slide1
Download
Skip this Video
Download Presentation
Úvod Chování degenerovaného fermionového plynu a) Nukleony v jádře

Loading in 2 Seconds...

play fullscreen
1 / 34

Úvod Chování degenerovaného fermionového plynu a) Nukleony v jádře - PowerPoint PPT Presentation


  • 63 Views
  • Uploaded on

Jaká je hmota uvnitř neutronových hvězd aneb jak studujeme velmi hustou jadernou hmotu. „ Je velmi jednoduché počítat vlastnosti neutronových nebo podivných hvězd. Vše co potřebujete je stavová rovnice jaderné hmoty a program pro výpočet gravitační interakce “

loader
I am the owner, or an agent authorized to act on behalf of the owner, of the copyrighted work described.
capcha
Download Presentation

PowerPoint Slideshow about ' Úvod Chování degenerovaného fermionového plynu a) Nukleony v jádře' - grant


An Image/Link below is provided (as is) to download presentation

Download Policy: Content on the Website is provided to you AS IS for your information and personal use and may not be sold / licensed / shared on other websites without getting consent from its author.While downloading, if for some reason you are not able to download a presentation, the publisher may have deleted the file from their server.


- - - - - - - - - - - - - - - - - - - - - - - - - - E N D - - - - - - - - - - - - - - - - - - - - - - - - - -
Presentation Transcript
slide1

Jaká je hmota uvnitř neutronových hvězdanebjak studujeme velmi hustou jadernou hmotu

„Je velmi jednoduché počítat vlastnosti neutronových nebo podivných hvězd. Vše co potřebujete je stavová rovnice jaderné hmoty a program pro výpočet gravitační interakce“

M. Hanauske: WWW stránky „Vytvoř si svoji neutronovou hvězdu“

Vladimír Wagner

Ústav jaderné fyziky AVČR, 250 68 Řež, E_mail: [email protected], WWW: hp.ujf.cas.cz/~wagner/

  • Úvod
  • Chování degenerovaného fermionového plynu
  • a) Nukleony v jádře
  • b) Elektronový plyn – bílí trpaslíci
  • c) Chandrasekharova mez
  • d) Neutronový plyn – neutronová hvězda
  • Kompaktní konečná stádia hvězd
  • a) Vznik neutronových hvězd - supernovy
  • b) Neutronové hvězdy
  • c) Podivné (kvarkové) hvězdy
  • 4) Závěr
slide2

Úvod

Kompaktní konečná stádia hvězd: 1) Bílí trpaslíci – degenerovaný elektronový plyn

2) Neutronové hvězdy – degenerovaný neutronový plyn

3) Černé díry

Hustota v nitru neutronových – i o řád větší než hustota jádra

Laboratoř ke studiu chladné velmi husté hmoty – možná i velmi exotické formy, mezonový kondenzát (pí nebo K mezony), hyperonová hmota, chladné kvark-glunové plazma, podivné kvark-gluonové plazma.

Odhady počtu neutronových hvězd v Galaxii -~ 109 reprezentují okolo 1 % její hmoty

Pozorujeme: 1) pulsary – rotující neutronové hvězdy

2) kompaktní zdroje rentgenova záření – některé z nich jsou neutronové hvězdy

v těsné dvojhvězdě s normální hvězdou

slide3

Jádro jako fermionový plyn

Nukleony jsoufermiony(mají spin 1/2).Podle Pauliho vylučovacího principumůže být v jednom

stavu jenom jeden fermion. V potenciálu jádra existují stavy charakterizované pevně danými

diskrétními hodnotami energie a momentu hybnosti. V základním stavu jsou nukleony obsazeny

všechny nejnižší stavy dovolené Pauliho principem. Takový systém fermionů nazýváme

degenerovaným fermionovým plynem→ nukleony nemohou změnit svůj stav (všechny jsou

obsazeny) → nemohou se srážet a chovají se jako neinteragující částice.

SystémNfermionů v objemuVa při teplotěT:

Pravděpodobnost výskytu fermionu ve stavu s energií E:

kdekje Boltzmanova konstanta aEF – Fermiho energie.

