న్యూట్రాన్ తార

**న్యూట్రాన్ తారలు** వర్గం-II, వర్గం-Ib, Ic సూపర్నోవా పేలుళ్ళ తర్వాత మిగిలిన అవశేష తారలు. అవి దాదాపు పూర్తిగా న్యూట్రాన్లతోనే నిండి ఉంటాయి.న్యూట్రాన్లు విద్యుదావేశంలేని, ప్రోటాన్ల కంటే కొంచెం ఎక్కువ ద్రవ్యరాశి ఉన్న పరమాణు కణాలు. న్యూట్రాన్ తారలు అత్యధిక ఉష్ణోగ్రతలను కలిగి ఉండి, పౌలీ వర్జన నియమం నిర్వచించే న్యూట్రాన్ అవనత పీడనం వల్ల ఇంకా సంకోచించకుండా ఆగుతాయి.
సాధారణంగా న్యూట్రాన్ తారలు సూర్యుని ద్రవ్యరాశికి 1.35-2 రెట్లు ఉండి, అక్మల్-పాంధారిపాండే-రావెన్హాల్ స్థితి సమీకరణం (APR EOS) ప్రకారం 12కి.మీ వ్యాసార్థాన్ని కలిగి ఉంటాయి. దీంతో పొలిస్తే సూర్యుని వ్యాసార్థం 60,000ల రెట్లు ఉంటుంది.APR EOS ప్రకారం న్యూట్రాన్ తారల సాంద్రతలు  నుండి  ఉంటాయి. (సూర్యుని సాంద్రతకి  నుండి రెట్లు). ఇది పరమాణు కేంద్రక సాంద్రతకి () పోల్చదగిన సాంద్రత. న్యూట్రాన్ తార ఉపరితలంపై సాంద్రత సుమారు , లోపలికి వెళుతున్న కొద్దీ సాంద్రత పెరుగుతూ కేంద్రం వద్ద సాంద్రత దాదాపు  లేదా  (పరమాణు కేంద్రకం కన్నా ఎక్కువ) ఉంటుంది.ఇది మొత్తం మానవ జనాభాని ఒక చక్కెర స్ఫటికంలోకి కుదిస్తే ఉండే సాంద్రతతో సమానం.
సాధారణంగా చంద్రశేఖర్ పరిమితి (1.38 సూర్య ద్రవ్యరాశులు) కన్నా తక్కువ ద్రవ్యరాశి ఉన్న తారలు మరుగుజ్జు తారలుగా మారతాయి. సూర్య ద్రవ్యరాశికి 2-3 రెట్ల ద్రవ్యరాశి ఉన్న తారలు క్వార్క్ తారలుగా మారవచ్చు- కానీ ఇది నిస్సంశయం కాదు. సూర్య ద్రవ్యరాశికి 10-25 రెట్ల ద్రవ్యరాశి ఉన్న తారలు గురుత్వ సంకోచం వల్ల కాలబిలాలుగా మారతాయి.

## సృష్టి
ఒక పెద్ద నక్షత్రం సూపర్నోవాగా మారేటప్పుడు దాని కేంద్రం బాగా సంకోచించి న్యూట్రాన్ తారగా మారుతుంది. అది నక్షత్రం యొక్క మొత్తం కోణీయ ద్రవ్యవేగాన్ని నిలుపుకుంటుంది. న్యూట్రాన్ తార వ్యాసార్థం దాని మాతృతార వ్యాసార్థం కంటే చాలా తక్కువ (అందు వల్ల జడత్వం కూడా చాలా తక్కువ) ఉండటం వల్ల న్యూట్రాన్ తార ఏర్పడేటప్పుడు వాటి పరిభ్రమణ వేగం చాలా ఎక్కువగా ఉండి తర్వాత క్రమేపీ తగ్గుతుంది. న్యూట్రాన్ తారల పరిభ్రమణకాలం 1.4మి.సె. నుండి 30సె. వరకు ఉంటుంది. న్యూట్రాన్ తారల అత్యధిక సాంద్రతల వల్ల వాటి గురుత్వ త్వరణం కూడా చాలా ఎక్కువగా - 7 మీ/సె2 వరకు ఉండవచ్చు. అందుకే వాటిపై పలాయన వేగం 100,000కి.మీ/సె (కాంతి వేగంలో మూడో వంతు) ఉంటుంది. న్యూట్రాన్ తారపై పడే పదార్థం కూడా దాని గురుత్వ త్వరణం వల్ల చాలా వేగంగా పడుతుంది.ఈ వేగం వల్ల పడే పదార్థంలోని పరమాణువులు నాశనం అయిపోయి, వాటిలోని పదార్థం అన్ని వైపులా సరిసమానంగా పంచబడుతుంది.

