Jump to content
Forum Kopalni Wiedzy
Sign in to follow this  
KopalniaWiedzy.pl

Kolizje gwiazd neutronowych wzbogacają wszechświat bardziej niż łączenie czarnych dziur z gwiazdami

Recommended Posts

Uczeni z MIT, LIGO oraz University of New Hampshire obliczyli ilość ciężkich pierwiastków jaka powstaje podczas łączenia się czarnych dziur z gwiazdami neutronowymi i porównali swoje dane z ilością ciężkich pierwiastków powstających podczas łączenia się gwiazd neutronowych. Hsin-Yu Chen, Salvatore Vitale i Francois Foucart wykorzystali przy tym zaawansowane systemy do symulacji oraz dane z obserwatoriów fal grawitacyjnych LIGO-Virgo.

Obecnie astrofizycy nie do końca rozumieją, w jaki sposób we wszechświecie powstają pierwiastki cięższe niż żelazo. Uważa się, że do ich tworzenia dochodzi w dwojaki sposób. Około połowy takich pierwiastków powstaje w czasie procesu s zachodzącego w gwiazdach o niewielkiej masie (0,5–10 mas Słońca) w końcowym etapie ich życia, gdy gwiazdy te znajdują się w fazie AGB. Są wówczas czerwonymi olbrzymami. Dochodzi tam do nukleosyntezy, kiedy to w warunkach niskiej gęstości neutronów i średnich temperaturach nuklidy wyłapują szybkie neutrony.

Z kolei mniej więcej druga połowa ciężkich pierwiastków powstaje w szybkim procesie r, podczas wybuchu supernowych i kilonowych. Dochodzi wówczas do szybkiego wychwyceniu wielu neutronów, a następnie serii rozpadów, które prowadzą do powstania stabilnego pierwiastka. Do pojawienia się tego procesu potrzebne są wysokie temperatury i bardzo gęste strumienie neutronów. Naukowcy spierają się jednak co do tego, gdzie zachodzi proces r.

W 2017 roku LIGO-Virgo zarejestrowały połączenie gwiazd neutronowych, które doprowadziło do olbrzymiej eksplozji zwanej kilonową. Potwierdzono wówczas, że w procesie tym powstały ciężkie pierwiastki. Istnieje jednak możliwość, że proces r ma też miejsce zaraz po połączeniu się gwiazdy neutronowej z czarną dziurą.

Naukowcy spekulują, że gdy gwiazda neutronowa jest rozrywana przez pole grawitacyjne czarnej dziury, w przestrzeń kosmiczną zostaje wyrzucona olbrzymia ilość materiału bogatego w neutrony. Powstaje wówczas idealne środowisko do pojawienia się procesu r. Specjaliści zastrzegają jednak, że w procesie tym musi brać udział czarna dziura do dość niewielkiej masie, która dość szybko się obraca. Zbyt masywna czarna dziura bardzo szybko wchłonie materiał z gwiazdy neutronowej i niewiele trafi w przestrzeń kosmiczną.

Chen, Vitale i Foucart jako pierwsi porównali ilość ciężkich pierwiastków, jakie powstają w wyniku obu typów procesu r. Przetestowali przy tym liczne modele, zgodnie z którymi proces r mógłby zachodzić.

Większość symulacji wykazała, że w ciągu ostatnich 2,5 miliarda lat w wyniku łączenia się gwiazd neutronowych przestrzeń kosmiczna została wzbogacona od 2 do 100 razy większą ilością ciężkich pierwiastków niż w wyniku kolizji czarnych dziur z gwiazdami neutronowymi. W modelach, w których czarna dziura obracała się powoli, połączenia gwiazd neutronowych dostarczały 2-krotnie więcej ciężkich pierwiastków, niż połączenia czarnej dziury z gwiazdą neutronową. Z kolei tam, gdzie czarna dziura obraca się powoli i ma niską masę – poniżej 5 mas Słońca – połączenia gwiazd neutronowych odpowiadają aż za 100-krotnie więcej ciężkich pierwiastków powstających w procesie r. Do tego, by połączenia czarnych dziur z gwiazdami neutronowymi odpowiadały za znaczną część pierwiastków powstających w procesie r konieczne jest istnienie czarnej dziury o małej masie i szybkim obrocie. Jednak dane, którymi obecnie dysponujemy, raczej wykluczają istnienia takich czarnych dziur.