UrčímeFermiho hybnostpF( nerelativistické přiblíženíEF = pF2/2m)

Fermiho plyn je degenerovaný pro EF >> kT. ProEF << kT → klasický plyn a Maxwellovo rozdělení.

slide4

Počet fermionů v daném objemu fázového prostoru:

Element prostoru fázového prostotu je:

dV = dx·dy·dz → dV = d3r = r2sindr·d·d

Pokud není úhlová orientace důležitá, integrujeme přes úhly:

dV = 4π r2 dr

Analogicky pro element prostoru hybností:

dVp =d3p = dpxdpydpz = 4π p2 dp

Fázový prostor: dVTOT = dV·dVp

Z Heisenbergova principu neurčitosti:

ObjemdVTOTelementární buňky ve fázovém prostoru jeh3. V objemuV je početdelementárních buněk po jedné částici s hybnostíp  p+Δp :

Nukleony majís = 1/2  v každé buňcegs = (2s+1) = 2.PřiT = 0:

p < pF v buňce 2 částice

p > pF v buňce 0 částic.

slide5

EKIN dν

N a V u jádra známe

Určíme tedyFermiho hybnost:

Jádro je směs dvou degenerovaných fermionových plynů:

Z protonů aNneutronů uzavřených v objemuV = (4/3)R3 = (4/3)r03A. Fermiho energiepro

neutrony a protony v jádře:

ħc = 197,3 MeVfm

v prvním přiblížení:mn mp =m, Z  N  A/2:

Hloubka potenciálové jámy(vazba posledního nukleonu jeB/A):

r0 = 1,1 fm

V0 EF + B/A  30 MeV + 8 MeV  38 MeV

mc2 = 938 MeV

Dále lze spočítat celkovou kinetickou energii:

Odtud proA = Z+Nnukleonů:

opravdu nerelativistické

Střední kinetická energie na A(proZ A):

slide6

Bílý trpaslíci

Planetární mlhovina NGC 2440 obklopuje jednoho z nejžhavějších známých bílých trpaslíků

slide7

dr

r

Bílí trpaslící – degenerovaný elektronový plyn

Určení vztahu mezi rovnovážným poloměrem a hmotností objektu obsahujícího degenerovaný fermionový plyn:

Potenciální energie koule daná gravitační interakcí

Celková energie: ETOT = EKIN + EPOT

Nejdříve degenerovaný elektronový plyn (bílý trpaslík):

Pro potenciální energii platí:

Předpoklady: bílý trpaslík je popsán

1)neutrální koulí → stejný počet protonů a elektronů Ne ≈ Np

2) jádra mají N ≈ Z ≈ A/2, mn mp

Z toho plyne pro hmotnost hvězdy: M ≈ 2Npmp ≈ 2Nemp

Gravitační potenciální energie koule s hmotností M:

slide8

Pro kinetickou energii:

Předpoklad:

1) Jádra jsou těžká → EKIN dána kinetickou energií elektronů

2) Elektrony tvoří degenerovaný fermionový plyn → vyplňují všechny nejnižší stavy

až po Fermiho hladinu (nastává pro M > 0,01MS):

Nerelativistické přiblížení:

EKIN dν

(často uváděný vztah, ne je hustota elektronů)

kde

dosadíme:

Z předchozího známe:

slide9

Potom celokově ETOT:

Velikost poloměru určíme jako minimum v závislosti energie na poloměru:

odtud:

Vyjádříme poloměr:

V nerelativistickém přiblížení je tedy závislost mezi poloměrem a hmotností:

R= f(M-1/3)

Platí tedy VM = konst

slide10

Závislost poloměru na hmotnosti pro bílého trpaslíka (elektronový degenerovaný plyn). Pro limity hmotnosti je skutečný průběh odlišný. Nízké hmotnosti – nízký stupeň degenerace. Vysoké hmotnosti – relativistický neutronový plyn, nestabilní fáze, přechod v neutronovou hvězdu.

