Makaron nuklearny - Nuclear pasta
W astrofizyki i fizyki jądrowej , makaron jądrowej jest rodzajem teoretyczna zdegenerowanej materii , który jest postulowany istnieć wewnątrz skorupy z gwiazd neutronowych . Jeśli rzeczywiście istnieje, makaron nuklearny jest najmocniejszym materiałem we wszechświecie. Pomiędzy powierzchnią gwiazdy neutronowej a plazmą kwarkowo-gluonową w jądrze, przy gęstościach materii 10 14 g/cm 3 , siły przyciągania jądrowego i kulombowskie siły odpychania są podobnej wielkości. Konkurencja między siłami prowadzi do powstania różnorodnych złożonych struktur złożonych z neutronów i protonów . Astrofizycy nazywają tego typu struktury makaronem jądrowym, ponieważ geometria struktur przypomina różne rodzaje makaronów .
Tworzenie
Gwiazdy neutronowe powstają jako pozostałości masywnych gwiazd po zdarzeniu supernowej . W przeciwieństwie do swoich gwiazd protoplastów, gwiazdy neutronowe nie składają się z gazowej plazmy. Przeciwnie, intensywne przyciąganie grawitacyjne zwartej masy pokonuje ciśnienie degeneracji elektronów i powoduje wychwytywanie elektronów w gwieździe. Rezultatem jest zwarta kula prawie czystej materii neutronowej z rzadkimi protonami i elektronami pomiędzy nimi w przestrzeni kilka tysięcy razy mniejszej niż gwiazda protoplasta.
Na powierzchni ciśnienie jest na tyle niskie, że konwencjonalne jądra, takie jak hel i żelazo , mogą istnieć niezależnie od siebie i nie ulegają zgnieceniu w wyniku wzajemnego odpychania kulombowskiego ich jąder. W jądrze ciśnienie jest tak duże, że odpychanie kulombowskie nie może podtrzymywać pojedynczych jąder i powinna istnieć jakaś forma ultragęstej materii, taka jak teoretyczna plazma kwarkowo-gluonowa .
Obecność niewielkiej populacji protonów jest niezbędna do powstania makaronu jądrowego. Przyciąganie jądrowe między protonami i neutronami jest większe niż przyciąganie jądrowe dwóch protonów lub dwóch neutronów. Podobnie jak neutrony stabilizują ciężkie jądra konwencjonalnych atomów przeciwko elektrycznemu odpychaniu protonów, protony stabilizują fazy makaronu. Konkurencja między elektrycznym odpychaniem protonów, siłą przyciągania między jądrami a ciśnieniem na różnych głębokościach w gwieździe prowadzi do powstania makaronu jądrowego.
Fazy
Podczas gdy jądrowy makaron nie został zaobserwowany w gwieździe neutronowej, teoretycznie jego fazy istnieją w wewnętrznej skorupie gwiazd neutronowych, tworząc obszar przejściowy między materią konwencjonalną na powierzchni a materią ultragęstą w jądrze. Oczekuje się, że wszystkie fazy będą amorficzne z niejednorodnym rozkładem ładunku . W górnej części tego regionu przejściowego ciśnienie jest na tyle duże, że konwencjonalne jądra zostaną skondensowane w znacznie bardziej masywne, półkuliste kolekcje. Te formacje byłyby niestabilne poza gwiazdą ze względu na wysoką zawartość i wielkość neutronów, które mogą wahać się od dziesiątek do setek nukleonów. Ta półkulista faza znana jest jako faza gnocchi .
Kiedy faza gnocchi zostaje skompresowana, jak można by się spodziewać w głębszych warstwach skorupy, elektryczne odpychanie protonów w gnocchi nie jest w pełni wystarczające do podtrzymania istnienia poszczególnych kul i są one kruszone na długie pręty, które, w zależności od ich długości może zawierać wiele tysięcy nukleonów. Zanurzone w cieczy neutronowej pręty te są znane jako faza spaghetti . Dalsze ściskanie powoduje, że pręty fazy spaghetti łączą się i tworzą warstwy materii jądrowej zwane fazą lasagne . Dalsze ściskanie fazy lasagny daje jednorodną materię jądrową jądra zewnętrznego z przerywanymi dziurami cieczy neutronowej (i prawdopodobnie protonowej). Postępuje w głąb skorupy wewnętrznej, te otwory w nuklearnego zmiany makaronu przed cylindryczne, zwane przez niektórych bucatini fazy lub antispaghetti fazy , do rozrzuconych kuliste otwory, które można nazwać szwajcarski ser faza . Jądra znikają na granicy skorupy i jądra, przechodząc do płynnego neutronowego jądra gwiazdy. Dla typowej gwiazdy neutronowej o masie 1,4 Słońca ( M ☉ ) i promieniu 12 km, warstwa makaronu jądrowego w skorupie może mieć grubość około 100 mi masę około 0,01 M ☉ . Pod względem masy jest to znaczna część skorupy gwiazdy neutronowej.