"නියුට්‍රෝන තරු" හි සංශෝධන අතර වෙනස්කම්
Fixed typo ටැග: ජංගම සංස්කරණය ජංගම යෙදුම් සංස්කරණය |
|||
| (නොපෙන්වන එම පරිශීලකයා මගින් අතරමැදි සංස්කරණ 8ක්) | |||
| 1 පේළිය: | 1 පේළිය: | ||
[[File:PIA18848-PSRB1509-58-ChandraXRay-WiseIR-20141023.jpg|thumb|ඉතා වේගයෙන් භ්‍රමණය වන නියුට්‍රෝන තරුවක් වන '''[[PSR B1509-58|PSR B1509-58 පල්සාර් තරුවේ]]''' විකිරණ කදම්භ අවට තිබෙන වායු [[එක්ස් කිරණ|X-කිරණයෙන්]] (රන් පැහැ ප්‍රදේශ: [[චන්ද්‍රා දුරේක්ෂය|චන්ද්‍රා දුරේක්ෂයෙන්]] ලබාගෙන ඇත) දිලිසුවමින් ඉතිරි [[නෙබියුලා|නෙබියුලාව]] ම ආලෝකමත් කරන අයුරු; මෙහි පෙන්වා ඇත්තේ [[අධෝරක්ත කිරණ|අධෝරක්ත කිරණයෙන්]] ආලෝකමත් වන අයුරු ය (නිල සහ රතු පැහැ ප්‍රදේශ: [[WISE දුරේක්ෂය|WISE දුරේක්ෂයෙන්]] ලබාගෙන ඇත).|alt=]] |
|||
[[File:PIA18848-PSRB1509-58-ChandraXRay-WiseIR-20141023.jpg|thumb|right|Radiation from the [[pulsar]] [[PSR B1509-58]], a rapidly spinning neutron star, makes nearby gas glow in [[X-ray]]s (gold, from [[Chandra X-ray Observatory|Chandra]]) and illuminates the rest of the [[nebula]], here seen in [[infrared]] (blue and red, from [[Wide-field Infrared Survey Explorer|WISE]]).]] |
|||
නියුට්‍රෝන තරුවක් යනු අභිපාතය වීමට පෙර [[සූර්ය ස්කන්ධ]] 10 - 29 අතර වූ [[විශාල තාරකාව|විශාල තාරකාවක]] අභිපාතය වූ හරය යි. [[ක්වාර්ක් තරු]] සහ [[ස්ට්‍රේන්ජ් තරු]] හැරුණු විට ඇති කුඩාම හා ඝනත්වය වැඩිම තරු මේවා වේ.<ref>නොර්මන් කේ. ග්ලෙන්ඩෙනීන් (2012). ''Compact Stars: Nuclear Physics, Particle Physics and General Relativity'' (රූපිත මුද්‍රණය). ස්ප්රින්ගර් විද්‍යා සහ ව්‍යාපාර මාධ්‍ය. 1 පිට. ISBN 978-1-4284-0491-3.</ref> නියුට්‍රෝන තරුවක අරය කි.මී. 10ක් (සැතපුම් 6.2ක්) පමණ වන අතර [[සූර්ය ස්කන්ධ]] 1.4 - 2.16 බරකින් එය සමන්විත වේ.<ref>මයිකල් සීඩ්ස්; ඩනා බැක්මන් (2009). ''Astronomy: The Solar System and Beyond'' (6වන මුද්‍රණය). සෙන්ගේජ් ලර්නින්. 339 පිට. ISBN 978-0-495-56203-0.</ref> එය විශාල තරුවක [[සුපර්නෝවා|සුපර්නෝවා පිපුරුමකින්]], හා එහි ගුරුත්ව අභිපාතය නිසා ඇති වේ. මෙම ගුරුත්ව බිඳවැටීමෙන් මෙහි හරය [[සුදු වාමන තරු|සුදු වාමනයෙකුගේ]] ඝනත්වයටත් එහා යමින් [[පරමාණුක න්‍යෂ්ටිය|පරමාණුක න්‍යෂ්ටියක]] ඝනත්වයට සම්පීඩනය කරයි. |
