Բարիոնային աստղեր

Բարիոնային աստղեր, նեյտրոնային աստղեր, գերխիտ երկնային մարմիններ, որոնց զանգվածի խտությունը ատոմի միջուկի խտության կարգի մեծություն է (ատոմի միջուկի խտությունը մոտ 3, 6•1014 գ/սմ³ է)։ Ունեն մի քանի առանձնահատկություններ, բաղկացած են տարրական մասնիկների (հիպերոններ, նուկլոններ, էլեկտրոններ և այլն) խիստ այլասերված վիճակում գտնվող գազից։ Նրանց զանգվածը Արեգակի զանգվածի կարգի է (2•1033 գ), իսկ շառավիղը՝ շուրջ 10 կմ։ Առաջին անգամ 1933-1939 թթ.-ին տեսականորեն կանխագուշակվեց (Լ․Լանդաու, Ցվիկի, Ռ․ Օպենհայմեր և Վոլկով, Գամով) այնպիսի աստղերի գոյությունը, որոնք գերազանցապես բաղկացած են նեյտրոններից (այստեղից էլ՝ նեյտրոնային աստղեր անվանումը)։ Հետագայում (1938 թ.-ից) գերխիտ երկնային մարմինների հետ կապված հարցերը մանրակրկիտ մշակեցին Վ․Համբարձումյանը, Գ․ Սահակյանը և Երևանի պետական համալսարանի տեսական ֆիզիկայի ամբիոնի մի խումբ աշխատակիցներ։ Ապացուցվեց, որ առավելապես նեյտրոններից բաղկացած աստղ գոյություն ունի միայն այն դեպքում, երբ նրա խտությունը հասնում է 1013-1014 գ/սմ³։ Ավելի մեծ խտությունների դեպքում աստղը բաղկացած է բարիոններից (նուկլոններ, հիպերոններ և նրանց ռեզոնանսային մասնիկները) և համեմատաբար շատ փոքր քանակությամբ լեպտոններից (էլեկտրոններ և բացասական լիցքի մյուրոններ)։ Այդ իսկ պատճառով այս տիպի գերխիտ երկնային մարմինների համար ավելի ճիշտ է բարիոնային աստղ անվանումը (պետք է նկատի ունենալ, որ նեյտրոնները նույնպես մտնում են բարիոնների խմբի մեջ)։ Բարիոնային աստղերը կազմված են մի քանի կմ շառավղով կենտրոնական գերխիտ միջուկից (միջուկում կենտրոնացված է աստղի գրեթե ողջ զանգվածը), նեյտրոնային բարակ շերտից և էլ ավելի բարակ արտաքին թաղանթից, ուր նյութը կազմված է այլասերված էլեկտրոնա-միջուկային պլազմայից և վերջապես գազային մթնոլորտից։ Էլեկտրոնա-միջուկային թաղանթն իր հատկություններով շատ նման է ամորֆ պինդ հաղորդիչներին, ուր ատոմային միջուկները կատարում են ջերմային տատանումներ՝ սևեռված կետերի շուրջը, իսկ էլեկտրոնները ազատ լողում են նրանցով կազմված բյուրեղային ցանցում։

Աստղագիտություն