Nerelativistické přiblížení

Do vztahu mezí poloměrem a hmotností:

dosadíme za hmotnost M = MS = 1,99∙1030 kg:

Poloměr 7 000 km je blízký poloměru Země. Hustota je tak ≈ 109 kg/m3

Což jsou poloměry a hustoty bílých trpaslíků s M ≈ MS

slide11

Hmotnosti i jen pár desetiny hmotnosti Slunce → maximální možná kinetická energie elektronu srovnatelná s jeho klidovou energií

k = 8,6210-5 eV/K

Nitro Slunce→ T ≈ 107 K

Jestliže se při dalším zvětšování hmotnosti zvětší kinetická energie elektronů a stává se relativistickou, musíme uvažovat

slide12

EKIN dν

Relativistické řešení

Substituce:

Ultrarelativitická limita: xF >>1 ↔ pc >> mc2

slide13

Chandrasekharova mez – ultrarelativistický elektronový degenerovaný plyn

Další růst kinetické energie → ultrarelativistická limita: EKIN = pc

Dostaneme pro celkovou kinetickou energii:

Celková energie pak je:

Minimum totální energie je pouze proR=0. Není další stabilní řešení.

slide14

Zhroucení hvězdy nenastane pouze v případě, že kinetická energie je v absolutní hodnotě větší než potenciální:

a tedy maximální hmotnost hvězdy ve formě bílého trpaslíka -Chandrasekharova mezje:

Planckova hmotnost

mp = 1,67210-27 kg

MS = 1,99 10-30 kg

Přesnější hranice pro stabilitu bílého trpaslíka je 1,44 MS.

Naše zjednodušení → jen o 20 % větší hmotnost

Korekce na chemické složení:

Přesná hodnota závisí na různých gravitačních opravách, rotaci, struktuře, chemickém složení a stavové rovnici hmoty bílého trpaslíka.

Hvězda s větší hmotností se hroutí do neutronové hvězdy, kdy hvězdu drží degenerovaný neutronový plyn.

Subrahmanyan Chandrasekhar (1910–1995)

slide15

Neutronové hvězdy

Nerelativistický neutronový plyn → nositelé kinetické energie jsou neutrony:

1) je jich zhruba dvojnásobný počet: Nn = 2Ne

2) mn ≈ mp ≈ 1840 me

faktor 4

dosadíme:

Z předchozího známe:

Bílý trpaslík

Neutronová hvězda

faktor 21/3

poměr poloměru bílého trpaslíka (RBT) a neutronové hvězdy (RNH) pro danou hmotnost:

a tedy poloměr neutronové hvězdy s M = MSje RNH(MS) ≈ 12 kma hustota ρNH≈ 2,81017 kg/m3

slide16

Střední neutronová hustota: 0,25 neutronů/fm3 v jádře je hustota ρ0 = 0,17 nukleonů/fm3

V realitě není konstantní hustota (až 10 ρ0), ani složení. Vzdálenost neutronů menší než 0,8 fm → vliv jaderného odpuzování

Relativistický neutronový plyn:

Poměr limit stability:

Vše však velmi silně závisí na stavové rovnici jaderné hmoty ovlivněné dalšími nepopsanými efekty. Přesnější výpočty – mezní hmotnost 2 – 3 MS

stavov rovnice f ze jadern hmoty
Stavová rovnice – fáze jaderné hmoty

„tvrdá“ jako ocelová koule

počátek vesmíru

plazma

pára

jaderná srážka

„měkká“ jako

pružná guma

E/A = f(P) = f(ρ,T) =

atomové

jádro

nitro neutro-

nových hvězd

voda

led

slide18

Fázové přechody

Podle charakteru změn teploty v závislosti na hustotě energie rozeznáváme tři druhy

přechodů (TC - kritická teplota, při které dojde k fázovému přechodu):

Přechod I. řádu:

1) koexistence dvou fází v průběhu přechodu

2) existence podchlazené či přehřáté formy hmoty v příslušné fázi

3) zastavení změny parametrů (teploty, zrychlování expanze)

Přechod II. řádu:

1) nemožnost souběžné existence dvou fází

Přechod prvního řádu:

Přechod druhého řádu:

Spojitý přechod:

f zov p echod jadern kapaliny v hadronov plyn
Fázový přechod jaderné kapaliny v hadronový plyn.