|||
'''නියුට්‍රෝන තරු''' යනු විශාල තාරකාවල ජීවන ගමනේ එක් අවසන් අවස්ථාවකි. <ref name=skyovnis/> සූර්ය ස්කන්ධ 10-29 අතර ප්‍රමාණ වල තාරකාවල හරය නියුට්‍රෝන තාරකා බිහිකරමින් බිඳවැටේ. නියුට්‍රෝන තාරකාවක ස්කන්ධයෙන් 99% පමණ නියුට්‍රෝන වලින් සමන්විත වේ. |
|||
මෙය සෑදුනායින් පසු මෙය තවදුරටත් සක්‍රීය ලෙස තාපය පිට නොකරන අතර ටික කලකට පසු සීතල වී යයි. කෙසේවෙතත් මෙය තවදුරටත් [[ඝට්ටනය|ඝට්ටනයෙන්]] හෝ [[අධිවර්ධනය]] විය හැකි යි. මේවායේ අනුරූප බොහෝමයක මේවා සම්පූර්ණයෙන්ම පාහේ [[නියුට්‍රෝනය|නියුට්‍රෝනවලින්]] සෑදී ඇත ([[මුළු විද්‍යුත් ආරෝපනය|මුළු විද්‍යුත් ආරෝපනයක්]] නැති [[ප්‍රෝටෝනය|ප්‍රෝටෝනවලට]] වඩා ඉතා ස්වල්ප වශයෙන් තරමක් විශාල අනු පරමාණුක අංශු). සාමාන්‍ය පදාර්ථයේ ඇති ඉලෙක්ට්‍රෝන හා ප්‍රෝටෝන නියුට්‍රෝන තරුවක ඇති ස්වාභාවය නිසා එකතු වී නියුට්‍රෝන සාදයි. [[පෝලීගේ බහිෂ්කරණ න්‍යාය|පෝලීගේ බහිෂ්කරණ න්‍යායට]] අනුව නියුට්‍රෝන තරු [[නියුට්‍රෝන පිරිහීමේ පීඩනය]] නිසා තවදුරටත් අභිපාතය වීම නවතී; කෙසේද යත්: සුදු වාමනයන් [[ඉලෙක්ට්‍රෝන පිරිහීමේ පීඩනය]] නිසා අභිපාතය වීම නවතින සේ ම ය. කෙසේවෙතත් අවශේෂ තරුව [[සූර්ය ස්කන්ධ]] 3කට වඩා වැඩිනම් එය [[කළු කුහර|කළු කුහරයක්]] දක්වා ම අභිපාතය වෙයි. |
|||
| ⚫ | |||
{{reflist |
|||
| refs= |
|||
<ref name=skyovnis> |
|||
{{cite web |
|||
| url=http://www.skyovnis.com/neutron-star/ |
|||
| title=නියුට්‍රෝන තරු |
|||
| work=Sky Ovnis |
|||
| accessdate=2017-08-06 |
|||
}} |
|||
</ref> |
|||
}} |
|||
නිරීක්ෂණය කළ හැකි නියුට්‍රෝන තරු උෂ්ණත්වයෙන් අධික වන අතර සාමාන්‍යයෙන් මතුපිට උෂ්ණත්වය 600,000 K පමණ වේ.<ref>බුලන්ට් කිසිල්ටන් (2011). ''Reassessing the Fundamentals: On the Evolution, Ages and Masses of Neutron Stars.'' යුනිවර්සල් ප්‍රකාශකයෝ. ISBN 978-1-61233-765-4.