## భౌతిక ధర్మాలు

న్యూట్రాన్ తారపై గురుత్వావరణం భూమి కంటే 2 రెట్లు బలమైనది.అటువంటి బలమైన గురుత్వావరణాలు గురుత్వకటకాలుగా పని చేస్తాయి.సాధారణంగా వాటి వెనక ఉండి మనకు కనబడని నక్షత్రాల కాంతి, గురుత్వకటకాల వల్ల వంచబడి మనకు కనబడుతుంది.
ఒక పెద్ద నక్షత్రం సూపర్నోవాగా పేలి న్యూట్రాన్ తారగా మారినప్పుడు కొంత పదార్థం శక్తిగా మారుతుంది (ద్రవ్య-శక్తినిత్యత్వనియమం ప్రకారం, ). 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 
:BE = \frac{0.60\,\beta}{1 - \frac{\beta}{2}}&nbsp;&nbsp;&nbsp;&nbsp;&nbsp;&nbsp;\beta \ = G\,M/R\,{c}^{2}

ప్రస్తుత విలువలు:

:G = 6.6742\times10^{-11}\, m^3kg^{-1}sec^{-2}

:c^2 = 8.98755\times10^{16}\, m^2sec^{-2}

:M_{solar} = 1.98844\times10^{30}\, kg

, నక్షత్ర ద్రవ్యరాశి M, సాధారణంగా సూర్యద్రవ్యరాశుల గుణకంగా చెప్పబడుతుంది.

:M_x = \frac{M}{M_\odot}

అప్పుడు న్యూట్రాన్ తార సాపేక్ష బంధన శక్తి నిష్పత్తి

:BE = \frac{885.975\,M_x}{R - 738.313\,M_x}

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.
న్యూట్రాన్ తార చాలా సాంద్రమైంది, ఒక దాని టీస్పూన్ పదార్థం (5మి.లీ)  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. 
అప్పుడే ఏర్పడ్డ న్యూట్రాన్ తార లోపల ఉష్ణోగ్రత 1011 నుండి 1012 కెల్విన్ ఉంటుంది.కానీ దాని నుండి పెద్ద సంఖ్యలో వెలువడే న్యూట్రినోలవల్ల అది శక్తిని కోల్పోయి కొన్ని సంవత్సరాలలోనే ఉష్ణోగ్రత 106కు 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.
న్యూట్రాన్ తార ఉపరితలం నుండి కేంద్రం వరకు పీడనం 0.3 to 16×1034 వరకు పెరుగుతుంది.
న్యూట్రాన్ తార స్థితి సమీకరణం ఇప్పటి వరకూ కనుగొనబడలేదు. కానీ అది ప్రత్యేక సాపేక్ష సిద్ధాంతం వల్ల వివరించబడే అవనత వాయు స్థితి సమీకరణం కలిగి ఉండే మరుగుజ్జు నక్షత్రాల కంటే చాలా భిన్నంగా ఉంటుందని భావిస్తున్నారు. ఏమైనా, న్యూట్రాన్ తారలతో సాధారణ సాపేక్ష సిద్ధాంత ప్రభావాలను నిర్లక్ష్యం చేయ్యటం సాధ్యం కాదు. ఇప్పటికే ఎన్నో స్థితి సమీకరణాలు (FPS, UU, APR, L, SLy మొదలైనవి) ప్రతిపాదించబడ్డాయి, ప్రస్తుత పరిశోధనలు న్యూట్రాన్ తారలలోని పదార్థాన్ని ఊహించడానికి ప్రయత్నిస్తున్నాయి. న్యూట్రాన్ తారలలోని ద్రవ్యరాశికి, సాంద్రతకి సంబంధం పూర్తిగా తెలియనందున దాని వ్యాసార్థాన్ని కచ్చితంగా నిశ్చయించడం సాధ్యం కావట్లేదు. ఉదాహరణకి 1.5 సౌర ద్రవ్యరాశులున్న న్యూట్రాన్ తార వ్యాసార్థం 10.7, 11.1, 12.1 or 15.1 ఉండవచ్చు (వరుసగా FPS, UU, APR or L స్థితి సమీకరణాల ఆధారంగా). అన్ని స్థితి సమీకరణాలు న్యూట్రాన్ పదార్థం పీడనంతో పాటు సంకోచిస్తుందనే చెప్తున్నాయి.

