Gwiazda neutronowa

pozostałość gwiazdy złożona z materii zdegenerowanej

Gwiazda neutronowagwiazda zdegenerowana powstała w wyniku ewolucji gwiazd o dużych masach (ok. 8–10 mas Słońca). Powstają podczas supernowej (supernowe typu II lub Ib) lub kolapsu białego karła (supernowa typu Ia) w układach podwójnych. Materia składająca się na gwiazdy neutronowe jest niezwykle gęsta, przy średnicy ok. 25 km[1] gwiazdy tego typu mają masę ok. 2 mas Słońca. Łyżeczka materii neutronowej ma masę ok. 6 miliardów ton[2].

OdkrycieEdytuj

Przewidzenie istnienia gwiazd neutronowych było przez wiele lat przypisywane Lwowi Landau, który w 1932r. napisał w swoim artykule o gwiazdach, których „jądra atomowe będące w bliskim kontakcie, tworzą jedno gigantyczne jądro”[3]. Data publikacji zbiegła się z datą opublikowania wyników badań Jamesa Chadwicka odnośnie odkrycia przez niego neutronu[4]. Doprowadziło to do błędnego powiązania ze sobą obu prac, przez co obecnie uznaje się, że fakt przewidzenia przez niego gwiazd neutronowych jest nieprawdziwy[5].

Teoretyczne przewidywanie gwiazd neutronowych zostało pierwszy raz przedstawione w grudniu 1933 na konferencji Amerykańskiego Towarzystwa Fizycznego przez Waltera Baade’a i Fritza Zwicky’ego[6]. Zwicky wysunął takie przypuszczenie blisko dwa lata po odkryciu neutronu, wkrótce po eksperymentalnym stwierdzeniu istnienia neutronów we wtórnym promieniowaniu kosmicznym. Odkrycie pulsara przez Antony’ego Hewisha i Jocelyn Bell z Uniwersytetu Cambridge w 1967 potwierdziło istnienie gwiazd neutronowych.

FizykaEdytuj

 
Pulsar Vela

Materia skorupy na powierzchni gwiazdy neutronowej składa się z jąder żelaza (Fe) i swobodnych elektronów. Duże ciśnienie podczas zapadania jądra supernowej oraz malejące odległości między jądrami i elektronami powodują, że te ostatnie łączą się z protonami podczas fazy zwanej neutronizacją materii, skutkiem czego powstaje ośrodek składający się głównie z neutronów. Gdy gęstość we wnętrzu gwiazdy przekroczy 4·1011 g/cm³, materia wygląda jak ciągły stan neutronów. Ten proces nazywany jest także ściekaniem neutronów.

Swobodne neutrony są nietrwałe i rozpadają się po 15 minutach; tzw. (rozpad β). Produktem rozpadu neutronu są: proton, elektron i antyneutrino:

 

Wszystkie te cząstki są fermionami i podlegają statystyce Fermiego-Diraca, określającej sposób obsadzania stanów energetycznych, oraz zasadzie Pauliego, która stosuje się do wszystkich liczb kwantowych (a nie wyłącznie do spinu).

Gwiazdy neutronowe zawdzięczają nazwę dominującemu składnikowi, jakim są neutrony[7], ale zawierają również elektrony, protony i mezony. Istnienie takich obiektów wynika z równowagi między zapadaniem grawitacyjnym materii a ciśnieniem wytworzonym przez zdegenerowany gaz fermionowy neutronów, protonów i elektronów. Zdegenerowany gaz fermionowy podlega wciąż statystyce Fermiego-Diraca (a nie Boltzmanna), a ciśnienie nie znika, nawet gdy temperatura gwiazdy dąży do zera. Średnia gęstość waha się w granicach

 

Gęstość materii w symetrycznych jądrach atomowych, w których   jest podobnego rzędu:

 

Tak duża gęstość wynika jednak raczej z istnienia sił dwójkowania, które zapewniają większą trwałość jąder izotopów radioaktywnych.