</ref><ref>නියුට්‍රෝන තරු ස්කන්ධ ගණනය</ref><ref>"NASA තාරකා භෞතික විද්යාඥයෙකුගෙන් අසන්න: නියුට්‍රෝන තරුවක උපරිම ස්කන්ධය"</ref><ref>පවල් හෙනසන්; ඇලෙක්සෙන්ඩර් වයි. පොටෙකින්; දිමිත්‍රි ජී. යකොලෙව් (2007). ''Neutron Stars''. ස්ප්රින්ගර්. ISBN 978-0-387-33543-8.</ref> මෙම තරු ඉතා ඝන වන අතර ඒ කෙතරම් ද යත්: නියුට්‍රෝන තරුවකින් සාමාන්‍ය ගිනිපෙට්ටියක තරම් කොටසක් ටොන් බිලියන 3ක්, එනම් පෘතුවියෙන් ඝන කිලෝමීටර 0.5ක (එක් දාරයක් මීටර 800ක් පමණ වූ ඝනකයක්)<ref>https://heasarc.gsfc.nasa.gov/docs/xte/learning_center/ASM/ns.html</ref><ref>https://www.universetoday.com/26771/density-of-the-earth/</ref> බරට සමාන වේ. මේවායේ [[චුම්බක ක්ෂේත්‍රය|චුම්භක ක්ෂේත්‍රය]] පෘතුවියේ මෙන් 10<sup>8</sup> ත් 10<sup>5</sup> ත් (මිලියන 100 සිට ක්වොඩ්‍රිලියනයක්) අතර ගුණයක් වැඩි වේ. නියුට්‍රෝන තරුවක මතුපිට ගුරුත්ව ක්ෂේත්‍රය පෘතුවියේ මෙන් 2 x 10<sup>11</sup> (බිලියන 200ක්) පමණ වේ. |
|||
තරුවේ හරය අභිපාතය වීම සමඟ ම [[කෝණික ගම්‍යතාවයේ සංස්ථිතිය]] නිසා එහි භ්‍රමණ වේගය වැඩි වේ. එම නිසා අලුතින් සෑදුනු නියුට්‍රෝන තරු තත්පරයකට සිය ගණනක වාරයක් භ්‍රමණය වේ. සමහර නියුට්‍රෝන තරු විද්‍යුත්-චුම්භක විකිරණ කදම්භයන් නිකුත් කරන අතර ඒවායෙන් සමහරක් [[පල්සාර් තරු]] ලෙස හඳුනාගත හැකි වේ. [[ජොසිලින් බෙල් බර්නල්]] 1967දී පල්සාර් කදම්භ සොයා ගැනීමත් සමඟ නියුට්‍රෝන තරු පිලිබඳ පළමු නිරීක්ෂක මතය ඉදිරිපත් විය. පල්සාර් කදම්භ ප්‍රධාන වශයෙන් තරුවේ චුම්භක ධ්‍රැව දෙකෙන් නිකුත් වේ. මෙහි ධ්‍රැව එහි භ්‍රමණ අක්ෂය හා සමපාත නොවන්නේ නම්, විකිරණ කදම්භය අහසේ පැතිරෙන අතර, එම කදම්භය යන මාර්ගයේ සිටින නිරීක්ෂණය කරන්නෙකුට පෙනෙනුයේ එය එක් නිශ්චිත ලක්ෂ්‍යයක සිට පැමිනෙන්නාක් ලෙස ය ("ප්‍රදීපාගාර ආචරණය" ලෙස ද හැඳින්වේ). දැනට සොයාගෙන ඇති භ්‍රමණ වේගය වැඩිම තරුව [[PSR J1748-2446ad]] වන අතර, එය තත්පරයකට 716 වතාවක්<ref>ජේසන් හෙසල්ස්; ස්කොට් එම. රැන්සම්; ඉන්ග්‍රිඩ් එච්. ස්ටේයාර්ස්; පව්ලෝ සී. සී. ෆ්රෙයිරි (2006). "A Radio Pulsar Spinning at 716 Hz". ''Science.'' '''311''' (5769): 1901-1904</ref>, හෙවත් මිනිත්තුවකට 43,000 වතාවක් භ්‍රමණය වන අතර එය [[ආලෝකයේ වේගය|ආලෝකයේ වේගයෙන්]] 0.24ක් වූ [[රේඛීය වේගය|රේඛීය වේගයකින්]] සමන්විත යි. |
