Gwiazda neutronowa

Chandra-crab.jpg Gwiazda neutronowa - jest jednym z końcowych etapów ewolucji gwiazdy. Jest to obiekt astronomiczny o niewielkiej średnicy ale o bardzo dużej gęstości. Przy rozmiarach rzędu 10 – 15 km ma masę do 1,4 – 2,5 mas Słońca. Gęstość gwiazdy odpowiada układowi blisko siebie leżących neutronów, może być więc traktowana jako ogromne jądro atomowe ( $10^{57}$ barionów) utrzymywane w równowadze przez siły grawitacyjne. Gwiazdy neutronowe powstają w wyniku ewolucji gwiazd o dużych masach (~ 8 – 10 mas Słońca). Ich istnienie zostało przewidziane teoretycznie, niezależnie od siebie, w 1938 roku przez Lwa Landau, oraz w 1939 roku przez Walter Baade i Fritz Zwicky (ten ostatni jako pierwszy wysunął takie przypuszczenie już w 1934 roku), wkrótce po eksperymentalnym stwierdzeniu istnienia neutronów. Odkrycie pulsara przez Anthony Hewish i Jocelyn Bell z Uniwersytetu Cambridge w Anglii w 1967 roku potwierdziło istnienie gwiazd neutronowych.

Gwiazdy neutronowe powstają podczas wybuchu supernowej (supernowe Typu II lub Ib) lub kolapsu białego karła (supernowa Typu Ia). Materia na powierzchni gwiazdy neutronowej (skorupa) składa się z zwykłych jąder żelaza (Fe) i swobodnych elektronów. Głębiej gdzie panuje wysokie ciśnienie maleją odległości między jądrami. Atomy zostają zmiażdżone, a elektrony łączą się z protonami jąder, jądra stają się coraz bardziej niesymetryczne (z przewagą neutronów). Takie jądra są niestabilne na Ziemi, we wnętrzu gwiazdy proces rozpadu tych jąder jest rekompensowany powstawaniem nowych. Jeszcze głębiej jądra są tak blisko, że neutrony mogą przeskakiwać między jądrami wówczas już trudno mówić o oddzielnych jądrach skoro materia wyglada jak ciągły stan neutronów. Ten proces nazywamy 'sciekaniem neutronów'. Ma to miejsce gdy gęstość we wnętrzu gwiazdy przekroczy 4 10¹¹ g cm^-3. Na Ziemi swobodne neutrony są nietrwałe i rozpadają się (rozpad β). W gwieździe neutronowej przeciwdziała temu kwantowy zakaz Pauliego. Produktem rozpadu neutronu są: proton, elektron i antyneutrino: $n \rightarrow p + e^- + \bar {\nu}_e$ . Elektrony są fermionami i podlegają statystyce Fermiego - Diraca. Gdy ich jest dostatecznie dużo (poziom Fermiego przekroczy $\Delta E = c^{2} (m_n - m_p)$ wszystkie stany kwantowe elektronów zostają zajęte i rozpad neutronów ustaje. Istnienie gwiazdy neutronowej i zachodzące w niej zjawiska wyjaśniają prawa mechaniki kwantowej. Materia jądrowa jądra gwiazdy neutronowej (protony, neutrony, hiperony) gwiazdy neutronowej jest w równowadze β (oddziaływanie słabe) $n+\nu_{e} \leftrightarrow p^{+} + e^{-}$ Neutralność ładunkowa oznacza, że: $n_e=n_p.$ Gwiazdy neutronowe zawdzięczają swą nazwę dominującej roli jaką w nich pełnią neutrony. Gwiazda neutronowa oprócz neutronów zbudowana jest również z niewielkiej ilości elektronów, protonów i mezonów. Jej istnienie jest wynikiem równowagi między zapadaniem grawitacyjnym gwiazdy a rozpychającym ciśnieniem wytworzonym przez zdegenerowany gaz fermionowy neutronów, protonów, elektronów. Zdegenerowany gaz fermionowy podlega statystyce Fermiego-Diraca (a nie Maxwella-Boltzmanna). Ciśnienie nie znika nawet gdy temperatura gwiazdy dąży do zera. Jest to konsekwencją kwantowego zakazu Pauliego. Materia w gwieździe neutronowej jest silnie zdegenerowana, jej średnia gęstość waha się w granicach

\rho\sim 10^{14} - 10^{15}\ g/cm^{3}

Materia w symetrycznych jądrach (

n_{n}=n_{p}

) osiąga

\rho\sim2.5\ 10^{14} \ g/cm^{3}

Są to najbardziej zwarte w przyrodzie obiekty jakie znamy. W laboratorium nie potrafimy wytworzyć takich gęstości. Natura gęstej materii jądra gwiazdy neutronowej nie jest dobrze znana. W bardzo gęstym jądrze może zachodzić kondensacja kaonów czy przejście fazowe do materii kwarkowej (gwiazdy dziwne). Młoda gorąca gwiazda neutonowa (gwiazda protoneutronowa) może uwięzić w swym jądrze neutrina. Zwiększa to ciśnienie gwiazdy i jej rozmiar. Ucieczka neutrin z gwiazdy ją destabilizuje i prowadzi do wybuchu supernowej.

Zobacz też

Linki zewnętrzne

Fizyka gwiazd

Gourt Home::Gourt :: Gwiazda neutronowa

Zobacz też

Linki zewnętrzne