Ohřívaná voda

Ohřívaná jaderná hmota

Fázové přechody jaderné hmoty a vody (H2O) a tvar

příslušných potenciálů

slide20

i

Konečná stádia hvězd

Hvězdy s hmotností větší než jistá hranice se nedokáží zbavit během svého vývoje dostatečného množství hmoty a jejich konečným stádiem je objekt s velmi vysokou hustotou.

Výbuch supernovy

Dva typy supernov:

  • Supernova I. typu- těsná dvojhvězda bílého trpaslíka a hmotné hvězdy → přetok hmoty na bílého trpaslíka → překročení Chandrasekharovy meze ( ~ 1,4 MSlunce) → hroucení → zapálení a hoření C, O → výbuch

2) Supernova II. typu– osamělé hvězdy s M ~ 8 – 100 MS. Po spálení H → smrštění → zvýšení teploty → zapálení He. Dále C, Ne, O, Si. Zároveň roste neutrinová emise. Spotřebování paliva → jádro je pod silným gravitačním tlakem (odolává díky tlaku degenerovaného elektronového plynu). Zvětšování jádra→ překročení Chandrasekharovy meze → hroucení, které je urychlováno (ρ ≈ 1013 kg/m3, T ≈ 1010 K):

  • záchytem e- + p → n + νe
  • (99 % energie odnáší neutrina)
  • b) fotodezintegrace jader 56Fe

tyto procesy spotřebovávají

energii

20 MS

Rázová vlna odnáší pouze 1 %

Záření pouze 0,01 %

Struktura a průběh života staré hvězdy s velkou hmotností

slide22

Hroucení lze rozdělit do těchto pěti etap:

  • První etapa– hroucení rychlostí volného pádu (rychlost až 70000 km/s). Jádro hvězdy se během několika milisekund zhroutí z 5000 → 20 km
  • Druhá etapa– při hustotě 4·1014 kg/m3 je hmota neprůhledná pro neutrina → mění se charakter Chandrasekharovy meze (nyní ~ 0,88 MS) – nyní je to oblast, která je ve vzájemné interakci a hroutí se jako celek (zvukové a tlakové vlny vyrovnávají rozdíly hustoty).
  • 3)Třetí etapa– v centrální části homogeně se hroutícího jádra se vytvoří jaderná hmota → stlačí se na ~ 3 – 5 ρ0 → odražení a vytvořenírázové vlny(energie rázu ~ 7·1044 J) – K0 ~ 180 MeV

Závislost rychlosti

na vzdálenosti materiálu

od středu

Struktura hroutící se hvězdy

4) Čtvrtá etapa – rázová vlna na rozdíl od zvukových vytváří drastické změny hustoty (nevratné) a pohybuje se rychleji než zvuk (30 000 – 50 000 km/s) → pronikne přes sonický bod. Ve vnější vrstvě jádra je pak bržděna a ztrácí energii emisí neutrin a fotodezintegrací Fe. Další průběh závisí na hmotnosti:

V závislosti na stlačitelnosti jaderné hmoty → energie rázové vlny → hmotnost, kterou dokáže překonat (start ~ 10–18 MS)

Pro větší hmotnosti může zastavenou rázovou vlnu obnovit pomocí neutrin (18 MS)

slide23

Elektronový záchyt v centru →vysoká produkce neutrin ~1046 J → 1% zachyceno materiálem v oblasti zbrzdění rázové vlny (200 – 300 km) → opětovné vyvolání rázové vlny

5) Pátá etapa – rázová vlna překoná vnější část jádra → šíří se vnějšími vrstvami hodiny → vše co je nad určitým poloměrem („bifurcation“ bod) vyvrhne ven – co je pod ním zkondenzuje do neutronové hvězdy (případně do černé díry)

Zbytky po supernovách:

nalevo SNR1572 (Tycho) – snímek družice ROSAT

napravo v souhvězdí Plachty (Vela) – družice Chandra

Problémy se stlačitelností:

Nutnost, aby byla rázová vlna dostatečně silná a nebyla zastavena v materiálu vnějšího jádra → měkká stavová rovnice K = 180 MeV – závisí na jemných parametrech modelování a složení materiálu jádra supernovy.

