Prezentace se nahrává, počkejte prosím

Prezentace se nahrává, počkejte prosím

1)Úvod 2)Chování degenerovaného fermionového plynu a) Nukleony v jádře b) Elektronový plyn – bílí trpaslíci c) Chandrasekharova mez d) Neutronový plyn.

Podobné prezentace


Prezentace na téma: "1)Úvod 2)Chování degenerovaného fermionového plynu a) Nukleony v jádře b) Elektronový plyn – bílí trpaslíci c) Chandrasekharova mez d) Neutronový plyn."— Transkript prezentace:

1 1)Úvod 2)Chování degenerovaného fermionového plynu a) Nukleony v jádře b) Elektronový plyn – bílí trpaslíci c) Chandrasekharova mez d) Neutronový plyn – neutronová hvězda 3)Kompaktní konečná stádia hvězd a) Vznik neutronových hvězd - supernovy b) Neutronové hvězdy c) Podivné (kvarkové) hvězdy 4) Závěr 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 “ M. Hanauske: WWW stránky „Vytvoř si svoji neutronovou hvězdu“ Vladimír Wagner Ústav jaderné fyziky AVČR, Řež, E_mail: WWW: hp.ujf.cas.cz/~wagner/

2 Úvod Hustota v nitru neutronových – i o řád větší než hustota jádra Odhady počtu neutronových hvězd v Galaxii - ~ 10 9 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 Kompaktní konečná stádia hvězd: 1) Bílí trpaslíci – degenerovaný elektronový plyn 2) Neutronové hvězdy – degenerovaný neutronový plyn 3) Černé díry 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.

3 Jádro jako fermionový plyn Nukleony jsou fermiony (mají spin 1/2). Podle Pauliho vylučovacího principu může 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. Systém N fermionů v objemu V a při teplotě T: Pravděpodobnost výskytu fermionu ve stavu s energií E: kde k je Boltzmanova konstanta a E F – Fermiho energie. Určíme Fermiho hybnost p F ( nerelativistické přiblížení E F = p F 2 /2m ) Fermiho plyn je degenerovaný pro E F >> kT. Pro E F << kT → klasický plyn a Maxwellovo rozdělení.

4 Počet fermionů v daném objemu fázového prostoru: Element prostoru fázového prostotu je: dV = dx·dy·dz → dV = d 3 r = r 2 sin dr·d ·d  Pokud není úhlová orientace důležitá, integrujeme přes úhly: dV = 4π r 2 dr Analogicky pro element prostoru hybností: dV p = d 3 p = dp x dp y dp z = 4π p 2 dp Fázový prostor: dV TOT = dV·dV p Z Heisenbergova principu neurčitosti: Objem dV TOT elementární buňky ve fázovém prostoru je h 3. V objemu V je počet d elementárních buněk po jedné částici s hybností p  p+Δp : Nukleony mají s = 1/2  v každé buňce g s = (2s+1) = 2. Při T = 0: p < p F  v buňce 2 částice p > p F  v buňce 0 částic.

5 Určíme tedyFermiho hybnost: Jádro je směs dvou degenerovaných fermionových plynů: Z protonů a N neutronů uzavřených v objemu V = (4/3)  R 3 = (4/3)  r 0 3 A. Fermiho energie pro neutrony a protony v jádře: v prvním přiblížení: m n  m p = m, Z  N  A/2: Hloubka potenciálové jámy (vazba posledního nukleonu je B/A): V 0  E F + B/A  30 MeV + 8 MeV  38 MeV Dále lze spočítat celkovou kinetickou energii: Odtud pro A = Z+N nukleonů: Střední kinetická energie na A (pro Z  A): opravdu nerelativistické N a V u jádra známe E KIN dν mc 2 = 938 MeV ħc = 197,3 MeV  fm r 0 = 1,1 fm

6 Planetární mlhovina NGC 2440 obklopuje jednoho z nejžhavějších známých bílých trpaslíků Bílý trpaslíci

7 Určení vztahu mezi rovnovážným poloměrem a hmotností objektu obsahujícího degenerovaný fermionový plyn: Celková energie: E TOT = E KIN + E POT Nejdříve degenerovaný elektronový plyn (bílý trpaslík): Pro potenciální energii platí: Předpoklady: bílý trpaslík je popsán 1) neutrální koulí → stejný počet protonů a elektronů N e ≈ N p 2) jádra mají N ≈ Z ≈ A/2, m n  m p Z toho plyne pro hmotnost hvězdy: M ≈ 2N p m p ≈ 2N e m p Gravitační potenciální energie koule s hmotností M: Bílí trpaslící – degenerovaný elektronový plyn r dr Potenciální energie koule daná gravitační interakcí