|||
සුපර්නෝවා පිපුරුම්වලට ලක් වූ තරු ගණන නිමානයෙන් [[ක්ෂීර පථය|ක්‍ෂීරපථයේ]] නියුට්‍රෝන තරු මිලියන 100ක් පමණ ඇතැයි ගණන් බලා ඇත. කෙසේ වෙතත් ඒවායෙන් බොහොමයක් පරණ හා සීතල තරු වන අතර නියුට්‍රෝන තරුවක් නිරීක්ෂණය කල හැක්කේ අවස්ථා සීමිත ප්‍රමාණයක දී, එනම්: ඒවා පල්සාර් තරුවක් හෝ ද්වීමය මණ්ඩලයක තිබුනොත් වැනි අවස්ථාවල දී පමණි. හෙමින් භ්‍රමණය වන තරු හා අධිවර්ධනය නොවන තරු බොහෝ විට නිරීක්ෂණය කල නොහැකි යි. එසේ වුව ද, [[හබල් දුරේක්ෂය]] [[RX J185635-3754]] සොයාගැනීමෙන් පසු ව, ඒ ආසන්නයේ තිබූ උෂ්ණ විකිරණ පමණක් පිට කරන නියුට්‍රෝන තරු කිහිපයක් ද හඳුනාගෙන ඇත. [[මෘදු ගැමා පනරාවර්තකයන්]] ඉතා ප්‍රබල චුම්භක ක්ෂේත්‍ර තිබෙන නියුට්‍රෝන තරු, හෙවත් [[මැග්නටාර්]] ලෙස අනුමාන කෙරේ. |
|||
ද්වීමය මණ්ඩලවල ඇති නියුට්‍රෝන තරු X-කිරණවලින් මණ්ඩලය දීප්තිමත් කරමින් අධිවර්ධනය විය හැකි අතර නියුට්‍රෝන තරුවකට වැටෙන පදාර්ථය හඳුනාගත් [[X-කිරණ පල්සාර්]] මණ්ඩලයන්ගේ ඇතුලට හෝ එලියට භ්‍රමණය වන උණු ලක්ෂ්‍යයන් සෑදිය හැකි ය. ඊට අමතරව එවන් අධිවර්ධනයන් නිසා පරණ පල්සාර් තරු ප්‍රතිචක්‍රීකරණය වී ඒවාට තවදුරටත් ස්කන්ධය ලබාගැනීමට ද භ්‍රමණ වේගය වැඩි කරගැනීමට ද හැකි ව, [[මිලිතත්පර පල්සාර් තරු]] සෑදීමට හැකි වේ. මෙම ද්විමය මණ්ඩල තවදුරටත් පරිනාමය ව, අනෙක් වස්තුව [[සුසංහිත වස්තූන්]] හෙවත් සුදු වාමනයන් හෝ නියුට්‍රෝන තරු බවට පත් විය හැකි ය. එසේ වුව ද අනෙක් වස්තුව [[ගෙවී යාමෙන්]] හෝ ඒකාබද්ධ වීමෙන් සම්පූර්ණයෙන් විනාශ වී යාමට ද පුළුවනි. නියුට්‍රෝන තරු ඒකාබද්ධය [[කෙටි ගැමා කිරණ පිපුරුම|කෙටි ගැමා කිරණ පිපුරුමකට]] මූලාශ්‍රය විය හැකි අතර [[ගුරුත්ව තරංගවල]] බලවත් මූලාශ්‍ර විය හැකි ය. 2017දී එවැනි ගුරුත්ව තරංග හඳුනාගැනීමක් ([[GW 170817|GW170817]]) කෙලින් ම සිදු වූ අතර, ගුරුත්ව තරංග නියුට්‍රෝන තරු දෙකක් එකිනෙක වටා පරිභ්‍රමණය වන්නා වූ ද්විමය මණ්ඩලයකින් වක්‍ර ව හඳුනාගෙන ඇත. |
|||