Autorzy badań już planują poprawienie swoich obliczeń dzięki danym z udoskonalanych LIGO i Virgo oraz z nowego japońskiego wykrywacza KAGRA. Wszystkie trzy urządzenia powinny ponownie ruszyć w przyszłym roku. Dokładniejsze obliczenia tempa wytwarzania ciężkich pierwiastków we wszechświecie przydadzą się m.in. do lepszego określenia wieku odległych galaktyk.

Ze szczegółami badań można zapoznać się na łamach Astrophysical Journal Letters.


« powrót do artykułu

Share this post


Link to post
Share on other sites

"gdy gwiazda neutronowa jest rozrywana przez pole grawitacyjne czarnej dziury"
A to jest pewne? :)
Rozerwanie gwiazdy neutronowej nie jest łatwe. Czy takie siły występują przed horyzontem zdarzeń? Oj, chyba niekoniecznie. Chociaż dla małych CD mogą takie siły występować i w okolicy horyzontu zdarzeń.
No to jest ciekawostka warta obserwacji.

Edited by thikim

Share this post


Link to post
Share on other sites

Create an account or sign in to comment

You need to be a member in order to leave a comment

Create an account

Sign up for a new account in our community. It's easy!

Register a new account

Sign in

Already have an account? Sign in here.

Sign In Now
Sign in to follow this  

  • Similar Content

    • By KopalniaWiedzy.pl
      Dzięki teleskopowi Gemini North na Hawajach udało się wykryć najbliższą Ziemi czarną dziurę. Obiekt Gaia BH1 ma masę 10-krotnie większą od Słońca i znajduje się w odległości 480 parseków (ok. 1560 lat świetlnych) od Ziemi w Gwiazdozbiorze Wężownika.
      Dziurę odkryto dzięki temu, że krąży wokół niej żółty karzeł typu widmowego G o masie 0,93 mas Słońca i metaliczności podobnej do słonecznej. Jest to więc gwiazda tego samego typu, co Słońce. Weź Układ Słoneczny, wsadź czarną dziurę tam, gdzie jest Słońce, a Słońce tam, gdzie jest Ziemia i masz obraz tego układu, wyjaśnia główny autor badań Kareem El-Badry, astrofizyk z Center for Astrophysics | Harvard & Smithsonian i Instytutu Astronomii im. Maksa Plancka. Okres orbitalny gwiazdy wokół Gai BH1 wynosi aż 185,6 ziemskich dni, jest więc dłuższy niż jakikolwiek znany nam okres orbitalny w podobnym układzie.
      Wielokrotnie ogłaszano odkrycie podobnych systemów, jednak niemal wszystkie te stwierdzenia zostały z czasem obalone. Tutaj mamy pierwsze jednoznaczne odkrycie w naszej galaktyce gwiazdy typu słonecznego na szerokiej orbicie wokół czarnej dziury o masie gwiazdowej, dodaje El-Badry.
      Obecne modele astronomiczne nie wą w stanie wyjaśnić, w jaki sposób mógł powstać taki system. Przede wszystkim dlatego, że skoro mamy czarną dziurę o masie 10-krotnie większej od masy Słońca, to musiała ona powstać z gwiazdy o masie co najmniej 20-krotnie większej od masy Słońca. To oznacza, że mogła ona istnieć zaledwie przez kilka milionów lat. Jeśli zaś obie gwiazdy – czyli ta, która zamieniła się w czarną dziurę i ta, która wokół niej krąży – powstały w tym samym czasie, to bardziej masywna z gwiazd na tyle szybko powinna zmienić się w czerwonego olbrzyma, pochłaniając towarzyszącą gwiazdę, że towarzyszka nie zdążyłaby wyewoluować do etapu gwiazdy ciągu głównego podobnej do Słońca. Nie wiadomo, jak towarzyszka czarnej dziury przetrwała etap czerwonego olbrzyma drugiej z gwiazd. Modele teoretyczne, które zakładają taką możliwość, mówią, że gwiazda o masie Słońca powinna znajdować się na znacznie ciaśniejszej orbicie wokół czarnej dziury.
      To oznacza, że w naszym rozumieniu tworzenia się i ewolucji czarnych dziur w układach podwójnych znajdują się spore luki, co sugeruje, że istnienie niezbadana dotychczas populacja czarnych dziur w takich układach.
      Trzeba tutaj przypomnieć, że rok temu poinformowano, iż wokół czerwonego olbrzyma V723 Mon, w odległości 460 parseków (ok.1500 lat świetlnych) od Ziemi, krąży najbliższa nam czarna dziura. Po jakimś czasie okazało się, że w układzie tym nie ma czarnej dziury.