Rozpor s údaji z jaderné fyziky a hodnotami potřebnými pro hmotnosti neutronových hvězd.

Možná řešení:

1) Neutrinové ohřátí

2) Vliv rotace hvězdy

3) Změkčení stavové rovnice při vysokých hustotách přítomností hyperonů

Výpočtů zatím málo a nezahrnují všechny efekty

slide24

Neutronové hvězdy

Gravitačnímu zhroucení odolávají tlakem degenerovaného neutronového plynu (fermionový plyn). M  2 – 3 MS, R = 10 30 km, ρ ≈ 1017 kg/m3.

Znalosti o stavbě neutronových hvězd závisí na znalostech vlastností hmoty, která je tvoří.

Vznik neutronové hvězdy: a) Výbuch supernovy druhého druhu

b) Kolaps bílého trpaslíka

Pozorovací údaje:

1) Hmotnosti a poloměry neutronových hvězd

Hmotnosti lze určovat v binárních systémech

1 MS< M < 2 MS

Poloměry (určení rozměru 10 km ze vzdálenosti > 1015km

(nepřímo z intenzity rentgenova a optického záření a jejich změn)

Snímek pulsaru v Krabí mlhovině

Gravitační rudý posuv spektrálních čar

2) Vzdálenosti – měření disperze signálu v mezihvězdné plazmě, paralaxa

Hmotnosti neutronových hvězd ukazují na tvrdou stavovou rovnici K ≈ 300 MeV

Dosud známo více než 1000 radiopulsarů (3% ve dvojhvězdách)

(Tisícím byl už v roce 1998 PSR J1524-5709 v souhvězdí Kružítka)

slide25

Efekty vznikající působením silného gravitačního a magnetického pole → pulsary

Rychlá rotace a intenzivní magnetické pole vzniká zmenšením poloměru a zachováním daných fyzikálních veličin

3) Magnetické pole108 T, původní magnetické pole hvězdy 10-2 T,

zmenšení rozměru v řádu 105→ zvětšení intenzity v řádu 1010

Měření z cyklotronové frekvence

Magnetary

Ubývá v čase

4) Rotaceneutronové hvězdy(periody1,5 ms – 5 s) při vzniku rotace > 10 ms

5) Pomalé zpomalování rotace pulsaru - brždění magnetosférou → rotace neutronové hvězdy se zpomaluje – lze odhadnout stáří pulsaru

Pozor na milisekundové pulsary vzniklé ve dvojhvězdách

6) Skokové zrychlení rotace (~10-6 – 10-8) – rotace neutronové hvězdy jako pevného tělesa – interakce mezi vnější a vnitřní kúrou – pozorována řádově stovka skoků u již několika desítek pulsarů

proces URCA- rozpad neutronu, únik neutrina a opětná přeměna protonu a elektronu na neutron

7) Teplota a průběh chladnutí:

Vznik – teplota T ~ 1011 K

Prvních 104 let – ztráta tepelné energie vyzařováním neutrin

Pokles na teplotu T ~108 K

Další ochlazování vyzařováním fotonů

Za 107 let pokles na teplotu T ~105 K

Nejstarší pozorované pulsary mají přes milión let, nejmladší

V Krabí mlhovině (954 let), PSR J1846-0258(723 let) – 325 ms, 5109 T

Evropská rentgenová observatoř XMM-Newton.