## అంతర్గత నిర్మాణం

ప్రస్తుత న్యూట్రాన్ తార నిర్మాణం గణిత నమూనాల ఆధారంగా వివరించబడింది, వీటిని న్యూట్రాన్ తార భ్రమణాలను గమనించడం ద్వారా కూడా వివరించవచ్చు. సాధారణ నక్షత్రాల లాగానే, న్యూట్రాన్ తారల అంతర్గత నిర్మాణం, వాటి భ్రమణాల పౌనఃపున్య వర్ణపటం ఆధారంగా వివరించవచ్చు.
ప్రస్తుత నమూనాల ఆధారంగా న్యూట్రాన్ తారల ఉపరితలం దృఢమైన పరమాణు కేంద్రకాల అల్లిక, వాటి మధ్య నుండి ప్రవహించే ఎలక్ట్రాన్లను కలిగి ఉంటుంది. ఉపరితలంపై ఉండే కేంద్రకాలు, అధిక బంధన శక్తి ఉండే ఇనుముకి చెందినవి కావచ్చు. లేదా బరువైన ఇనుము వంటి మూలకాలు ఉపరితలంపై నుండి మునిగిపోయి తేలికైన హైడ్రోజన్, హీలియం వంటి కేంద్రకాలు మాత్రమే ఉండవచ్చు. ఒకవేళ ఉపరితల ఉష్ణోగ్రత 106 కెల్విన్ కంటే ఎక్కువైతే (కొత్త పల్సార్లలో గమనించినట్టు), అప్పుడు ఉపరితలం, చల్లని న్యూట్రాన్ తారలలో (ఉష్ణోగ్రత 6) గమనించినట్టు ఘన రూపంలో కాక, ద్రవరూపంలో ఉంటుంది .
న్యూట్రాన్ తారలలో వాతావరణం కొన్ని మైక్రోమీటర్ల మందం ఉండవచ్చు, అది పూర్తిగా నక్షత్రం యొక్క అయస్కాంత క్షేత్రం చేత నియంత్రించబడుతుంది. నక్షత్ర వాతావరణం కింద ఘన స్థితిలోని నక్షత్ర పటలం ఉంటుంది. ఇది చాలా దృఢమైనది, చాలా నున్ననిది (ఉపరితల గరిష్ఠ్ మిట్టపల్లాలు ~5మి.మీ.). 
దీని లోపల పొరలలో, న్యూట్రాన్లు ఎక్కువగా ఉండే పరమాణు కేంద్రకాలు ఉంటాయి, అటువంటి కేంద్రకాలు భూమిపై తొందరగా రేడియోధార్మిక క్షయం చెందుతాయి, కానీ న్యూట్రాన్ తారలలోని అత్యధిక పీడనాల వల్ల అవి స్థిరంగానే ఉంటాయి.
దీని లోపల పొరలలో, న్యూట్రాన్లు వాటి కేంద్రకాల నుండి విడిపోయి స్వేచ్ఛా న్యూట్రాన్లుగా మారతాయి. ఇక్కడ పరమాణు కేంద్రకాలు, స్వేచ్ఛా న్యూట్రాన్లు, స్వేచ్ఛా ఎలక్ట్రాన్లు ఉంటాయి. పరమాణు కేంద్రకాలు క్రమేపీ చిన్నగా మారుతుంటాయి, నక్షత్రకేంద్రంలో అసలే ఉండవు.
నక్షత్ర కేంద్రంలోని అత్యంత సాంద్ర పదార్థ మిశ్రమం ఏమై ఉంటుందో ఇప్పటివరకు ఇదమిత్థంగా తెలియదు. ఒక నమూనా ప్రకారం కేంద్రంలో న్యూట్రాన్ అవనత పదార్థం (చాలా వరకు న్యూట్రాన్లు, కొన్ని ప్రోటాన్లు, ఎలక్ట్రాన్లు) కలిగిన విశిష్ట ద్రవం. ఇంకా అవనత విచిత్ర పదార్థం (పై క్వార్క్, కింది క్వార్క్ తో పాటు అసాధారణ క్వార్కులను కలిగి ఉంటుంది), న్యూట్రాన్లతో పాటు అధిక శక్తి కలిగిన పయాన్లు, కేయాన్లు కలిగిన అతి సాంద్ర క్వార్క్ అవనత పదార్థం వంటి అసాధారణ పదార్థాలతో కూడా ఏర్పడి ఉండవచ్చు.