      « powrót do artykułu
    • By KopalniaWiedzy.pl
      Astronomowie z University of Berkeley poinformowali, że odkryta w 2017 roku gwiazda neutronowa jest nie tylko jednym z najszybciej obracających się pulsarów w Drodze Mlecznej. Pochłonęła ona niemal całą masę towarzyszącej jej gwiazdy, stając się najbardziej masywną ze wszystkich znanych nam gwiazd neutronowych.
      Pulsar PSR J0952-0607 obraca się 707 razy na sekundę, a jego masa wynosi aż 2,35 mas Słońca. Gdyby była nieco bardziej masywna, całkowicie by się zapadła, tworząc czarną dziurę Jej badania pozwolą na lepsze zrozumienie ekstremalnego środowiska tych niezwykle gęstych obiektów. Niewiele wiemy o tym, jak materia zachowuje się w tak gęstych miejscach, jak jądro atomu uranu. Gwiazda neutronowa przypomina takie wielkie jądro, mówi profesor Alex Filippenko.
      Gwiazdy neutronowe są tak gęste, że 1 cm3 ich materii waży około miliarda ton. Są więc najbardziej gęstymi obiektami we wszechświecie. Zaraz po czarnych dziurach. Tych jednych, ukrytych za horyzontem zdarzeń, nie jesteśmy w stanie badać.
      PSR J0952-0607 to tzw. „czarna wdowa”. To oczywiste odniesienie do pająków czarnych wdów, wśród których samica pożera po kopulacji znacznie mniejszego samca. Filippenko i profesor Roger W. Romani od ponad dekady badają systemy „czarnych wdów”, starając się określić górną granicę masy, jaką może osiągnąć pulsar.
      Dzięki połączeniu pomiarów z wielu systemów czarnych wdów, stwierdziliśmy, że gwiazda neutronowa może osiągnąć masę 2,35 ± 0,17 masy Słońca, stwierdza Romani. Jeśli zaś jest to granica limitu masy gwiazdy neutronowej, gwiazda taka zbudowana jest prawdopodobnie z mieszaniny neutronów oraz kwarków górnych i dolnych, ale nie z egzotycznej materii, takiej jak kwarki dziwne czy kaony. Taki limit wyklucza wiele proponowanych stanów materii, szczególnie egzotycznej materii we wnętrzu gwiazdy, dodaje Romani.
      Naukowcy są generalnie zgodni co do tego, że gwiazdy, których masa jądra przekracza 1,4 masy Słońca, zapadają się pod koniec życia, tworząc gęsty kompaktowy obiekt, w którego wnętrzu panuje tak wysokie ciśnienie, że wszystkie atomy tworzą mieszaninę neutronów i kwarków. Powstają w ten sposób gwiazdy neutronowe, które od początku istnienia obracają się. I mimo że w świetle widzialnym świecą zbyt słabo, byśmy mogli je dostrzec, emitują impulsy radiowe, promieniowania rentgenowskiego, a nawet promieniowania gamma, które omiatają Ziemię na podobieństwo latarni morskiej.
      Zwykłe pulsary obracają się z prędkością około 1 obrotu na sekundę. Zjawisko to łatwo wyjaśnić naturalnym obrotem gwiazdy z okresu, przed jej zapadnięciem się. Znamy jednak pulsary obracające się znacznie szybciej, nawet do 1000 razy na sekundę. To tak zwane pulsary milisekundowe. Tak szybki obrót trudno jest wytłumaczyć bez odwoływania się do materii z gwiazdy towarzyszącej, która je wchłaniania przez pulsar i napędza jego ruch.  Jednak w przypadku niektórych pulsarów milisekundowych nie potrafimy wykryć ich towarzysza. Jedno z wyjaśnień mówi, że już go nie ma, gdyż pulsar wchłonął całą jego materię.
      Naukowcy mówią, że gdy towarzysz gwiazdy neutronowej starzeje się i staje się czerwonym olbrzymem, pochodząca z niego materia opada na pulsar, który zaczyna się coraz szybciej obracać. Z obracającej się gwiazdy wydobywa się wiatr cząstek, który uderza w czerwonego olbrzyma i obdziera go z materii. Ten samonapędzający się proces może trwać do czasu, aż czerwony olbrzym skurczy się do wielkości planety, a nawet całkowicie zniknie. Tak właśnie ma dochodzić do pojawienia się samotnych pulsarów milisekundowych.
      Pulsar PSR J0952-0607 potwierdza tę hipotezę. Jego towarzyszem jest niewielka gwiazda, która właśnie traci materię i zbliża się do granicy masy planety, a z czasem może całkowicie zniknąć. Obecnie jej masa jest zaledwie 20-krotnie większa od masy Jowisza, ma więc masę 2% masy Słońca. Znajduje się w obrocie synchronicznym względem pulsara, czyli jest zwrócona do niego zawsze tą samą stroną. Przez to temperatura tej strony wynosi ok. 6000 stopni Celsjusza i sama gwiazda świeci na tyle mocno, że można ją dostrzec za pomocą teleskopu.