Měření rentgenova záření z povrchu – určení teploty ze spektra

slide26

Fyzikální interpretace pulsaru a stavba neutronové hvězdy

V jádře neutronové hvězdy i podivné částice (hyperony), případně kvarkgluonové plazma

Supravodivost a supratekutost

Složitá struktura → skoky v periodě

Stavba neutronové hvězdy

Majákový model pulsaru (obr. převzat z M. Šolc: Fyzika hvězd a vesmíru)

Majákový model pulsaru – animace skupiny z Bonu

slide27

Milisekundové pulsary

Opětné zrychlení rotace pulsaru ve dvojhvězdě přenosem momentu hybnosti s hmotou

přetékající s normální složky – extrémně rychlá rotace

Rekordní například PSR B1937+21 (P = 1,56 ms), PSR B1957+20 (P = 1,61 ms)

„Recyklované“ pulsary jsou velmi stabilní P = 0,00155780649243270,0000000000000004 s

Nejrychlejší rotace u PSR J1748-2446ad (objev roku 2005) (P = 1,40 ms↔ 716 otáček/s)

Velká pravděpodobnost dvojhvězd v kulových hvězdokupách → hledání milisekundových pulsarů tam

slide28

Blížíme se ke stovce binárních pulsarů (desítka

s neutronovou hvězdou

První dvojitý pulsar: PSR J0737-3039A (P = 23 ms)

PSR J0737-3039B (P = 2,8 s)

Vzdálenost pulsarů srovnatelná s velikostí Slunce

Objeven v roce 2004

Rok 1990: objev planetárního systém díky zpožďování a zrychlování signálu:

PSR 1257 + 12

slide29

PSR B1620-26– pulsar ve dvojhvězdě s planetárním systémem

Systém se skládá z neutronové hvězdy (M = 1,35 MS), bílého trpaslík (M =0,34 MS)

a exoplanety (M = 2,5 MJ)

Vzdálenost 12 400 sv.l.

Stáří 13 miliard let – odhad ze stáří kulové hvězdokupy

Vzdálenost planety od pulsary 23 AU, oběžná doba ~ 100 let

Systém PSR B1620-26 v kulové hvězdokupě M4 v souhvězdí Štíra

Nejstarší známá exoplaneta – jeden z velmi starých pulsarů a bílých trpaslíků

slide30

Podivné (kvarkové) hvězdy

Pokud existuje stabilní kvark-gluonové plazma s podivností (se třemi druhy kvarků u, d, s ) → možnost existence podivných hvězd.

Popis kvark-gluonového plazmatu s podivností – podobně jako jaderné hmoty – Fermiho kapalina, tentokrát však složená s nehmotných kvarků (fermiony – nastolení chirální symetrie) . Vazbová energie (objemová) – B = 57 MeV/fm3.

Složení: u, d, s kvarky a e- - celkové baryonové číslo určuje celkovou vazebnou energii (rozdíl mezi energií systému složeného s vodíku a systému s podivného kvark-gluonového plazmatu se stejným baryonovým číslem)

Povrch vázán silnou interakcí a ne gravitací →

1) skoková změna hustoty z 0 na ~ 4·1017 kg/m3.

2) Hustota se od povrchu k centru příliš nemění – není struktura, homogenní

3) neplatí klasická Eddingtonova limita (limita pro hustotu svítivého výkonu)

4) vysoká hustota elektrického náboje → z povrchu se do magnetosféry nedostávají ionty a elektrony, stejně jako v plazmě je ovlivněno elektromagnetické záření

Závislost hustoty na vzdálenosti od středu podivné hvězdy

Vztah mezi poloměrem a hmotností podivné hvězdy

slide31

Kůra podivné hvězdy: je složena s normální hmoty

Kvarky interagují silně → ostré rozhraní

Leptony neinteragují silně → pozvolné (rozmazané rozhraní)

Princip vzniku kůry podivné hvězdy (rozhraní kvark-gluonového plazmatu ~ 1 fm, rozhraní elektronů 103 fm, vzdálenost kůry od povrchu 100 fm

Kůra musí splňovat:

1) její hmotnost nesmí být velká, aby elektronová vrstva udržela

mezeru

2) hustota musí být menší než hustota vzniku neutronové

kapaliny (~ 4·10-14 kg/m3)

Kůra modifikuje chování podivné hvězdy a přibližuje je chování neutronové hvězdy.

Způsoby odlišení podivné a neutronové hvězdy:

Hustoty v centru podivných a neutronových hvězd jsou různé (ρPODIVNÉ > ρNEUTRONOVÉ). Podivná hvězda může mít vyšší rychlost rotace.

