Neutron csillagok
A csandrasekhári határAz összeomlásFotodisszociációMagasabb elemekforgásdegenerációÉpítkezésLehet közelebb kerülni? Quark csillagok!
Egy bizonyos tömegtől felfelé egy csillag már nem halhatja meg azt a viszonylag "néma halált", amelyet egyszer a mi napunk is megelőz, és a vörös óriás szakasz után végül fehér törpévé mutálódik. S. Csandrasekhar csillagász már 1931-ben kiszámította, hogy az 1,4 naptömeg határa feletti csillag már nem létezhet Föld nagyságú fehér törpeként. Inkább a csillag többi részét, középső területét a gátolhatatlan gravitációs erő összenyomja egy mindössze 20 [km] átmérőjű gömbbé. Ez a szerkezet egy neutroncsillag. Ha a fennmaradó tömeg meghaladja a 2 naptömeget, az összeomlás elkerülhetetlenül a fekete lyukig folytatódik.
Egy hatalmas csillag folyamatosan veszít tömegéből a kibocsátott sugárzás és az erős napszél miatt. Ha középpontjának tömege a fúziós reakciók után is meghaladja a Csandrasekhar-határt, és ezáltal aktív élettartama lejárt, a vége rendkívül drámai lesz. A mag csak vasból és nikkelből áll, amelyek nem olvadhatnak tovább. A további fúziók különféle héjakban mennek végbe, amelyek középpontja a mag körül van, mint egy hagyma, de az itt még felszabaduló energia nem elegendő ahhoz, hogy ellenálljon a gravitációnak. Végül is a csillag közepén most a Föld méreténél nagyobb vas/nikkel gömb található. Itt azonban teljesen hiányzik a magfúziók által eddig generált gáz- és sugárnyomás, amely kompenzálta a befelé irányított gravitációs hatást. A gravitáció most felülkerekedik és összenyomja a magot. Még az elektronok kezdetben jelentkező degeneratív nyomása sem képes tovább ellenállni, a csillag összeomlása megállíthatatlanul folytatódik.
A magzóna felett, amint azt már említettük, a fúziókat különféle héjakban folytatjuk, miközben a mag a gravitációs nyomás alatt folytatja a kompressziót, ezáltal elérheti az 5-10 milliárd [K] hőmérsékletet. Egy bizonyos ponton megindul a fotodisszociáció néven ismert folyamat nak, nek hívják. El tudjuk képzelni, hogy a héjégetés nagy energiájú fotonokat eredményez, amelyek behatolnak a magba, és itt gamma kvantumokként eléggé aktívak lesznek. A csillag progresszív összehúzódása szintén növeli az egyes héjak nyomását, és ezáltal növeli a hőmérsékletet. A magfúziók ezért egyre gyorsabban futnak, és a felszabadult fotonok folyamatosan növekvő energiatartalmat szereznek. Most képes vagy összetörni a középpontban lévő vasmagok nagy részét (itt csak a "meztelen" atommagokat értjük, teljesen ionizáltak és már nincsenek elektronjaik). Alfa részecskék maradnak ebben a reakcióban, vagyis 2 protonból és 2 neutronból álló héliummagok.
Neutroncsillag RXJ 185635-3754 A Corona Australis-ben (Déli korona) röntgenforrást már 1992-ben fedeztek fel, mindössze 400 fényév távolságban. A HST (Hubble teleszkóp) ezt a csillagot látható fényben helyezte el. Az objektum felületi hőmérséklete meghaladja a hőmérsékletet
650 000 [K] és átmérője csak körülbelül 28 [km], tehát csak neutroncsillag lehet. Ilyen tulajdonságokkal rendelkező objektum nem létezhet. A neutroncsillag RXJ 185635-3754 jelölést kapott.