2018 ඔක්තෝබර් මාසයේ දී ගගනගාමීන් [[GRB 150101B]] නම් 2015දී සිදු වූ [[ගැමා කිරණ පිපුරුමක්]] එම [[GW170817]]ට හා නියුට්‍රෝන තරු දෙකේ [[එකාබද්ධය|එකාබද්ධයට]] ඍජුව ම සම්බන්ද විය හැකි බව ප්‍රකාශ කර ඇත. මෙම සිද්ධීන් දෙකේ තිබෙන [[ගැමා කිරණ]], [[දෘශ්‍යමාන]] හා X-කිරණ විකිරනයන්ගේ සමානතා, හා ආශ්‍රිත ධාරක [[මන්දාකිණි|මන්දාකිණිවල]] ස්වාභාවයන් ද, මෙම වෙනස් සිද්ධීන් දෙක ම නියුට්‍රෝන තරු එකාබද්ධයකින් හටගත් ඒවා හා එම දෙකම පෙර සිතාගෙන සිටියාට වැඩියෙන් අවිරල විය හැකි "[[කිලෝනෝවා]]" දෙකක් විය හැකි බව එම පර්යේෂකයන්ගේ මතය යි. |
|||
| ⚫ | |||
{{Neutron star}} |
{{Neutron star}} |
||
{{Star}} |
{{Star}} |
||
13:43, 27 නොවැම්බර් 2018 වන විට නවතම සංශෝධනය
නියුට්‍රෝන තරුවක් යනු අභිපාතය වීමට පෙර සූර්ය ස්කන්ධ 10 - 29 අතර වූ විශාල තාරකාවක අභිපාතය වූ හරය යි. ක්වාර්ක් තරු සහ ස්ට්‍රේන්ජ් තරු හැරුණු විට ඇති කුඩාම හා ඝනත්වය වැඩිම තරු මේවා වේ.[1] නියුට්‍රෝන තරුවක අරය කි.මී. 10ක් (සැතපුම් 6.2ක්) පමණ වන අතර සූර්ය ස්කන්ධ 1.4 - 2.16 බරකින් එය සමන්විත වේ.[2] එය විශාල තරුවක සුපර්නෝවා පිපුරුමකින්, හා එහි ගුරුත්ව අභිපාතය නිසා ඇති වේ. මෙම ගුරුත්ව බිඳවැටීමෙන් මෙහි හරය සුදු වාමනයෙකුගේ ඝනත්වයටත් එහා යමින් පරමාණුක න්‍යෂ්ටියක ඝනත්වයට සම්පීඩනය කරයි.
මෙය සෑදුනායින් පසු මෙය තවදුරටත් සක්‍රීය ලෙස තාපය පිට නොකරන අතර ටික කලකට පසු සීතල වී යයි. කෙසේවෙතත් මෙය තවදුරටත් ඝට්ටනයෙන් හෝ අධිවර්ධනය විය හැකි යි. මේවායේ අනුරූප බොහෝමයක මේවා සම්පූර්ණයෙන්ම පාහේ නියුට්‍රෝනවලින් සෑදී ඇත (මුළු විද්‍යුත් ආරෝපනයක් නැති ප්‍රෝටෝනවලට වඩා ඉතා ස්වල්ප වශයෙන් තරමක් විශාල අනු පරමාණුක අංශු). සාමාන්‍ය පදාර්ථයේ ඇති ඉලෙක්ට්‍රෝන හා ප්‍රෝටෝන නියුට්‍රෝන තරුවක ඇති ස්වාභාවය නිසා එකතු වී නියුට්‍රෝන සාදයි. පෝලීගේ බහිෂ්කරණ න්‍යායට අනුව නියුට්‍රෝන තරු නියුට්‍රෝන පිරිහීමේ පීඩනය නිසා තවදුරටත් අභිපාතය වීම නවතී; කෙසේද යත්: සුදු වාමනයන් ඉලෙක්ට්‍රෝන පිරිහීමේ පීඩනය නිසා අභිපාතය වීම නවතින සේ ම ය. කෙසේවෙතත් අවශේෂ තරුව සූර්ය ස්කන්ධ 3කට වඩා වැඩිනම් එය කළු කුහරයක් දක්වා ම අභිපාතය වෙයි.