W laboratorium nie wytworzono tak dużych gęstości. Nie jest znane równanie stanu gęstej materii jądra gwiazdy neutronowej. Do czasu odkrycia PSR J1614-2230 uważano, że w bardzo gęstym jądrze może zachodzić kondensacja kaonów, których sama obecność w gwieździe mogłaby modyfikować równanie stanu czy przejście fazowe do materii kwarkowej (gwiazdy dziwne), które dostarcza energii przemiany do materii gwiazdy, ale biorąc pod uwagę masę PSR J1614-2230, jest to mało prawdopodobne. Obiekt o masie PSR J1614-2230 (1,97 ± 0,04 M), zawierający materię dziwną, najprawdopodobniej zapadłby się w czarną dziurę, zanim powstałaby z niego gwiazda neutronowa[8][9].

Młoda, gorąca gwiazda neutronowa (gwiazda protoneutronowa) może pochłaniać w jądrze neutrina, dla których Ziemia jest prawie przezroczysta. Zwiększa to ciśnienie gwiazdy, jej rozmiar, ale prawdopodobnie zmniejsza także degenerację materii w gwieździe. Ucieczka neutrin z gwiazdy destabilizuje tę chwilową równowagę i mogłaby prowadzić do wybuchu supernowej, gdyby nie to, że brak tam niezdegenerowanej materii, która mogłaby napędzić falę uderzeniową, rozdmuchującą w klasycznych supernowych otoczkę progenitora.

Stwierdzono nagłe zmiany tempa rotacji gwiazd neutronowych, co zinterpretowano jako skutek zmiany momentu bezwładności cieczy neutronowej, wypełniającej wnętrze takiego obiektu. W pierwszej połowie lat osiemdziesiątych usiłowano wyjaśnić zjawisko, badając tzw. fale Tkaczenki.

Wnętrza gwiazd neutronowych nie są radioaktywne, natomiast na tempo rozpadów jąder w skorupie mogą mieć wpływ efekty relatywistyczne, wynikające z ogólnej teorii względności (w trakcie rozpadów radioaktywnych jądra tracą symetrię sferyczną). Przypuszcza się, że jądro gwiazdy neutronowej jest nadciekłe[2].

Budowa wewnętrznaEdytuj

Gwiazda neutronowa otoczona jest cienką atmosferą. Wyróżnia się cztery obszary samej gwiazdy:

  • skorupa (otoczka) zewnętrzna,
  • skorupa wewnętrzna,
  • jądro zewnętrzne,
  • jądro wewnętrzne.

Materia skorupy zewnętrznej składa się z jonów i elektronów, które są silnie zdegenerowane. W dolnej części tej warstwy, sięgającej kilkuset metrów, gęstości są na tyle wysokie, że występuje wyciek neutronów.

W skorupie wewnętrznej materia zbudowana jest z elektronów, swobodnych neutronów i jąder atomowych bogatych w neutrony. Wraz ze wzrostem gęstości zwiększa się udział swobodnych neutronów, zaś kształt jąder atomowych przestaje być sferyczny. Przy gęstości rzędu 1,5·1014 g/cm³ na dnie skorupy wewnętrznej jądra atomowe znikają, a materia składa się ze swobodnych neutronów, protonów i elektronów. Grubość tej warstwy wynosi około 1 km.

W jądrze gwiazdy materia składa się już przede wszystkim z neutronów, z niewielką domieszką protonów, elektronów i mionów. Granica między jądrem zewnętrznym a wewnętrznym jest umownie określona gęstością około 5,5·1014 g/cm³, powyżej której struktura materii nie jest już dokładnie określona równaniem stanu, wynikającym ze znanych praw fizyki jądrowej. Jądro wewnętrzne występuje w najbardziej masywnych gwiazdach neutronowych, podczas gdy w mało masywnych warstwa ta może nie być obecna[10].