Az STScI, Fred Walter (New York-i Állami Egyetem és Stony Brook) és a NASA jóvoltából
Megkötő energiát kell felhasználni a vas atommagok elpusztításához, ami azt jelenti, hogy a nyomás csökken, és végül elkezdődik az összeomlás. A csillag magja teljesen kiegyensúlyozatlan, és néhány milliszekundum alatt összeomlik. A sűrűség olyan hatalmas mértékben növekszik, hogy a még kötetlen elektronok (e -) olyan közel nyomódnak a protonokhoz (p), hogy azok összeolvadva neutronokat képeznek (N). Ennek során (egy úgynevezett inverz β-bomlás) egyszerre jönnek létre neutrínók (n) tömegei, amelyek szinte soha nem lépnek kölcsönhatásba más nukleáris részecskékkel:
Utóbbiak képviselik a most felszabadult gravitációs energia többségét, és akadálytalanul futnak a magtól szinte fénysebességgel (lásd még Szupernova). Amikor a sűrűség eléri a körülbelül 4 · 10 11 [gcm -3] értéket, a neutronok előkerülnek a magokból, és egyfajta vegyes fázist alkotnak a megmaradt atommagokkal. Amikor a sűrűség eléri a nukleáris anyag sűrűségét, 2,8 x 10 14 [gcm -3], gyakorlatilag csak neutronok léteznek. Előtte 10 12 [gcm -3] sűrűségnél a neutronok most kezdődő degeneratív nyomása átveszi a rezsimet.
Ha eljutunk ehhez a ponthoz, a maradék összenyomhatósága hirtelen megnő (= Maradék) mentve a neutronok nem kondenzálódhatnak tovább. Csak most "veszi észre" a csillag külső héja a mag méretének csökkenését, és nagy sebességgel zuhan befelé. Brutálisan leállítják, amikor eléri a magot, amelyet a tehetetlenség miatt sokkal tovább szorítottak, mint amennyit a végső szakasza valójában megenged. Ennek eredményeként visszalendül, a lehulló csillaganyag hirtelen elhajlik és kifelé gyorsul. A csillag héját szuperszonikus sebességgel dobják ki.
Ez lökéshullámot vált ki, amely most a teljes megmaradt csillagon ellentétes irányban fut át. Ez olyan mértékben megnöveli a héj hőmérsékletét (valószínűleg a neutrínók más magrészecskék ritka, de előforduló reakciói miatt), hogy további magfúziók válnak ki. A csillag számára hátralévő rövid idő alatt az uránig magasabb elemek keletkeznek a különféle héjakban, főleg neutron befogással. Az eloszlás nagyrészt megfelel az elemek kvantitatív eloszlásának, ahogyan az egész kozmoszban megtaláljuk őket.
Neutroncsillag a Puppis-ban
A déli Puppis csillagképben (Schiff Argo) a Rózsa Obszervatórium felfedezte az égbolt egyik legerősebb röntgenforrását. Ez egy szupernóva-robbanás, az egykori csillaghéj sokkos, forró maradványai intenzíven ragyognak a röntgenfényben. Még mindig láthat egy kis fényes pontot: Ez a fiatal neutroncsillag, amely jóval 1000 [km/s] sebességgel menekül oldalra az aszimmetrikus robbanás közepétől.
S. Snowden, R. Petre (LHEA/GSFC), C. Becker (MIT) és mtsai jóvoltából, ROSAT Project, NASA
Az összeomlás által kiváltott lökéshullám aztán (több óra múlva) 10 000 [km/s] vagy annál nagyobb mennyiségben robbantja fel a külső héjat, ezáltal a nehéz elemeket is forró gázként dobják az űrbe - szupernóva jön létre. Ezt a kidobást később csillagközi anyagként használják új csillaggenerációk felépítéséhez, a bolygók kialakulásához és akár az élet megteremtéséhez is. Mindannyian ebből az anyagból készülünk - nem más, mint csillaghamu!
Az összehúzódás során a visszamaradó mag megtartja az eredeti csillag nyomatékát, ami óriási mértékben megnöveli forgását. A szögimpulzus ilyen megőrzése miatt egy neutroncsillag másodpercenként több mint ezerszer foroghat. Ha mégis van mágneses tere, akkor pulzárrá válik.
Körülbelül 20 [km] átmérőnél az összeomlás megáll. Ennek a testnek az eredménye, amelynek ma még mindig több, mint a napunk tömege, sűrűsége egy kvadrillióval (10 15) nagyobb, mint a víz; egy köbcentiméternyi anyag a felszínén "megméri" a milliárd tonna apróságot. E felszínen lévő személy következésképpen
70 000 000 000 000 tonna mérni!