නිරීක්ෂණය කළ හැකි නියුට්‍රෝන තරු උෂ්ණත්වයෙන් අධික වන අතර සාමාන්‍යයෙන් මතුපිට උෂ්ණත්වය 600,000 K පමණ වේ.[3][4][5][6] මෙම තරු ඉතා ඝන වන අතර ඒ කෙතරම් ද යත්: නියුට්‍රෝන තරුවකින් සාමාන්‍ය ගිනිපෙට්ටියක තරම් කොටසක් ටොන් බිලියන 3ක්, එනම් පෘතුවියෙන් ඝන කිලෝමීටර 0.5ක (එක් දාරයක් මීටර 800ක් පමණ වූ ඝනකයක්)[7][8] බරට සමාන වේ. මේවායේ චුම්භක ක්ෂේත්‍රය පෘතුවියේ මෙන් 108 ත් 105 ත් (මිලියන 100 සිට ක්වොඩ්‍රිලියනයක්) අතර ගුණයක් වැඩි වේ. නියුට්‍රෝන තරුවක මතුපිට ගුරුත්ව ක්ෂේත්‍රය පෘතුවියේ මෙන් 2 x 1011 (බිලියන 200ක්) පමණ වේ.
තරුවේ හරය අභිපාතය වීම සමඟ ම කෝණික ගම්‍යතාවයේ සංස්ථිතිය නිසා එහි භ්‍රමණ වේගය වැඩි වේ. එම නිසා අලුතින් සෑදුනු නියුට්‍රෝන තරු තත්පරයකට සිය ගණනක වාරයක් භ්‍රමණය වේ. සමහර නියුට්‍රෝන තරු විද්‍යුත්-චුම්භක විකිරණ කදම්භයන් නිකුත් කරන අතර ඒවායෙන් සමහරක් පල්සාර් තරු ලෙස හඳුනාගත හැකි වේ. ජොසිලින් බෙල් බර්නල් 1967දී පල්සාර් කදම්භ සොයා ගැනීමත් සමඟ නියුට්‍රෝන තරු පිලිබඳ පළමු නිරීක්ෂක මතය ඉදිරිපත් විය. පල්සාර් කදම්භ ප්‍රධාන වශයෙන් තරුවේ චුම්භක ධ්‍රැව දෙකෙන් නිකුත් වේ. මෙහි ධ්‍රැව එහි භ්‍රමණ අක්ෂය හා සමපාත නොවන්නේ නම්, විකිරණ කදම්භය අහසේ පැතිරෙන අතර, එම කදම්භය යන මාර්ගයේ සිටින නිරීක්ෂණය කරන්නෙකුට පෙනෙනුයේ එය එක් නිශ්චිත ලක්ෂ්‍යයක සිට පැමිනෙන්නාක් ලෙස ය ("ප්‍රදීපාගාර ආචරණය" ලෙස ද හැඳින්වේ). දැනට සොයාගෙන ඇති භ්‍රමණ වේගය වැඩිම තරුව PSR J1748-2446ad වන අතර, එය තත්පරයකට 716 වතාවක්[9], හෙවත් මිනිත්තුවකට 43,000 වතාවක් භ්‍රමණය වන අතර එය ආලෝකයේ වේගයෙන් 0.24ක් වූ රේඛීය වේගයකින් සමන්විත යි.