8 Pro kinetickou energii: Předpoklad: 1) Jádra jsou těžká → E KIN dána kinetickou energií elektronů 2) Elektrony tvoří degenerovaný fermionový plyn → vyplňují všechny nejnižší stavy až po Fermiho hladinu (nastává pro M > 0,01M S ): kde dosadíme: Nerelativistické přiblížení: E KIN dν Z předchozího známe: (často uváděný vztah, n e je hustota elektronů)

9 Potom celokově E TOT : 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

10 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. dosadíme za hmotnost M = M S = 1,99∙10 30 kg: Poloměr km je blízký poloměru Země. Hustota je tak ≈ 10 9 kg/m 3 Což jsou poloměry a hustoty bílých trpaslíků s M ≈ M S Do vztahu mezí poloměrem a hmotností: Nerelativistické přiblížení

11 Hmotnosti i jen pár desetiny hmotnosti Slunce → maximální možná kinetická energie elektronu srovnatelná s jeho klidovou energií Nitro Slunce → T ≈ 10 7 K k = 8,62  eV/K Jestliže se při dalším zvětšování hmotnosti zvětší kinetická energie elektronů a stává se relativistickou, musíme uvažovat

12 E KIN dν Substituce: Ultrarelativitická limita: x F >>1 ↔ pc >> mc 2 Relativistické řešení

13 Další růst kinetické energie → ultrarelativistická limita: E KIN = pc Dostaneme pro celkovou kinetickou energii: Celková energie pak je: Minimum totální energie je pouze pro R=0. Není další stabilní řešení. Chandrasekharova mez – ultrarelativistický elektronový degenerovaný plyn

14 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 mez je: 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) Přesnější hranice pro stabilitu bílého trpaslíka je 1,44 M S. Planckova hmotnost m p = 1,672  kgM S = 1,99  kg Naše zjednodušení → jen o 20 % větší hmotnost Korekce na chemické složení:

15 Nerelativistický neutronový plyn → nositelé kinetické energie jsou neutrony: 1) je jich zhruba dvojnásobný počet: N n = 2N e 2) m n ≈ m p ≈ 1840 m e poměr poloměru bílého trpaslíka (R BT ) a neutronové hvězdy (R NH ) pro danou hmotnost: a tedy poloměr neutronové hvězdy s M = M S je R NH (M S ) ≈ 12 km a hustota ρ NH ≈ 2,8  kg/m 3 Neutronové hvězdy dosadíme: Z předchozího známe: Bílý trpaslík Neutronová hvězda faktor 4 faktor 2 1/3

16 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 M S Střední neutronová hustota: 0,25 neutronů/fm 3 v jádře je hustota ρ 0 = 0,17 nukleonů/fm 3 V realitě není konstantní hustota (až 10 ρ 0 ), ani složení. Vzdálenost neutronů menší než 0,8 fm → vliv jaderného odpuzování

17 Stavová rovnice – fáze jaderné hmoty E/A = f(P) = f(ρ,T) = „měkká“ jako pružná guma voda led pára plazma „tvrdá“ jako ocelová koule atomové jádro nitro neutro- nových hvězd jaderná srážka počátek vesmíru

18 Fázové přechody Přechod prvního řádu: Přechod druhého řádu:Spojitý přechod: Podle charakteru změn teploty v závislosti na hustotě energie rozeznáváme tři druhy přechodů (T C - 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

19 Fázový přechod jaderné kapaliny v hadronový plyn. Fázové přechody jaderné hmoty a vody (H 2 O) a tvar příslušných potenciálů Ohřívaná voda Ohřívaná jaderná hmota

20 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: 1) Supernova I. typu - těsná dvojhvězda bílého trpaslíka a hmotné hvězdy → přetok hmoty na bílého trpaslíka → překročení Chandrasekharovy meze ( ~ 1,4 M Slunce ) → hroucení → zapálení a hoření C, O → výbuch 2) Supernova II. typu – osamělé hvězdy s M ~ 8 – 100 M S. 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 ≈ kg/m 3, T ≈ K): Struktura a průběh života staré hvězdy s velkou hmotností a)záchytem e - + p → n + ν e (99 % energie odnáší neutrina) b) fotodezintegrace jader 56 Fe i 20 M S tyto procesy spotřebovávají energii Rázová vlna odnáší pouze 1 % Záření pouze 0,01 %

