Stele de neutroni
Frontiera ChandrasekharCădereaFotodisociereaElemente superioarerotațiedegenerareconstructieSe poate apropia? Stele Quark!
De la o anumită masă în sus, o stea nu mai poate muri din „moartea tăcută” relativ pe care soarele nostru o va depăși într-o zi și va muta în cele din urmă într-un pitic alb după etapa gigantului roșu. Încă din 1931 astronomul S. Chandrasekhar a calculat, că o stea peste o limită de 1,4 mase solare nu mai poate exista ca o pitică albă de dimensiunea Pământului. Mai degrabă, restul stelei, zona sa centrală, este strânsă împreună de gravitația neinhibată pentru a forma o minge cu un diametru de numai 20 [km]. Această structură este o stea de neutroni. Dacă masa rămasă este de peste 2 mase solare, prăbușirea continuă inevitabil până la gaura neagră.
O stea masivă își pierde constant masa datorită radiației emise și a vântului puternic solar. Dacă centrul său are încă o masă peste limita Chandrasekhar după toate reacțiile de fuziune și, astfel, durata sa de viață activă a expirat, sfârșitul său va fi extrem de dramatic. Miezul este format doar din fier și nichel, care nu se mai pot contopi. Fuziuni suplimentare vor avea loc în diferite cochilii centrate în jurul miezului ca o ceapă, dar energia încă eliberată aici nu este suficientă pentru a rezista gravitației. La urma urmei, acum există o sferă de fier/nichel mai mare decât dimensiunea Pământului în centrul stelei. Aici însă, presiunea de gaz și radiație generată până acum de fuziunile nucleare, care au compensat efectul gravitațional interior, lipsesc acum complet. Gravitația este acum puternică și comprimă miezul. Chiar și apariția inițială a presiunii degenerative de la electroni nu o mai poate rezista, prăbușirea stelei continuă de neoprit.
Deasupra zonei miezului, așa cum am menționat deja, fuziunile sunt continuate în diferite cochilii, în timp ce miezul continuă să se comprime sub presiunea gravitației, prin care poate ajunge la o temperatură de 5 până la 10 miliarde [K]. La un moment dat, începe un proces cunoscut sub numele de fotodisociere se numește. Ne putem imagina că arderea cochiliei creează fotoni cu energie ridicată care pătrund în miez și devin destul de activi aici ca cuantă gamma. Contracția progresivă a stelei crește, de asemenea, presiunea în cochiliile individuale și, astfel, crește temperatura. Prin urmare, fuziunile nucleare rulează din ce în ce mai repede, iar fotonii eliberați capătă un conținut de energie în creștere constantă. Acum puteți să spargeți majoritatea nucleelor de fier din centru (aici se înțeleg doar nucleele atomice „goale”, ele sunt complet ionizate și nu mai au electroni). Particulele alfa rămân în această reacție, adică nucleele de heliu formate din 2 protoni și 2 neutroni.
Neutron Star RXJ 185635-3754 În Corona Australis (Coroana de Sud) o sursă de raze X a fost descoperită încă din 1992 la o distanță de doar 400 de ani lumină. HST (Telescopul Hubble) a localizat acum această stea în lumină vizibilă. Obiectul are o temperatură de suprafață de peste
650.000 [K] și un diametru de doar aproximativ 28 [km], deci nu poate fi decât o stea de neutroni. Niciun alt obiect cu astfel de proprietăți nu ar putea exista. Stelei de neutroni a primit denumirea RXJ 185635-3754.
Amabilitatea STScI, Fred Walter (Universitatea de Stat din New York și Stony Brook) și NASA
Energia de legare trebuie folosită pentru a distruge nucleele atomice de fier, ceea ce înseamnă că presiunea scade și căderea începe în cele din urmă. Miezul stelei este complet dezechilibrat și se prăbușește în câteva milisecunde. Densitatea crește atât de mult încât electronii (e -) care sunt încă nelegați sunt presați atât de aproape de protoni (p) încât se fuzionează cu ei pentru a forma neutroni (N). În timpul acestui proces (așa-numita decadere β inversă), se creează mase de neutrini (n), care aproape niciodată nu interacționează cu alte particule nucleare:
Acestea din urmă reprezintă majoritatea energiei gravitaționale eliberate acum și rulează nestingherite din miez la aproape viteza luminii (vezi și Supernova). Când densitatea atinge aproximativ 4 · 10 11 [gcm -3], neutronii ies din nuclee și formează un fel de fază mixtă cu nucleele atomice rămase. Când densitatea materiei nucleare atinge 2,8 x 10 14 [gcm -3], practic există doar neutroni. Înainte, la o densitate de 10 12 [gcm -3], presiunea degenerativă a neutronilor care începe acum preia regimul.