සුපර්නෝවා පිපුරුම්වලට ලක් වූ තරු ගණන නිමානයෙන් ක්‍ෂීරපථයේ නියුට්‍රෝන තරු මිලියන 100ක් පමණ ඇතැයි ගණන් බලා ඇත. කෙසේ වෙතත් ඒවායෙන් බොහොමයක් පරණ හා සීතල තරු වන අතර නියුට්‍රෝන තරුවක් නිරීක්ෂණය කල හැක්කේ අවස්ථා සීමිත ප්‍රමාණයක දී, එනම්: ඒවා පල්සාර් තරුවක් හෝ ද්වීමය මණ්ඩලයක තිබුනොත් වැනි අවස්ථාවල දී පමණි. හෙමින් භ්‍රමණය වන තරු හා අධිවර්ධනය නොවන තරු බොහෝ විට නිරීක්ෂණය කල නොහැකි යි. එසේ වුව ද, හබල් දුරේක්ෂය RX J185635-3754 සොයාගැනීමෙන් පසු ව, ඒ ආසන්නයේ තිබූ උෂ්ණ විකිරණ පමණක් පිට කරන නියුට්‍රෝන තරු කිහිපයක් ද හඳුනාගෙන ඇත. මෘදු ගැමා පනරාවර්තකයන් ඉතා ප්‍රබල චුම්භක ක්ෂේත්‍ර තිබෙන නියුට්‍රෝන තරු, හෙවත් මැග්නටාර් ලෙස අනුමාන කෙරේ.
ද්වීමය මණ්ඩලවල ඇති නියුට්‍රෝන තරු X-කිරණවලින් මණ්ඩලය දීප්තිමත් කරමින් අධිවර්ධනය විය හැකි අතර නියුට්‍රෝන තරුවකට වැටෙන පදාර්ථය හඳුනාගත් X-කිරණ පල්සාර් මණ්ඩලයන්ගේ ඇතුලට හෝ එලියට භ්‍රමණය වන උණු ලක්ෂ්‍යයන් සෑදිය හැකි ය. ඊට අමතරව එවන් අධිවර්ධනයන් නිසා පරණ පල්සාර් තරු ප්‍රතිචක්‍රීකරණය වී ඒවාට තවදුරටත් ස්කන්ධය ලබාගැනීමට ද භ්‍රමණ වේගය වැඩි කරගැනීමට ද හැකි ව, මිලිතත්පර පල්සාර් තරු සෑදීමට හැකි වේ. මෙම ද්විමය මණ්ඩල තවදුරටත් පරිනාමය ව, අනෙක් වස්තුව සුසංහිත වස්තූන් හෙවත් සුදු වාමනයන් හෝ නියුට්‍රෝන තරු බවට පත් විය හැකි ය. එසේ වුව ද අනෙක් වස්තුව ගෙවී යාමෙන් හෝ ඒකාබද්ධ වීමෙන් සම්පූර්ණයෙන් විනාශ වී යාමට ද පුළුවනි. නියුට්‍රෝන තරු ඒකාබද්ධය කෙටි ගැමා කිරණ පිපුරුමකට මූලාශ්‍රය විය හැකි අතර ගුරුත්ව තරංගවල බලවත් මූලාශ්‍ර විය හැකි ය. 2017දී එවැනි ගුරුත්ව තරංග හඳුනාගැනීමක් (GW170817) කෙලින් ම සිදු වූ අතර, ගුරුත්ව තරංග නියුට්‍රෝන තරු දෙකක් එකිනෙක වටා පරිභ්‍රමණය වන්නා වූ ද්විමය මණ්ඩලයකින් වක්‍ර ව හඳුනාගෙන ඇත.