## ఆవిష్కరణ చరిత్ర

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*&nbsp;=&nbsp;*mc*2) సమానంగా ఉంటుందని చెప్పవచ్చు.
 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.
ఆంటోనీ హ్యూయిష్, సామ్యూల్ ఒకోయే 1965లో క్రాబ్ నెబ్యులా నుండి అసాధారణ రేడియో తరంగాల జాడని గుర్తించాడు. క్రాబ్ నెబ్యులాలోని సూపర్నోవా 1054 వల్ల ఏర్పడ్డ న్యూట్రాన్ తార అని తర్వాత కనుగొన్నారు.
అయోసిఫ్ ష్క్లోవ్స్కీ 1967లో స్కార్పియస్ ఎక్స్-1 నుండి వస్తున్న సాధారణ కాంతి, ఎక్స్-కిరణాలను గమనించి న్యూట్రాన్ తార పదార్థాన్ని గ్రహిస్తున్నప్పుడు రేడియోధార్మికత వెలువడుతుందని కనుగొన్నాడు. 
ఆంటోనీ హ్యూయిష్, జోసిలీన్ బెల్ CP 1919 క్రమ వ్యవధులో వస్తున్న రేడియో తరంగాలను గమనించారు. ఈ పల్సార్ను ఒంటరిగా తిరుగుతున్న న్యూట్రాన్ తారగా గుర్తించారు. మనకు తెలిసిన న్యూట్రాన్ తారలు (రెండు వేల న్యూట్రాన్ తారలు 2010 లెక్కల ప్రకారం) చాలా వరకు పల్సార్లే. 
రికార్డొ జియాక్కోనీ, హెర్బర్ట్ గర్స్కీ, ఎడ్ కెల్లాగ్, ఆర్.లెవిన్సన్, ఇ.ష్రీయర్, ఎచ్.టెనెన్బామ్ 1971లో 4.8సె. ఆవృతం గల ఎక్స్-రే కిరణాలు సెన్టారస్ నుండి వస్తున్నట్లు గమనించారు. దీన్ని భ్రమిస్తున్న వేడి న్యూట్రాన్ తారగా భావిస్తున్నారు. న్యూట్రాన్ తార గురుత్వం వల్ల సహనక్షత్రం నుండి దాని ఉపరితలంపై పడే వాయు వర్షం వల్ల ఎక్స్-రే కిరణాలు ఉత్పన్నం అవుతాయి.
ఆంటోనీ హ్యూయిష్ 1974లో పల్సార్లను కనుగొనడంలో ఆయన పాత్రకు భౌతిక శాస్త్రంలో నోబెల్ బహుమతి లభించింది. 
జోసెఫ్ టేలర్, రస్సెల్ హల్స్ వాటి గురుత్వ కేంద్రం చుట్టూ పరిభ్రమిస్తున్న రెండు న్యూట్రాన్ తారలున్న జంట పల్సార్ PSR B1913+16ను 1974లో కనుగొన్నారు. ఐన్స్టీన్ సాధారణ సాపేక్ష సిద్ధాంతం ప్రకారం చిన్న కక్షలలో జంటలుగా తిరుగుతున్న పెద్ద తారలు వాటి నుండి వెలువడే గురుత్వ తరంగాల వల్ల వాటి కక్ష్య క్రమేపీ చిన్నదైపోతుంది. తర్వాత దీన్ని నిజంగా గమనించి, నిర్థారించినందుకు 1993లో టేలర్, హల్స్ లకు నోబెల్ బహుమతి లభించింది.
మార్తా బర్గే, సహోద్యోగులు 2003లో రెండూ పల్సార్లే ఉన్న జంట న్యూట్రాన్ తారలను PSR J0737-3039 కనిపెట్టారు. దీని ద్వారా సాధారణ సాపేక్ష సిద్ధాంతం యొక్క 5 విభిన్న విషయాలను నిర్థారించుకోవచ్చు.

వర్గం:ఖగోళ శాస్త్రం
వర్గం:భౌతిక శాస్త్రం
వర్గం:నక్షత్రాలు