızlı dönen nötron yıldızı modelini bir deniz feneri modeline dönüştürdü. Ama bu sadece bir tahmin, nasıl doğrulanır?
Altın, eğer pulsar bir nötron yıldızı ise, o zaman bir süpernova patlamasının kalıntılarını gözlemlemenin pulsarı bulabilmesi gerektiğini düşünüyordu, çünkü Bud ve Zwicky'nin teorisine göre, nötron yıldızı, yıldızın içindeki nükleer füzyonun tükenmesi nedeniyle bir süpernova patlamasından sonra oluşur. Aynı zamanda, periyodik nabız nötron yıldızının yüksek hızda dönen ve yayılan radyosundan geliyorsa, nabzın süresi zaman geçtikçe uzamalıdır, çünkü sürekli yayılan atım nötron yıldızının dönüş enerjisini azaltacak ve bu da yıldızın kendi kendine yayılmasını daha fazla sağlayacaktır. yavaş.
Sonuç olarak, gökbilimciler süpernova patlamasının kalıntısında pulsarı aradılar ve nihayet Yengeç Bulutsusu'nun süpernova kalıntısında pulsarı buldular ve nabız süresinin gerçekten uzadığını keşfettiler. Bu, Gold'un nötron yıldız modelinin doğruluğunu kanıtlıyor. Bu nedenle, nötron yıldızlarının varlığına dair kanıtlar sağlamdır ve pulsarlar, evrenin işaretleri olarak da bilinir.
Bu noktada, insanlar güneş gibi yıldızların nasıl evrimleştiğini gerçekten anlıyor. Yıldızın çekirdeğindeki nükleer füzyon, kendi yerçekiminin neden olduğu içe doğru çöküşe direnmek için muazzam bir enerji açığa çıkarır ve aynı zamanda yıldızın dünyayı sürekli olarak aydınlatmasını sağlar. Nükleer füzyon yandığında yıldız kendi çekim kuvvetine karşı koyamaz ve çökmeye başlar.
Yıldız kütlesi küçük olduğunda (8 güneş kütlesinden daha az), yıldız gövdesi çöker ve sonunda beyaz bir cüce oluşturur; yıldız kütlesi büyük olduğunda (8 güneş kütlesinden büyükse), yıldız gövdesi çökmesi bir süpernova patlamasına neden olur ve son kalıntı bir nötron yıldızı veya kara delik oluşturur. Tüm evrim süreci, evrensel yerçekimi ile mikroskobik kuantum mekaniği arasında bir yüzleşme sürecidir.
Profesör Huish, 1974'te pulsarları keşfettiği için Nobel Fizik Ödülü'nü kazandı. Aynı zamanda Nobel Ödülü'nü alan ilk astronomdu. O zamandan beri, insanlar birbiri ardına sihirli pulsarları keşfettiler.
1974'te pulsar ikili sistemi keşfedildi ve insanlar ilk kez yerçekimi dalgalarının kanıtlarını buldular; 1982'de milisaniye pulsarları keşfedildi ve son derece kararlı atış dizileri onları evrendeki, yani evrendeki en doğru saat haline getirdi. KÜRESEL KONUMLAMA SİSTEMİ. Bu, pulsarların sadece deniz fenerine benzer bir şekle sahip olmalarını sağlamakla kalmaz, aynı zamanda gerçek bir kozmik deniz feneri olan deniz fenerinin yönünü yönlendirme işlevine de sahiptir.
1992'de pulsar gezegen sistemi keşfedildi ve ilk kez insanlar güneş sisteminin dışında gezegenler buldular, böylece yabancı medeniyetleri keşfetmenin kapısını açtılar. Ve şimdi, dünyanın en büyük ve en sofistike radyo teleskopu olan Çin'in Sky Eye'ı, pulsar biliminin bayrağını devraldı ve evrenin gittikçe daha büyülü işaretlerini keşfetmeye başladı.
"Deniz Feneri Projesi" hakkında daha fazla bilgi edinmek için lütfen sayfanın altındaki "Orijinali Oku" seçeneğine tıklayın.
Düzenleme: Buzsuz Kola
En Yeni 10 Popüler Makale
Görüntülemek için başlığa tıklayın