Dacă se atinge acest punct, compresibilitatea rămășiței devine brusc (= Restul) salvat, neutronii nu mai pot fi condensați. Abia acum învelișul exterior al stelei „observă” reducerea dimensiunii miezului și se aruncă spre interior cu mare viteză. Este oprit brutal când lovește nucleul, care din cauza inerției a fost stors mult mai departe decât permite de fapt etapa sa finală. Ca urmare, se leagănă înapoi, materia stelară care cade fiind brusc deviată și accelerată spre exterior. Coaja stelei este ejectată la viteză supersonică.
Aceasta declanșează o undă de șoc, care acum trece prin întreaga stea rămasă în direcția opusă. Acest lucru mărește temperatura cojii într-o asemenea măsură (posibil datorită reacțiilor rare, dar care apar de neutrini cu alte particule nucleare) încât se declanșează fuziuni nucleare suplimentare. În acest scurt timp rămas pentru stea, elementele superioare până la uraniu sunt generate în diferite cochilii, în principal prin captarea neutronilor. Distribuția corespunde în mare măsură distribuției cantitative a elementelor așa cum le găsim în întregul cosmos.
Vedetă de neutroni în Puppis
În constelația sudică Puppis (Schiff Argo) Observatorul Rosat a descoperit una dintre cele mai puternice surse de raze X de pe cer. Este o explozie de supernova, rămășițele șocate și fierbinți ale fostei cochilii de stele strălucesc intens în lumina razelor X. Puteți vedea în continuare un mic punct luminos: aceasta este tânăra stea de neutroni, care scapă lateral la peste 1000 [km/s] din centrul exploziei asimetrice.
Amabilitatea lui S. Snowden, R. Petre (LHEA/GSFC), C. Becker (MIT) și colab., Proiectul ROSAT, NASA
Unda de șoc declanșată de prăbușire apoi sparge (după câteva ore) învelișul exterior cu 10.000 [km/s] sau mai mult, prin care elementele grele sunt, de asemenea, aruncate ca gaz fierbinte în spațiu - se creează o supernovă. Această ejectare este folosită ulterior ca material interstelar pentru construcția noilor generații de stele, formarea planetelor și chiar crearea vieții. Toți suntem fabricați din acest material - nimic altceva decât cenușă stelară!
În timpul contracției, nucleul rezidual păstrează cuplul stelei originale, ceea ce mărește rotația sa enorm. Datorită acestei conservări a impulsului unghiular, o stea de neutroni se poate roti până la peste o mie de ori pe secundă. Dacă are încă un câmp magnetic, devine pulsar.
La un diametru de aproximativ 20 [km], prăbușirea se oprește. Acest corp rezultat, care are încă mai mult decât masa soarelui nostru, are acum o densitate cu un pătrilion (10 15) mai mare decât apa; un centimetru cub de materie de pe suprafața sa „cântărește” fleacul unui miliard de tone. În consecință, o persoană de pe această suprafață
70.000.000.000.000 de tone a cantari!
Condiții exotice Condițiile cu adevărat exotice prevalează pe o stea de neutroni. Gravitația este de 10 de 12 ori mai mare decât pe pământ, o persoană ar avea o greutate de neimaginat aici. Datorită curburii puternice a luminii, jumătate de stea ar putea fi trecută cu vederea, iar un observator îndepărtat poate chiar să vadă dincolo de orizont. Bietul nostru vizitator ar trebui să atingă aproape jumătate din viteza luminii pentru a scăpa din nou de stea. Totuși, dacă ar vrea să practice „alpinismul”, ar trebui să folosească mai multă energie pentru a cuceri vârful înalt de 1 mm decât ar fi trebuit să părăsească câmpul gravitațional al Pământului. Câmpul magnetic, care este de peste 10 miliarde de ori mai puternic decât cel al pământului, și rotația stelei de până la 1000 de ori pe secundă nu ar fi nici foarte benefice pentru vizitator. câteva sute de mii [K] nu ar fi trebuit să-i facă nimic până atunci.