2018 ඔක්තෝබර් මාසයේ දී ගගනගාමීන් GRB 150101B නම් 2015දී සිදු වූ ගැමා කිරණ පිපුරුමක් එම GW170817ට හා නියුට්‍රෝන තරු දෙකේ එකාබද්ධයට ඍජුව ම සම්බන්ද විය හැකි බව ප්‍රකාශ කර ඇත. මෙම සිද්ධීන් දෙකේ තිබෙන ගැමා කිරණ, දෘශ්‍යමාන හා X-කිරණ විකිරනයන්ගේ සමානතා, හා ආශ්‍රිත ධාරක මන්දාකිණිවල ස්වාභාවයන් ද, මෙම වෙනස් සිද්ධීන් දෙක ම නියුට්‍රෝන තරු එකාබද්ධයකින් හටගත් ඒවා හා එම දෙකම පෙර සිතාගෙන සිටියාට වැඩියෙන් අවිරල විය හැකි "කිලෝනෝවා" දෙකක් විය හැකි බව එම පර්යේෂකයන්ගේ මතය යි.
මූලාශ්‍ර
[සංස්කරණය]| Evolution |
|
|---|---|
| Protostars | |
| Luminosity class | |
| Spectral classification | |
| Remnants | |
| Theoretical stars | |
| Nucleosynthesis | |
| Structure | |
| Properties | |
| Star systems | |
| Earth-centric observation of | |
| Lists | |
| Related articles | |
| Classes |   | |
|---|---|---|
| Physics of | ||
| Related | ||
| Progenitors | ||
| Remnants | ||
| Discovery | ||
| Lists | ||
| Notable | ||
| Research |
| |
 | භෞතික විද්‍යාව පිළිබඳ මෙම ලිපිය තවමත් අංකුර ලිපියකි. විකිපීඩියාවට උදවුවක් ලෙසින් ඔබ හට එය විහිදුවාලිය හැක. |
- ^ නොර්මන් කේ. ග්ලෙන්ඩෙනීන් (2012). Compact Stars: Nuclear Physics, Particle Physics and General Relativity (රූපිත මුද්‍රණය). ස්ප්රින්ගර් විද්‍යා සහ ව්‍යාපාර මාධ්‍ය. 1 පිට. ISBN 978-1-4284-0491-3.
- ^ මයිකල් සීඩ්ස්; ඩනා බැක්මන් (2009). Astronomy: The Solar System and Beyond (6වන මුද්‍රණය). සෙන්ගේජ් ලර්නින්. 339 පිට. ISBN 978-0-495-56203-0.
- ^ බුලන්ට් කිසිල්ටන් (2011). Reassessing the Fundamentals: On the Evolution, Ages and Masses of Neutron Stars. යුනිවර්සල් ප්‍රකාශකයෝ. ISBN 978-1-61233-765-4.
- ^ නියුට්‍රෝන තරු ස්කන්ධ ගණනය
- ^ "NASA තාරකා භෞතික විද්යාඥයෙකුගෙන් අසන්න: නියුට්‍රෝන තරුවක උපරිම ස්කන්ධය"
- ^ පවල් හෙනසන්; ඇලෙක්සෙන්ඩර් වයි. පොටෙකින්; දිමිත්‍රි ජී. යකොලෙව් (2007). Neutron Stars. ස්ප්රින්ගර්. ISBN 978-0-387-33543-8.
- ^ https://heasarc.gsfc.nasa.gov/docs/xte/learning_center/ASM/ns.html
- ^ https://www.universetoday.com/26771/density-of-the-earth/
- ^ ජේසන් හෙසල්ස්; ස්කොට් එම. රැන්සම්; ඉන්ග්‍රිඩ් එච්. ස්ටේයාර්ස්; පව්ලෝ සී. සී. ෆ්රෙයිරි (2006). "A Radio Pulsar Spinning at 716 Hz". Science. 311 (5769): 1901-1904