      « powrót do artykułu
    • By KopalniaWiedzy.pl
      Egzotyczne, szybko rotujące obiekty, są w kręgu zainteresowań astrofizyków. Polscy astronomowie próbują uzyskać informacje o warunkach fizycznych panujących we wnętrzu szybko rotujących gwiazd neutronowych. W pracy opublikowanej w The Astronomical Journal [PDF] wzbogacili analizy o efekty wynikające ze zjawiska pociemnienia grawitacyjnego.
      Gwiazdy neutronowe są jednymi z ekstremalnych obiektów we Wszechświecie. Gęstość materii w ich wnętrzach dwukrotnie przekracza gęstość jądra atomowego. W takich warunkach, w jądrze gwiazdy, mogą pojawiać się tak egzotyczne stany, jak kondensaty pionów, kaonów, a nawet swobodne kwarki. Centrum gwiazdy może być w stanie nadciekłym lub nadprzewodzącym. Materii w takich warunkach, jakie występują we wnętrzach gwiazd neutronowych, nie jesteśmy w stanie otrzymać w żadnym ziemskim laboratorium. Jedynym sposobem na jej badanie pozostają obserwacje astronomiczne. Stworzone modele teoretyczne opisują strukturę wnętrza gwiazdy neutronowej przy założonych właściwościach i składzie materii ją tworzącej. Użyteczną dla astronomii obserwacyjnej formą przedstawienia tych modeli jest zależność promienia gwiazdy neutronowej od jej masy. Zatem wyznaczenie mas i promieni dla kilku, kilkunastu gwiazd i skonfrontowanie ich z przewidywaniami modeli, pozwoliłoby na weryfikację założeń teoretycznych na temat własności materii wnętrza gwiazdy neutronowej.
      Polski zespół astronomów i astrofizyków, w skład którego wchodzą dr Agnieszka Majczyna (NCBJ), prof. Jerzy Madej (Obserwatorium Astronomiczne UW), prof. Agata Różańska (Centrum Astronomiczne im. M. Kopernika, PAN) oraz mgr Mirosław Należyty, realizuje projekt mający na celu wyznaczenie mas i promieni gwiazd neutronowych. Zaproponowana przez nich metoda polega na modelowaniu widm promieniowania gwiazd neutronowych i dopasowania ich do widm gwiazd neutronowych obserwowanych w zakresie rentgenowskim. Stworzony przez nich model – ATM24 uwzględnia wiele istotnych efektów, jak na przykład rozpraszanie fotonów na gorących elektronach (rozpraszanie Comptona). Niedawno autorzy wzbogacili model o kolejny ważny efekt – pociemnienie grawitacyjne.
      Pociemnienie grawitacyjne występuje w gwiazdach odkształconych zarówno wskutek sił pływowych (w układzie podwójnym gwiazd) jak i rotacji. Gwiazdy neutronowe, choć silnie związane grawitacyjnie, ze względu na szybką rotację, dochodzącą nawet do tysiąca obrotów na sekundę, ulegają odkształceniu. Rotująca gwiazda przypomina elipsoidę obrotową – nieznacznie spłaszczoną na biegunach kulę. Taki kształt gwiazdy powoduje różnicę w wartości przyspieszenia grawitacyjnego, a tym samym temperatury w poszczególnych obszarach na jej powierzchni. Taka gwiazda wygląda na gorętszą, gdy obserwuje się ją od strony bieguna, gdzie grawitacja jest większa, niż gdyby patrzeć na nią w płaszczyźnie równika. W tej klasie obiektów szybko rotujące gwiazdy neutronowe są więc dobrymi kandydatami do badań efektu pociemnienia grawitacyjnego. Efekt pociemnienia grawitacyjnego jest znany od 1924, jednak w teoretycznych modelach atmosfer gwiazdowych, opisujących rozkład widmowy promieniowania, nie był uwzględniany. Powszechnie dotąd przyjmowane założenie jednorodnej grawitacji i temperatury na powierzchni odkształconej gwiazdy jest jedynie przybliżeniem, które autorzy porzucili w ramach swojej pracy.
      Zbadaliśmy wpływ efektu pociemnienia grawitacyjnego na obserwowane widmo szybko rotującej, spłaszczonej gwiazdy neutronowej – mówi dr Agnieszka Majczyna z Zakładu Astrofizyki NCBJ. W naszym modelu widma promieniowania uwzględniamy przyczynki pochodzące od obszarów o różnych wartościach temperatury i przyspieszenia grawitacyjnego na powierzchni gwiazdy neutronowej, widzianej przez odległego obserwatora. Obliczona przez nas siatka modeli jest pierwszą taką w skali światowej. Nasze badania jasno pokazują, że efekt pociemnienia grawitacyjnego silnie wpływa na kształt widma i powinien być uwzględniany w realistycznych modelach atmosfer rotujących gwiazd neutronowych. Naukowcy nadal pracują nad udoskonalaniem modeli widm promieniowania rotujących gwiazd neutronowych. Kolejnym etapem naszego projektu będzie ulepszenie zaproponowanej przez nas metody wyznaczania masy i promienia gwiazdy neutronowej oraz stworzenie rozległej siatki teoretycznych modeli widm promieniowania. Ulepszona metoda dopasowania policzonej siatki modeli, zastosowana do obecnych lub przyszłych widm, obserwowanych pozwoli na nałożenie ograniczeń na własności supergęstej materii, która występuje we wnętrzu gwiazdy neutronowej – dodaje dr Majczyna.