De ce nu se prăbușește nucleul, ne vom întreba acum? Limita superioară de masă pentru o stea de neutroni este cuprinsă între 1,8 și 2 mase solare. Dacă depășește această limită, devine inevitabil o gaură neagră. Dacă rămâne sub ea, se poate opune gravitației care acționează cu o presiune care provine de la neutroni. Acestea sunt degenerate în astfel de condiții extreme, adică se deplasează cu viteze relativiste. Energiile lor cinetice (energiile cinetice) sunt atât de mari încât pot fi comparate cu masa de repaus (E = mc 2) a particulelor.
În aceste condiții relativiste, energia cinetică nu mai aduce o contribuție neglijabilă la masă.
Neutronii sunt în mod normal stabili numai atunci când sunt legați de protoni, ca în nucleele atomice normale. În caz contrar, acestea se descompun (datorită decăderii β) cu un timp de înjumătățire de aproximativ 880 secunde într-un proton, un electron și un antineutrino (omologul neutrino). Dar în densitatea extraordinară dintr-o stea de neutroni, electronii sunt deja împachetați atât de aproape de protonii originali încât, din cauza principiului de excludere al lui Paul, nu mai este loc pentru electroni.
Aceasta înseamnă că nu mai există stări cuantice neocupate pe care electronii le-ar putea ocupa. Prin urmare, în astfel de condiții extreme (aproape) pot exista doar neutroni. Gazul neutronic este degenerat.
Structura unei stele de neutroni va arăta cam așa:
La exterior va avea probabil o crustă fermă și subțire din miezuri de fier. Veți căuta în zadar înălțimi la suprafața sa; gravitatea enormă permite „munți” de cel mult 1 mm.
Structura unei stele de neutroni Așa cum este indicat în această schiță, se imaginează structura unei stele de neutroni. Cu cât pătrunzi mai adânc, cu atât devin mai exotice componentele, cum ar fi (izotopii) de cobalt, nichel, germaniu și chiar nuclei de cripton. Acestea se vor descompune în mod normal (odată cu eliberarea de electroni și antineutrini, dar acest lucru nu este posibil aici datorită interdicției Pauli). Mai mult în interior, densitatea crește din ce în ce mai mult până când ajunge la domeniul densității particulelor de miez (10 14 [g cm 3]). Probabil au rămas aici doar neutroni puri, în afară de câțiva protoni și electroni. Neutronii de aici au proprietățile unui superfluid, un lichid fără frecare internă. Dacă ar fi să-l „agitați”, vortexul generat ar continua să circule infinit. Câțiva protoni și electroni provoacă, de asemenea, supraconductivitate, adică nu există rezistență electrică. Un curent indus odată ar curge pentru totdeauna.
Câmpul magnetic al unei astfel de stele prăbușite atinge o forță inimaginabilă (vezi și magnetari). Împreună cu viteza sa de rotație ridicată, acționează ca un dinam uriaș și, în anumite circumstanțe, poate apărea ca un pulsar.
Capătul suplimentar al stelei de neutroni este mai puțin dramatic.
Este sigur că își va încetini rotația în timp (miliarde de ani!). În plus, se va răci treptat complet până când doar un corp negru, incredibil de compact pluteste în spațiu, similar cu sfârșitul piticilor albi. Pot exista miliarde după miliarde de astfel de bulgări de cenușă răcite în cosmos, dar faza de răcire extrem de lungă sugerează că toate stelele de neutroni care s-au format până acum sunt încă vizibile. În plus, este de asemenea posibil ca steaua să capteze din nou materia interstelară datorită câmpului gravitațional extrem de puternic (poate chiar o stea completă dacă are un însoțitor). Apoi se va prăbuși cu siguranță într-o gaură neagră atunci când se depășește o anumită limită de masă. Întâlnirea dintre două stele de neutroni sau una cu gaură neagră este și mai dramatică. Apoi se vor înconjura ca niște prădători care pândesc prada. Vitezele vor crește cu cât se apropie obiectele. Cu puțin timp înainte de a fuziona într-o gaură neagră, acest lucru se întâmplă cu aproape viteza luminii. Se generează unde gravitaționale extrem de puternice care într-o zi ne pot spune despre astfel de evenimente.