Egzotikus körülmények Valóban egzotikus körülmények uralkodnak egy neutroncsillagon. A gravitáció 10 12-szer akkora, mint a földön, itt egy embernek elképzelhetetlen súlya lenne. A fény erős görbülete miatt a fél csillag figyelmen kívül hagyható, és egy távoli megfigyelő akár a láthatáron túl is láthat. Szegény látogatónknak a fénysebesség majdnem felét el kell érnie, hogy újra elkerülje a csillagot. Ha azonban a "hegymászást" akarná gyakorolni, akkor több energiát kellene használnia az 1 mm magas csúcs meghódításához, mint amennyire szüksége lenne a föld gravitációs mezőjének elhagyására. A mágneses tér, amely több mint 10 milliárdszor erősebb, mint a földé, és a csillag másodpercenként 1000-szeres forgása sem lenne nagyon előnyös a látogató számára. néhány százezer [K] -nak már nem kellett volna semmit tennie vele.
Miért nem omlik össze tovább a mag, azt most feltesszük magunknak a kérdést? A neutroncsillag felső tömeghatára 1,8 és 2 naptömeg között van. Ha túllépi ezt a határt, akkor óhatatlanul fekete lyuk lesz. Ha alatta marad, akkor a neutronokból származó nyomással szembeszállhat a ható gravitációval. Ezek ilyen extrém körülmények között degeneráltak, azaz relativisztikus sebességgel mozognak. Kinetikus energiáik (kinetikus energiáik) olyan magasak, hogy összehasonlíthatók a részecskék nyugalmi tömegével (E = mc 2).
Ilyen relativisztikus körülmények között a mozgási energia már nem elhanyagolható mértékben járul hozzá a tömeghez.
A neutronok általában csak akkor stabilak, ha protonokhoz vannak kötve, mint a normál atommagokban. Ellenkező esetben bomlanak (a β-bomlás miatt), amelynek felezési ideje körülbelül 880 másodperc protonba, elektronba és antineutrinoba (a neutrino megfelelője). De a neutroncsillagon belüli óriási sűrűségben az elektronok már olyan közel vannak csomagolva az eredeti protonokhoz, hogy Paul kizárási elve miatt nincs több hely további elektronoknak.
Ez azt jelenti, hogy nincs több olyan kvantumállapot, amelyet az elektronok elfoglalhatnak. Ezért létezhetnek (szinte) csak neutronok ilyen extrém körülmények között. A neutron gáz degenerált.
A neutroncsillag szerkezete körülbelül így fog kinézni:
Kívül valószínűleg vasmagból álló szilárd, vékony kéreg lesz. Hiába fogja keresni az emelkedéseket a felszínén; az óriási gravitáció legfeljebb 1 mm "hegyeket" enged meg.
A neutroncsillag felépítése Amint ezt a vázlat mutatja, elképzelhetjük a neutroncsillag szerkezetét. Minél mélyebbre hatol, annál egzotikusabbá válnak az összetevők, például a kobalt, a nikkel, a germánium (sőt a kripton) (izotópjai). Ezek általában lebomlanak (elektronok és antineutrinok felszabadulásával, de ez itt a Pauli tilalom miatt nem lehetséges). Belül a sűrűség egyre jobban növekszik, amíg el nem éri a magrészecskék sűrűségének tartományát (10 14 [g cm 3]). Valószínűleg csak tiszta neutronok maradtak itt, néhány protonon és elektronon kívül. A neutronok itt egy szuperfolyadék, belső súrlódás nélküli folyadék tulajdonságait mutatják. Ha "kevergetné", akkor a létrehozott örvény végtelenül körözne tovább. A kevés proton és elektron is szupravezetést okoz, vagyis nincs elektromos ellenállás. Miután kiváltotta, egy áram örökké folyni fog.
Egy ilyen összeomlott csillag mágneses tere elképzelhetetlen erősséget ér el (lásd még a mágneseket). Nagy forgási sebességével együtt óriási dinamóként viselkedik, és bizonyos körülmények között pulzárként jelenhet meg.
A neutroncsillag további vége kevésbé drámai.