      « powrót do artykułu
    • By KopalniaWiedzy.pl
      Zjawiska istotne dla czarnych dziur, eksplozji supernowych i innych ekstremalnych wydarzeń kosmicznych mogą zostać odtworzone na Ziemi, twierdzą naukowcy z Pinceton University, SLAC National Accelerator Laboratory oraz Princeton Plasma Physics Laboratory. Dowodzą oni, że współczesna technologia pozwala na uzyskanie procesów kaskadowych opisywanych przez elektrodynamikę kwantową (QED cascades). Procesy takie leżą u podstaw eksplozji supernowych czy szybkich rozbłysków radiowych, w czasie których w ciągu milisekund emitowane jest tyle energii, ile Słońce emituje w ciągu kilku dni.
      Kenan Qu, Sebastian Meuren i Nahaniel J. Fisch poinfornowali na łamach Physical Review Letters, o uzyskaniu pierwszego teoretycznego dowodu, że interakcja laboratoryjnego lasera z gęstym strumieniem elektronów doprowadzi do pojawienia się kaskad. Wykazaliśmy, że to, o czym sądzono, iż jest niemożliwe, w rzeczywistości jest możliwe. To zaś pokazuje, że zjawisko, którego dotychczas nie mogliśmy bezpośrednio obserwować, można uzyskać za pomocą najnowocześniejszych laserów i urządzeń do generowania strumienia elektronów, mówi główny autor artykułu, Kenan Qu.
      Zderzenie silnego impulsu laserowego ze strumieniem elektronów o wysokiej energii prowadzi do powstania gęstej chmury par elektron-pozyton, które zaczynają wchodzić w interakcje. To zaś powoduje kolektywne zachowanie się plazmy, co z kolei wpływa na to, jak pary te wspólnie reagują na pola elektryczna lub magnetyczne.
      Plazma, zjonizowana materia przypominająca gaz, zawiera swobodne cząstki – jony i elektrony – i stanowi około 99% widzialnego wszechświata. Napędza ona reakcje w gwiazdach, a zachodzące w niej procesy są silnie zależne od pól elektromagnetycznych.
      "Poszukiwaliśmy sposobów, na odtworzenie warunków, w jakich powstaną pary elektron-pozyton o gęstości na tyle dużej, by doszło do kolektywnego zachowania się plazmy", mówi Qu. Już znacznie wcześniej wiedziano, że wystarczająco silne lasery, pola magnetyczne lub elektryczne mogą doprowadzić do pojawienia się wspomnianych procesów kaskadowych. Jednak wyliczenia pokazywały, że uzyskanie tak intensywnych promieni laserowych, pól magnetycznych i elektrycznych jest poza naszymi możliwościami.
      Okazuje się, że połączenie współczesnych technologii laserowych z relatywistycznymi strumieniami elektronów wystarczy, by zaobserwować takie zjawisko, mówi profesor Nat Fisch. Kluczem jest tutaj wykorzystanie lasera, który spowolni pary elektron-pozyton tak, by ich masa spadła, przez co zwiększy się ich wpływ na częstotliwość plazmy i wzmocni kolektywne zachowania plazmy. Wykorzystanie już dostępnych technologii jest tańsze, niż próba zbudowania lasera o olbrzymiej intensywności.
      Teraz autorzy badań chcą sprawdzić swoją przewidywania w SLAC National Accelerator Laboratory. Właśnie trwają tam prace nad laserem o umiarkowanej intensywności, a źródło elektronów już się tam znajduje. Jeśli dowiedziemy prawdziwości naszych obliczeń, zaoszczędzimy miliardy dolarów, dodaje Qu.

