Ядерная паста
В астрофизике и физике ядерной ядерная паста представляет собой теоретический тип вырожденной материи , которая, как предполагается, существует в корах нейтронных звезд . Если бы ядерная паста существовала, она была бы самым прочным материалом во Вселенной. [1] Между поверхностью нейтронной звезды и кварк-глюонной плазмой в ядре при плотности вещества 10 14 г/см 3 , силы ядерного притяжения и кулоновского отталкивания сопоставимы по величине. Конкуренция между силами приводит к образованию множества сложных структур, собранных из нейтронов и протонов . Астрофизики называют эти типы структур ядерной пастой , потому что геометрия структур напоминает различные типы макарон . [2] [3]
Формирование
[ редактировать ]Нейтронные звезды образуются как остатки массивных звезд после вспышки сверхновой . В отличие от своей звезды-прародительницы, нейтронные звезды не состоят из газообразной плазмы. Скорее, интенсивное гравитационное притяжение компактной массы преодолевает давление вырождения электронов и вызывает захват электронов внутри звезды. В результате получается компактный шар из почти чистого нейтронного вещества с редкими вкраплениями протонов и электронов , заполняющий пространство в несколько тысяч раз меньше, 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 своих ядер. [5] В ядре давление настолько велико, что это кулоновское отталкивание не может поддерживать отдельные ядра, и должна существовать некоторая форма сверхплотной материи, такая как теоретическая кварк-глюонная плазма . [ нужна ссылка ]
Наличие 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 стабилизируют тяжелые ядра обычных атомов против электрического отталкивания протонов, протоны стабилизируют макаронные фазы. Конкуренция между электрическим отталкиванием протонов, силой притяжения между ядрами и давлением на разных глубинах звезды приводит к образованию ядерной пасты. [6]
Фазы
[ редактировать ]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. Ожидается, что все фазы будут аморфными с неоднородным распределением заряда . [2] К вершине этой переходной области давление настолько велико, что обычные ядра будут конденсироваться в гораздо более массивные полусферические скопления. Эти образования были бы нестабильными за пределами звезды из-за высокого содержания нейтронов и размера, который может варьироваться от десятков до сотен нуклонов . Эта полусферическая фаза известна как ньокки фаза . [7]
Когда фаза ньокки сжимается, как и следовало ожидать в более глубоких слоях коры, электрического отталкивания протонов в ньокки не вполне достаточно для поддержания существования отдельных сфер, и они дробятся на длинные стержни, которые, в зависимости от их длины могут содержать многие тысячи нуклонов. Эти палочки известны как спагетти фаза . Дальнейшее сжатие заставляет стержни фазы спагетти сливаться и образовывать листы ядерной материи, называемые лазаньи фазой . Дальнейшее сжатие фазы лазаньи приводит к образованию однородной ядерной материи внешнего ядра. Продвигаясь глубже во внутреннюю корку, эти отверстия в ядерной пасте изменяются из цилиндрических, называемых некоторыми букатини фазой или фазой антиспагетти , в рассеянные сферические отверстия, которые можно назвать швейцарского сыра фазой . [6] Ядра исчезают на границе коры и ядра, переходя в жидкое нейтронное ядро звезды.
Фазы макаронных изделий также обладают интересными топологическими свойствами, характеризуемыми группами гомологий . [8]
Для типичной нейтронной звезды с массой 1,4 Солнца ( M ☉ ) и радиусом 12 км слой ядерной пасты в коре может иметь толщину около 100 м и массу около 0,01 M ☉ . По массе это значительная часть коры нейтронной звезды. [9] [10]
См. также
[ редактировать ]
Ссылки
[ редактировать ]- ^ Каплан, Мэн; Шнайдер, А.С.; Горовиц, CJ (24 сентября 2018 г.). «Эластичность ядерной пасты» . Письма о физических отзывах . 121 (13): 132701. arXiv : 1807.02557 . Бибкод : 2018PhRvL.121m2701C . doi : 10.1103/PhysRevLett.121.132701 . ПМИД 30312063 . S2CID 206317364 . Проверено 26 августа 2021 г.
- ^ Jump up to: а б Понс, Хосе А.; Вигано, Даниэле; Ри, Нанда (2013). «Слишком много «макаронов», чтобы пульсары могли раскрутиться». Физика природы . 9 (7): 431–434. arXiv : 1304.6546 . Бибкод : 2013NatPh...9..431P . дои : 10.1038/nphys2640 . S2CID 119253979 .
- ^ Рейган, Дэвид. «Визуализации ядерной пасты» . Лаборатория передовой визуализации, Исследовательские технологии, Университет Индианы. Архивировано из оригинала 4 апреля 2020 года . Проверено 28 июня 2013 г.
- ^ Группа по ядерной физике; Комитет по физическому обзору; Совет по физике и астрономии; Комиссия по физическим наукам, математике и приложениям, Отдел инженерных и физических наук (1 января 1986 г.). Ядерная физика . Пресса национальных академий . стр. 111–. ISBN 978-0-309-03547-7 .
{{cite book}}: CS1 maint: несколько имен: список авторов ( ссылка ) - ^ Бескин, Василий С. (1999). «Радиопульсары» . Успехи физики . 42 (11): 1173–1174. Бибкод : 1999PhyU...42.1071B . дои : 10.1070/pu1999v042n11ABEH000665 . S2CID 250831196 .
- ^ Jump up to: а б Шнайдер, А.С.; Горовиц, CJ; Хьюто, Дж.; Берри, ДК (20 декабря 2013 г.). «Образование ядерной пасты». Физический обзор C . 88 (6): 065807. arXiv : 1307.1678 . Бибкод : 2013PhRvC..88f5807S . дои : 10.1103/PhysRevC.88.065807 . ISSN 0556-2813 .
- ^ Кица, Радослав А.; Кубис, Себастьян; Войчик, Влодзимеж (14 августа 2017 г.). «Топологический анализ фаз ядерной пасты» . Физический обзор C. 96 (2): 025803. arXiv : 1709.07521 . Бибкод : 2017PhRvC..96b5803K . дои : 10.1103/PhysRevC.96.025803 . ISSN 2469-9985 . S2CID 119352018 .
- ^ Кица, Радослав А.; Кубис, Себастьян; Войчик, Влодзимеж (14 августа 2017 г.). «Топологический анализ фаз ядерной пасты» . Физический обзор C. 96 (2): 025803. arXiv : 1709.07521 . Бибкод : 2017PhRvC..96b5803K . дои : 10.1103/PhysRevC.96.025803 . ISSN 2469-9985 . S2CID 119352018 .
- ^ Петер Хёфлих; Паван Кумар; Дж. Крейг Уиллер (16 декабря 2004 г.). Космические взрывы в трех измерениях: асимметрия сверхновых и гамма-всплесков . Издательство Кембриджского университета . стр. 288–. ISBN 978-1-139-45661-6 .
- ^ Яковлев, Д.Г. (2015). «Перенос электронов через ядерную пасту в намагниченных нейтронных звездах». Ежемесячные уведомления Королевского астрономического общества . 453 (1): 581–590. arXiv : 1508.02603 . Бибкод : 2015MNRAS.453..581Y . дои : 10.1093/mnras/stv1642 .