Rozważa się kilka możliwości składu materii gęstej w wewnętrznym jądrze gwiazdy neutronowej i wynikające stąd równania stanu:

  • materia nukleonowa o składzie takim samym jak w jądrze zewnętrznym,
  • materia hiperonowa zawierająca domieszkę hiperonów Λ i Σ,
  • kondensaty pionów,
  • kondensaty kaonów,
  • materia kwarkowa złożona z kwarków u i d oraz kwarków dziwnych s.

Teoretyczne modele budowy gwiazd neutronowych weryfikuje się obserwacyjnie, mając do dyspozycji tzw. krzywe chłodzenia, czyli zmiany temperatury powierzchniowej gwiazdy w funkcji czasu. W początkowym etapie swego życia gwiazda neutronowa chłodzi się dzięki emisji neutrin, zaś tempo ich produkcji silnie zależy od stanu materii w jądrze gwiazdy. Pojemność cieplna wnętrza gwiazdy i emisja neutrin zależy od tego, czy w jądrze występuje nadciekłość. Powierzchnia gwiazdy chłodzi się dzięki emisji fotonów z powierzchni, głównie w zakresie rentgenowskim. Przewodnictwo cieplne na powierzchni gwiazdy i jej temperatura zależą także od obecności pola magnetycznego oraz ewentualnej warstwy materii zakreowanej z towarzysza, jeśli gwiazda znajduje się w układzie podwójnym.

Inną istotną informację daje wyznaczenia masy gwiazdy, ponieważ maksymalna możliwa masa gwiazdy neutronowej zależy od równania stanu. W ogólności bardzo duża masa gwiazdy, 2–2,5 masy Słońca, wskazuje raczej na obecność w jej wnętrzu materii nukleonowej.

Zobacz teżEdytuj

PrzypisyEdytuj

  1. J. Nättilä i inni, Neutron star mass and radius measurements from atmospheric model fits to X-ray burst cooling tail spectra, „Astronomy & Astrophysics”, DOI10.1051/0004-6361/201731082, ISSN 0004-6361 [dostęp 2017-11-29] (ang.).
  2. a b NASA’S Chandra Finds Superfluid in Neutron Star’s Core (ang.). NASA, 2011-02-24. [dostęp 2011-02-24].
  3. Lev Landau, On the Theory of Stars, „Physikalische Zeitschrift Sowjetunion”, 1932, s. 285 [dostęp 2021-03-21].
  4. J. Chadwick, Possible Existence of a Neutron, „Nature”, 129 (3252), 1932, s. 312, DOI10.1038/129312a0, ISSN 1476-4687 [dostęp 2021-03-21] (ang.).
  5. Georgios Palkanoglou, Alexandros Gezerlis, Superfluid Neutron Matter with a Twist, „Universe”, 7 (2), 2021, s. 24, DOI10.3390/universe7020024 [dostęp 2021-03-21] (ang.).
  6. Dmitry G. Yakovlev i inni, Lev Landau and the conception of neutron stars, „Physics-Uspekhi”, 2013, s. 5-6, DOI10.3367/UFNe.0183.201303f.0307 [dostęp 2021-03-21] (ang.).
  7. Gwiazdy neutronowe, [w:] Encyklopedia PWN [online] [dostęp 2021-07-29].
  8. Zeeya Merali. Massive neutron star is exactly that. „Nature”, 27 October 2010. Springer Nature. DOI: 10.1038/news.2010.565. ISSN 0028-0836. Sprawdź autora:1.
  9. Fronefield Crawford and Mallory S. E. Roberts and Jason W. T. Hessels and Scott M. Ransom and Margaret Livingstone and Cindy R. Tam and Victoria M. Kaspi. A Survey of 56 Midlatitude EGRET Error Boxes for Radio Pulsars. „The Astrophysical Journal”. 652 (2), s. 1499–1507, 2006 December 1. DOI: 10.1086/508403. 
  10. Yakovlev i Pethick, 2004, Annual Reviews of Astronomy and Astrophysics, 42, 169.

Linki zewnętrzneEdytuj