21 Závislost doby života hvězdy na hmotnosti (převzato od M. Brože)

22 Hroucení lze rozdělit do těchto pěti etap: 1) První etapa – hroucení rychlostí volného pádu (rychlost až km/s). Jádro hvězdy se během několika milisekund zhroutí z 5000 → 20 km 2) Druhá etapa – při hustotě 4·10 14 kg/m 3 je hmota neprůhledná pro neutrina → mění se charakter Chandrasekharovy meze (nyní ~ 0,88 M S ) – 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 ρ 0 → odražení a vytvoření rázové vlny (energie rázu ~ 7·10 44 J) – K 0 ~ 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 ( – 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 M S ) Pro větší hmotnosti může zastavenou rázovou vlnu obnovit pomocí neutrin (  18 M S )

23 Elektronový záchyt v centru →vysoká produkce neutrin ~10 46 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

24 Neutronové hvězdy Gravitačnímu zhroucení odolávají tlakem degenerovaného neutronového plynu (fermionový plyn). M  2 – 3 M S, R = 10  30 km, ρ ≈ kg/m 3. Znalosti o stavbě neutronových hvězd závisí na znalostech vlastností hmoty, která je tvoří. Pozorovací údaje: 1) Hmotnosti a poloměry neutronových hvězd Vznik neutronové hvězdy: a) Výbuch supernovy druhého druhu b) Kolaps bílého trpaslíka Snímek pulsaru v Krabí mlhovině Dosud známo více než 1000 radiopulsarů (3% ve dvojhvězdách) (Tisícím byl už v roce 1998 PSR J v souhvězdí Kružítka) Hmotnosti lze určovat v binárních systémech Hmotnosti neutronových hvězd ukazují na tvrdou stavovou rovnici K ≈ 300 MeV 2) Vzdálenosti – měření disperze signálu v mezihvězdné plazmě, paralaxa 1 M S < M < 2 M S Poloměry (určení rozměru 10 km ze vzdálenosti > km Gravitační rudý posuv spektrálních čar (nepřímo z intenzity rentgenova a optického záření a jejich změn)

25 Prvních 10 4 let – ztráta tepelné energie vyzařováním neutrin Vznik – teplota T ~ K Pokles na teplotu T ~ 10 8 K Další ochlazování vyzařováním fotonů Za 10 7 let pokles na teplotu T ~ 10 5 K Nejstarší pozorované pulsary mají přes milión let, nejmladší V Krabí mlhovině (954 let), PSR J (723 let) – 325 ms, 5  10 9 T 6) Skokové zrychlení rotace (~10 -6 – ) – rotace neutronové hvězdy jako pevného tělesa – interakce mezi vnější a vnitřní kúrou – pozorována řádově stovka skoků u již několika desítek pulsarů Pozor na milisekundové pulsary vzniklé ve dvojhvězdách 7) Teplota a průběh chladnutí: 3) Magnetické pole 10 8 T, původní magnetické pole hvězdy T, zmenšení rozměru v řádu 10 5 → zvětšení intenzity v řádu ) Rotace neutronové hvězdy (periody 1,5 ms – 5 s) při vzniku rotace > 10 ms 5) Pomalé zpomalování rotace pulsaru - brždění magnetosférou → rotace neutronové hvězdy se zpomaluje – lze odhadnout stáří pulsaru Efekty vznikající působením silného gravitačního a magnetického pole → pulsary Rychlá rotace a intenzivní magnetické pole vzniká zmenšením poloměru a zachováním daných fyzikálních veličin Měření z cyklotronové frekvence Ubývá v čase Evropská rentgenová observatoř XMM-Newton. Měření rentgenova záření z povrchu – určení teploty ze spektra proces URCA - rozpad neutronu, únik neutrina a opětná přeměna protonu a elektronu na neutron Magnetary

26 Fyzikální interpretace pulsaru a stavba neutronové hvězdy Majákový model pulsaru (obr. převzat z M. Šolc: Fyzika hvězd a vesmíru) 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 – animace skupiny z Bonu

27 Milisekundové pulsary Rekordní například PSR B (P = 1,56 ms), PSR B (P = 1,61 ms) Nejrychlejší rotace u PSR J ad (objev roku 2005) (P = 1,40 ms ↔ 716 otáček/s) „Recyklované“ pulsary jsou velmi stabilní P = 0,  0, s Opětné zrychlení rotace pulsaru ve dvojhvězdě přenosem momentu hybnosti s hmotou přetékající s normální složky – extrémně rychlá rotace Velká pravděpodobnost dvojhvězd v kulových hvězdokupách → hledání milisekundových pulsarů tam