Díky různé vnitřní stavbě (podivná hvězda je homogenní) nemůže u podivné hvězdy docházet ke skokům v periodě (33 skoků u 8 pulsarů)

Vznik podivné hvězdy:

Stabilní podivnůstka (strangelet) + neutronová hvězda → transformace na podivnou hvězdu

Podivnůstka je buď ve hvězdě (vznikne při výbuchu supernovy) nebo se podivnůstka vzniklá při velkém třesku setká s neutronovou hvězdou později

Přeměna a její rychlost je dána slabými procesy (absorpce neutronů podivnůstkou) → t ~ 1 min

Uvolní se vazbová energie ~ 1046 J (přežije jen kůra neutronové hvězdy)

Při přeměně dochází ke gama a neutrinovému záblesku.

slide32

Zrod kompaktního objektu při výbuchu supernovy

neutronová hvězda

rudý obr

zhroucení jádra → výbuch supernovy → pozůstatek po supernově

Ranný vesmír

Kvark-gluonové

plazma

Hadrony

Barevná

supravodivost

Jádra

Neutronové hvězdy

Co máme a co nemáme pro popis neutronových, hybridních

podivných (kvarkových) hvězd

neutronová hvězda – velké jádro

hybridní systém – uvnitř neutronové hvězdy kvark-gluonové plazma

podivná (kvarková) hvězda – velký hadron

při chladnutí možnost přechodu jednoho typu v jiný

Potřebujeme znát i chování husté ale chladné hadronové i kvarkové hmoty

Cestou je urychlovač FAIR (SIS 100/200) – svazky těžkých iontů s energií do 30 GeV/A

FAIR

Srovnání FAIR v GSI Darmstadt a RHIC v Brookhavenu (LHC v CERN)

Výbuch supernovy → horká hmota → chladne různě rychle pro různý typ objektu

slide33

Možnost odlišení:

  • Poměr hmotnosti a poloměru. Poloměr menší než 8 km → podivná hvězda
  • Průběh chladnutí. Podivná hvězda chladne rychleji.
  • Možnost intenzivnějšího vyzařování u podivné hvězdy
  • Podivná hvězda může rychleji rotovat
  • Podivná hvězda nemá skoky v periodě

Vztah mezi poloměrem a hmotností podivné hvězdy

Pravidelně se objevují náznaky objevu podivné hvězdy:

Rok 2002:

1) Objekt RX J1856.5-3754: osamělý velmi hustý objekt s M = 0,4 MS ve značné vzdálenosti – malý poloměr??

2) Mladý pulsar J0205+6449 v centru pozůstatku 3C58 po supernově SN1181 – rychlé chladnutí??

Objekt RX J1856.5-3754

Rok 2006 : Y.L Yue et al:astro-ph/0603468 : pulsar PSR B0943+10

Driftující subpulzy, příliš malá „polární čepička“ než pro klasické pulsary s M ~ MS a R ~ 10 km

Možné vysvětlení – nahá kvarková hvězda s hmotností M ~ 0,02 MS a R ~ 2,6 km

slide34

Závěr

  • 1) Konečná stádia hvězd – laboratoře pro zkoumání degenerovaného fermionového plynu různého druhu
  • 2) Pochopení základních vlastností – relativně jednoduché
  • Přesná analýza – velmi složité
  • Rozdíly mezi hustou jadernou hmotou ze srážek těžkých iontů a z neutronových hvězd:
  • (izotopické složení, „chemické“ složení, držení silnou nebo gravitační interakcí, doba existence
  • 4) Vznik neutronové hvězdy buď při výbuchu supernovy II. Typu nebo kolapsem bílého trpaslíka v dvojhvězdě, který získal hmotu přetokem z druhé složky
  • Velké množství neutronových hvězd – možnost získání velkého množství stále přesnějších dat (hmotnosti, rozměry, rotace a skoky v rotaci, teploty a průběh chladnutí, magnetické pole)
  • 6) Získání a srovnání stavových rovnic ze studia kompaktních stádií hvězd a studiem v laboratoři – úzká spolupráce jaderné a částicové fyziky s astrofyzikou
ad