Jaká je hmota uvnitř neutronových hvězd
Download
1 / 34

- 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 '' - 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
Vod chov n degenerovan ho fermionov ho plynu a nukleony v j d e

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: WAGNER@UJF.CAS.CZ, 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


Vod chov n degenerovan ho fermionov ho plynu a nukleony v j d e

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


Vod chov n degenerovan ho fermionov ho plynu a nukleony v j d e

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.


Vod chov n degenerovan ho fermionov ho plynu a nukleony v j d e

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.


Vod chov n degenerovan ho fermionov ho plynu a nukleony v j d e

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):


Vod chov n degenerovan ho fermionov ho plynu a nukleony v j d e

Bílý trpaslíci

Planetární mlhovina NGC 2440 obklopuje jednoho z nejžhavějších známých bílých trpaslíků


Vod chov n degenerovan ho fermionov ho plynu a nukleony v j d e

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:


Vod chov n degenerovan ho fermionov ho plynu a nukleony v j d e

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:


Vod chov n degenerovan ho fermionov ho plynu a nukleony v j d e

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


Vod chov n degenerovan ho fermionov ho plynu a nukleony v j d e

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


Vod chov n degenerovan ho fermionov ho plynu a nukleony v j d e

Hmotnosti i jen pár desetiny hmotnosti Slunce (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.→ 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


Vod chov n degenerovan ho fermionov ho plynu a nukleony v j d e

E (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.KIN dν

Relativistické řešení

Substituce:

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


Vod chov n degenerovan ho fermionov ho plynu a nukleony v j d e

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.


Vod chov n degenerovan ho fermionov ho plynu a nukleony v j d e

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)


Vod chov n degenerovan ho fermionov ho plynu a nukleony v j d e

Neutronové hvězdy kinetická energie je v absolutní hodnotě větší než potenciální:

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


Vod chov n degenerovan ho fermionov ho plynu a nukleony v j d e

Střední neutronová hustota: kinetická energie je v absolutní hodnotě větší než potenciální: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 kinetická energie je v absolutní hodnotě větší než potenciální:

„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


Vod chov n degenerovan ho fermionov ho plynu a nukleony v j d e

Fázové přechody kinetická energie je v absolutní hodnotě větší než potenciální:

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. kinetická energie je v absolutní hodnotě větší než potenciální:

Ohřívaná voda

Ohřívaná jaderná hmota

Fázové přechody jaderné hmoty a vody (H2O) a tvar

příslušných potenciálů


Vod chov n degenerovan ho fermionov ho plynu a nukleony v j d e

i kinetická energie je v absolutní hodnotě větší než potenciální:

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



Vod chov n degenerovan ho fermionov ho plynu a nukleony v j d e

Hroucení lze rozdělit do těchto pěti etap: M. Brože)

  • 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)


Vod chov n degenerovan ho fermionov ho plynu a nukleony v j d e

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


Vod chov n degenerovan ho fermionov ho plynu a nukleony v j d e

Neutronové hvězdy ~10

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)


Vod chov n degenerovan ho fermionov ho plynu a nukleony v j d e

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


Vod chov n degenerovan ho fermionov ho plynu a nukleony v j d e

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


Vod chov n degenerovan ho fermionov ho plynu a nukleony v j d e

Milisekundové pulsary hvězdy

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


Vod chov n degenerovan ho fermionov ho plynu a nukleony v j d e

Blížíme se ke stovce binárních pulsarů (desítka hvězdy

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


Vod chov n degenerovan ho fermionov ho plynu a nukleony v j d e

PSR B1620-26 hvězdy – 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


Vod chov n degenerovan ho fermionov ho plynu a nukleony v j d e

Podivné (kvarkové) hvězdy 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


Vod chov n degenerovan ho fermionov ho plynu a nukleony v j d e

Kůra podivné hvězdy: 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.


Vod chov n degenerovan ho fermionov ho plynu a nukleony v j d e

Zrod kompaktního objektu při výbuchu supernovy hvězdy

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


Vod chov n degenerovan ho fermionov ho plynu a nukleony v j d e

Možnost odlišení: hvězdy

  • 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


Vod chov n degenerovan ho fermionov ho plynu a nukleony v j d e

Závěr hvězdy

  • 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