Из Википедии, бесплатной энциклопедии
Перейти к навигации Перейти к поиску
Поперечное сечение нейтронной звезды

В астрофизике и ядерной физике , ядерной паста представляет собой теоретический тип вырожденной материи , который постулировал существование в корах нейтронных звезд . Если он действительно существует, то ядерная паста - самый прочный материал во Вселенной. [1] Между поверхности нейтронной звезды и КГП в ядре, при плотности вещества 10 14  г / см 3 , ядерное притяжение и кулоновское отталкивание сила имеет одинаковую величину. Конкуренция сил приводит к образованию множества сложных структур, собранных из нейтронов.и протоны . Астрофизики называют эти типы структур ядерной пастой, потому что геометрия структур напоминает различные типы макаронных изделий . [2] [3]

Формирование [ править ]

Нейтронные звезды образуются как остатки массивных звезд после вспышки сверхновой . В отличие от звезды-прародителя нейтронные звезды не состоят из газовой плазмы. Скорее, интенсивное гравитационное притяжение компактной массы преодолевает давление вырождения электронов и вызывает захват электронов внутри звезды. В результате получается компактный шар из почти чистой нейтронной материи с редкими протонами и электронами между ними в пространстве, в несколько тысяч раз меньшем, чем звезда-прародитель. [4]

На поверхности давление достаточно низкое, чтобы обычные ядра, такие как гелий и железо , могли существовать независимо друг от друга и не сталкивались друг с другом из-за взаимного кулоновского отталкивания их ядер. [5] В ядре давление настолько велико, что это кулоновское отталкивание не может поддерживать отдельные ядра, и должна существовать какая-то форма сверхплотного вещества, такая как теоретизированная кварк-глюонная плазма .

Присутствие небольшой популяции протонов необходимо для образования ядерной пасты. Ядерное притяжение между протонами и нейтронами больше, чем ядерное притяжение двух протонов или двух нейтронов. Подобно тому, как нейтроны действуют для стабилизации тяжелых ядер обычных атомов против электрического отталкивания протонов, протоны действуют для стабилизации пастообразных фаз. Конкуренция между электрическим отталкиванием протонов, силой притяжения между ядрами и давлением на разных глубинах звезды приводит к образованию ядерной пасты.

Фазы [ править ]

Хотя ядерная паста не наблюдалась в нейтронной звезде, предполагается, что ее фазы существуют во внутренней коре нейтронных звезд, образуя переходную область между обычным веществом на поверхности и сверхплотным веществом в ядре. Ближе к вершине этой переходной области давление достаточно велико, чтобы обычные ядра конденсировались в гораздо более массивные полусферические скопления. Эти образования были бы нестабильными вне звезды из-за высокого содержания нейтронов и размера, который может варьироваться от десятков до сотен нуклонов. Эта полусферическая фаза известна как фаза ньокки .

Когда фаза ньокки сжимается, как можно было бы ожидать в более глубоких слоях корки, электрического отталкивания протонов в ньокках недостаточно для поддержания существования отдельных сфер, и они раздавливаются на длинные стержни, которые, в зависимости от их длины может содержать многие тысячи нуклонов. Эти стержни, погруженные в нейтронную жидкость, известны как фаза спагетти . Дальнейшее сжатие заставляет стержни фазы спагетти сливаться и формировать слои ядерной материи, называемые фазой лазаньи.. Дальнейшее сжатие фазы лазаньи дает однородную ядерную материю внешнего ядра с прерывистыми дырами из нейтронной (и, возможно, протонной) жидкости. Продвигаясь глубже во внутреннюю корку, эти отверстия в ядерной пасте превращаются из цилиндрических, которые некоторые называют фазой букатини или фазой антиспагетти , в рассеянные сферические отверстия, которые можно назвать фазой швейцарского сыра . Ядра исчезают на границе кора – ядро, переходя в нейтронное жидкое ядро ​​звезды. Для типичной нейтронной звезды 1,4  солнечных масс ( M ☉ ) и 12 км радиуса, макароны слой атомного в коре может составлять около 100 м толщины и имеет массу около 0,01 M ☉ . По массе это значительная часть коры нейтронной звезды. [6] [7]

Ссылки [ править ]

  1. ↑ ME Caplan, AS Schneider и CJ Horowitz (24 сентября 2018 г.), «Эластичность ядерной пасты». Phys. Преподобный LeT. 121, 132701
  2. ^ Понс, Хосе А .; Вигано, Даниэле; Ри, Нанда (2013). «Слишком много« пасты », чтобы пульсары не могли замедлить темп». Физика природы . 9 (7): 431–434. arXiv : 1304,6546 . Bibcode : 2013NatPh ... 9..431P . DOI : 10.1038 / nphys2640 .
  3. ^ Рейган, Дэвид. «Визуализации ядерной пасты» . Лаборатория передовых визуализаций, Исследовательские технологии, Университет Индианы . Проверено 28 июня 2013 года .
  4. ^ Группа ядерной физики; Комитет по физике; Совет по физике и астрономии; Комиссия по физическим, математическим и прикладным наукам, Отдел технических и физических наук (1 января 1986 г.). Ядерная физика . Национальная академия прессы . С. 111–. ISBN 978-0-309-03547-7.CS1 maint: несколько имен: список авторов ( ссылка )
  5. ^ Бескин, Василий С. (1999). «Радиопульсары». Успехи физ . 42 (11): 1173–1174. Bibcode : 1999PhyU ... 42.1071B . DOI : 10.1070 / pu1999v042n11ABEH000665 .
  6. ^ Петер Хёфлих; Паван Кумар; Дж. Крейг Уиллер (16 декабря 2004 г.). Космические взрывы в трех измерениях: асимметрии в сверхновых и гамма-всплески . Издательство Кембриджского университета . С. 288–. ISBN 978-1-139-45661-6.
  7. ↑ Яковлев, Д.Г. (2015). «Электронный транспорт через ядерную пасту в замагниченных нейтронных звездах». Ежемесячные уведомления Королевского астрономического общества . 453 (1): 581–590. arXiv : 1508.02603 . Bibcode : 2015MNRAS.453..581Y . DOI : 10.1093 / MNRAS / stv1642 .