28 První dvojitý pulsar: PSR J A (P = 23 ms) PSR J B (P = 2,8 s) Objeven v roce 2004 Vzdálenost pulsarů srovnatelná s velikostí Slunce Rok 1990: objev planetárního systém díky zpožďování a zrychlování signálu: PSR Blížíme se ke stovce binárních pulsarů (desítka s neutronovou hvězdou

29 PSR B – pulsar ve dvojhvězdě s planetárním systémem Systém se skládá z neutronové hvězdy (M = 1,35 M S ), bílého trpaslík (M =0,34 M S ) a exoplanety (M = 2,5 M J ) Vzdálenost sv.l. Systém PSR B v kulové hvězdokupě M4 v souhvězdí Štíra Stáří 13 miliard let – odhad ze stáří kulové hvězdokupy Nejstarší známá exoplaneta – jeden z velmi starých pulsarů a bílých trpaslíků Vzdálenost planety od pulsary 23 AU, oběžná doba ~ 100 let

30 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/fm 3. 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 ~ 4·10 17 kg/m 3. 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

31 Kůra podivné hvězdy: je složena s normální hmoty Kvarky interagují silně → ostré rozhraní Leptony neinteragují silně → pozvolné (rozmazané rozhraní) 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· kg/m 3 ) Princip vzniku kůry podivné hvězdy (rozhraní kvark-gluonového plazmatu ~ 1 fm, rozhraní elektronů 10 3 fm, vzdálenost kůry od povrchu 100 fm Způsoby odlišení podivné a neutronové hvězdy: Hustoty v centru podivných a neutronových hvězd jsou různé (ρ PODIVNÉ > ρ NEUTRONOVÉ ). 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 Kůra modifikuje chování podivné hvězdy a přibližuje je chování neutronové hvězdy. 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 ~ J (přežije jen kůra neutronové hvězdy) Při přeměně dochází ke gama a neutrinovému záblesku.

32 Srovnání FAIR v GSI Darmstadt a RHIC v Brookhavenu (LHC v CERN) Co máme a co nemáme pro popis neutronových, hybridních podivných (kvarkových) hvězd Barevná supravodivost Hadrony Kvark-gluonové plazma Jádra Ranný vesmír Neutronové hvězdy FAIR 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 Výbuch supernovy → horká hmota → chladne různě rychle pro různý typ objektu neutronová hvězda – velké jádro podivná (kvarková) hvězda – velký hadron hybridní systém – uvnitř neutronové hvězdy kvark-gluonové plazma při chladnutí možnost přechodu jednoho typu v jiný Zrod kompaktního objektu při výbuchu supernovy rudý obr neutronová hvězda zhroucení jádra → výbuch supernovy → pozůstatek po supernově

33 Rok 2006 : Y.L Yue et al:astro-ph/ : pulsar PSR B Driftující subpulzy, příliš malá „polární čepička“ než pro klasické pulsary s M ~ M S a R ~ 10 km Možné vysvětlení – nahá kvarková hvězda s hmotností M ~ 0,02 M S a R ~ 2,6 km Vztah mezi poloměrem a hmotností podivné hvězdy Možnost odlišení: 1)Poměr hmotnosti a poloměru. Poloměr menší než 8 km → podivná hvězda 2)Průběh chladnutí. Podivná hvězda chladne rychleji. 3)Možnost intenzivnějšího vyzařování u podivné hvězdy 4)Podivná hvězda může rychleji rotovat 5)Podivná hvězda nemá skoky v periodě Pravidelně se objevují náznaky objevu podivné hvězdy: 2) Mladý pulsar J v centru pozůstatku 3C58 po supernově SN1181 – rychlé chladnutí?? Rok 2002: 1) Objekt RX J : osamělý velmi hustý objekt s M = 0,4 M S ve značné vzdálenosti – malý poloměr?? Objekt RX J

34 Závěr 1) Konečná stádia hvězd – laboratoře pro zkoumání degenerovaného fermionového plynu různého druhu 2) Pochopení základních vlastností – relativně jednoduché Přesná analýza – velmi složité 3)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 5)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


Stáhnout ppt "1)Úvod 2)Chování degenerovaného fermionového plynu a) Nukleony v jádře b) Elektronový plyn – bílí trpaslíci c) Chandrasekharova mez d) Neutronový plyn."

Podobné prezentace


Reklamy Google