În ultimul timp nu se mai presupune că o stea de neutroni este formată doar din neutroni. S-ar putea să fie format din ceva numit hiperoni constă. Acestea sunt particule grele (barioni) care nu numai că constau din quarcuri în sus și în jos, cum ar fi protonii și neutronii, dar conțin și quarcuri ciudate și fermecătoare. O astfel de structură ar fi atunci oarecum „mai moale”, mai compresibilă decât o stea din neutroni și ar putea avea un diametru mai mic de 20 [km]. Timpul său de rotație poate duce apoi la valori de până la 1 [ms] fără ca steaua să fie sfâșiată. Astăzi cunoaștem o serie întreagă de pulsari care se rotesc în intervalul de milisecunde, deci ar putea consta din hiperoni.
Quarkurile au fost create în anii șaizeci de către fizicianul Murray Gell-Mann și George Zweig dezvoltat ca model de particule, conform căruia protonii și neutronii sunt compuși din ei. Inițial au fost postulate doar 3 quark-uri diferite, sus, jos și quarkuri ciudate. Mai târziu, au fost detectați și alți quarcuri numiți quarcuri de sus, farmec și jos. Deci, aceștia sunt (în afară de electroni) cele mai mici blocuri de materie și sunt ținute împreună de așa-numiții gluoni (= Particule adezive). Quarcurile nu pot fi observate ca particule libere, dar pot fi identificate dacă nucleii atomici se ciocnesc la viteze mari în acceleratoarele mari de particule. Era chiar posibil să detectăm o nouă stare a materiei, așa-numita plasmă quark-gluon.
Ca urmare a colaborării dintre cele două observatoare, Chandra și Hubble, a fost acum posibil să se investigheze două obiecte care sunt de fapt prea mici pentru stelele cu neutroni.
Steaua Quark RXJ1856.3-3754 Ca și aici obiectul cu numele RXJ1856.3-3754, care se află la numai 400 de ani lumină distanță în coroana sudică. În plus față de o temperatură șocant de ridicată de 700.000 [K], care este de peste 100 de ori mai fierbinte decât soarele (!), „Steaua” are și un diametru de doar 11 [km]. Dar aceasta este mult prea mică pentru o stea de neutroni în sensul obișnuit, probabil că poate fi doar o stea cuarț.
3C58 3C58, un alt candidat pentru o stea Quark. Temperatura sa de suprafață este, de asemenea, puțin sub un milion [K]! Această stea de neutroni provine probabil dintr-o supernovă care a fost descrisă de astronomii japonezi și chinezi încă din 1181. Modelul anterior de răcire a stelelor de neutroni trebuie reconsiderat datorită existenței sale.
Amabilitatea NASA/Chandra
Spre deosebire de stelele formate din hiperoni (ar trebui să spunem mai bine: obiecte compacte!), Stelele Quark nu mai constau din barioni discreți, ci mai degrabă o materie pură de quark există probabil cel puțin în miezul lor. O astfel de stare a materiei ar fi puțin mai compresibilă decât un obiect format din hiperoni și ar putea astfel oferi o explicație pentru stelele nou descoperite. Ar putea fi furnizate dovezi suplimentare dacă se poate găsi un pulsar cu o perioadă de rotație mai mică de 1 [ms].
Știm deja multe despre aceste obiecte exotice numite stele neutronice, doar o parte dintre ele sunt reproduse aici. Cu toate acestea, cu fiecare nouă descoperire vă aflați la un nou început, unde există nenumărate întrebări la care trebuie răspuns.
Înapoi la Dying Stars
Mergeți la: pulsari