Biztos, hogy idővel (évmilliárdokig!) Lassítja a forgását. Ezenkívül fokozatosan teljesen lehűl, amíg csak egy fekete, kísértetiesen kompakt test lebeg az űrben, hasonlóan a fehér törpék végéhez. Ilyen lehűlt salakdarabok milliárdok és milliárdok lehetnek a kozmoszban, de a rendkívül hosszú lehűlési fázis arra utal, hogy az összes eddig kialakult neutroncsillag továbbra is látható. Ezenkívül az is lehetséges, hogy a csillag rendkívül erős gravitációs mezője miatt visszafogja a csillagközi anyagot (talán még egy komplett csillag is, ha van társa). Akkor biztosan fekete lyukká omlik össze, ha egy bizonyos tömeghatárt túllépnek. Két neutroncsillag vagy egy fekete lyukú ember találkozása még drámaibb. Ezután körözni fognak, mint a zsákmányra leselkedő ragadozók. A sebesség minél közelebb kerül a tárgyakhoz. Röviddel azelőtt, hogy beolvadna egy fekete lyukba, ez szinte fénysebességgel történik. Rendkívül erős gravitációs hullámok keletkeznek, amelyek egy napon elmondhatnak nekünk az ilyen eseményekről.
Az utóbbi időben már nem feltételezik, hogy a neutroncsillag csak neutronokból áll. Előfordulhat, hogy valami hiperonokból áll áll. Ezek olyan nehéz részecskék (barionok), amelyek nemcsak felfelé és lefelé kvarkokból állnak, mint protonok és neutronok, hanem furcsa és bájos kvarkokat is tartalmaznak. Egy ilyen szerkezet akkor valamivel "lágyabb", összenyomhatóbb, mint egy neutronokból készült csillag, és átmérője kevesebb lehet 20 [km]. Forgási ideje ekkor 1 [ms] -ig csökkentheti az értékeket anélkül, hogy a csillag szétszakadna. Ma a pulzárok egész sorozatát ismerjük, amelyek milliszekundum tartományban forognak, így hiperonokból állhatnak.
A kvarkokat a hatvanas években Murray Gell-Mann fizikus hozta létre és George Zweig részecskemodellként fejlesztették ki, amely szerint protonok és neutronok alkotják őket. Kezdetben csak 3 különböző kvarkot feltételeztek, fel, le és furcsa kvarkokat. Később más kvarkokat is neveztek felső, báj és alsó kvarkoknak. Tehát ezek (az elektronok mellett) az anyag legkisebb építőelemei, és úgynevezett gluonok tartják őket (= Ragasztó részecskék). A kvarkok nem tekinthetők szabad részecskéknek, de azonosíthatók, ha az atommagok nagy sebességgel ütköznek a nagy részecskegyorsítókban. Még az anyag új állapotát, az úgynevezett kvark-gluon plazmát is kimutatható volt.
A két csillagvizsgáló, Chandra és Hubble együttműködésének eredményeként most két olyan objektumot lehetett megvizsgálni, amelyek valójában túl kicsiek a neutroncsillagokhoz.
Quark csillag RXJ1856.3-3754 Mint itt az RXJ1856.3-3754 nevű objektum, amely csak 400 fényévnyire van a déli koronától. A riasztóan magas 700 000 [K] hőmérséklet mellett, amely több mint 100-szor melegebb, mint a nap (!), A "csillag" átmérője mindössze 11 [km]. De ez túl kicsi a szokásos értelemben vett neutroncsillaghoz, valószínűleg csak kvarkcsillag lehet.
3C58 3C58, egy másik jelölt a Quark-csillagra. Felszíni hőmérséklete szintén alig éri el egymillió [K] értéket! Ez a neutroncsillag valószínűleg egy szupernóvából származik, amelyet japán és kínai csillagászok már 1181-ben leírtak. A neutroncsillagok korábbi modelljét a létezése miatt felül kell vizsgálni.
A NASA/Chandra jóvoltából
A hiperonokból álló csillagokkal (jobban meg kell mondani: kompakt tárgyak!) Ellentétben a Quark-csillagok már nem diszkrét barionokból állnak, hanem egy tiszta kvarkanyag vélhetően legalábbis a magjukban létezik. Az anyag ilyen állapota kissé összenyomhatóbb, mint egy hiperonokból álló tárgy, és így magyarázatot adhat az újonnan felfedezett csillagokra. További bizonyítékkal lehet szolgálni, ha megtalálható az 1 [ms] alatti forgási periódusú pulzár.
Ezekről a neutroncsillagoknak nevezett egzotikus tárgyakról már nagyon sokat tudunk, ezeknek csak a töredékét reprodukálják itt. Ennek ellenére minden új felfedezéssel egy új kezdetnél jár, ahol számtalan kérdés megválaszolható.
Vissza a haldokló csillagokhoz
Ugrás: pulzárok