      « powrót do artykułu
    • By KopalniaWiedzy.pl
      Fizycy z Thomas Jefferson National Accelerator Facility (TJNAF – Jefferson Lab) zmierzyli z niezwykłą dokładnością grubość neutronowej „skórki” tworzącej otoczkę jądra ołowiu. Na łamach Physical Review Letters poinformowali, że grubość ta wynosi 0,28 milionowych części nanometra. A ich pomiary mają duże znaczenie dla określenia struktury i rozmiarów... gwiazd neutronowych.
      Jądro każdego pierwiastka składa się z protonów i neutronów. To m.in. one określają właściwości pierwiastków i pozwalają nam je od siebie odróżnić. Fizycy od dawna badają jądra atomowe, by dowiedzieć się, w jaki sposób protony i neutrony oddziałują ze sobą. W Jefferson Lab prowadzony jest Lead Radius Experiment (PREx), którego celem jest dokładne zbadanie rozkładu protonów i neutronów w jądrze ołowiu.
      Pytanie brzmi, gdzie w jądrze znajdują się neutrony. Ołów to ciężki pierwiastek. Posiada dodatkowe neutrony. Jeśli jednak bierzemy pod uwagę wyłącznie oddziaływanie sił jądrowych, które wiążą protony i neutrony w jądrze, to lepiej sprawdza się model, w którym jądro ołowiu posiada równą liczbę protonów i neutronów, mówi profesor Kent Paschke z University of Virginia, rzecznik prasowy PREx.
      W lekkich jądrach, zawierających niewiele protonów, zwykle rzeczywiście liczba protonów i neutronów jest równa. Jednak im cięższe jądro, tym potrzebuje więcej neutronów niż protonów, by pozostać stabilnym. Wszystkie stabilne jądra pierwiastków, które zawierają ponad 20 protonów, mają więcej neutronów niż protonów. Ołów zaś to najcięższy pierwiastek o stabilnych izotopach. Jego jądro zawiera 82 protony i 126 neutronów. A do zrozumienia, jak to wszystko trzyma się razem, musimy wiedzieć, w jaki sposób w jądrze rozłożone są dodatkowe neutrony.
      Protony w jądrze ołowiu ułożone są w kształt sfery. Neutrony tworzą większą sferę otaczającą mniejszą. Tę większą sferę nazwaliśmy skórką neutronową, wyjaśnia Paschke. Tę skórkę po raz pierwszy zauważono właśnie w Jefferson Lab w 2012 roku. Od tamtej pory naukowcy starają się mierzyć jej grubość z coraz większą precyzją.
      Neutrony trudno jest badać, gdyż wiele narzędzi, które mają do dyspozycji fizycy, rejestruje oddziaływania elektromagnetyczne, które są jednymi z czterech podstawowych sił natury. Eksperyment PREx do pomiarów wykorzystuje inną z podstawowych sił – oddziaływania słabe. Protony posiadają ładunek elektryczny, który możemy badań za pomocą oddziaływań elektromagnetycznych. Neutrony nie posiadają ładunku elektrycznego, ale – w porównaniu z protonami – generują potężne oddziaływania słabe. Jeśli więc jesteś w stanie to wykorzystać, możesz określić, gdzie znajdują się neutrony, dodaje Paschke.
      Autorzy nowych badań wykorzystali precyzyjnie kontrolowany strumień elektronów, który został wystrzelony w stronę cienkiej warstwy ołowiu schłodzonej do temperatur kriogenicznych. Elektrony obracały się w kierunku ruchu wiązki i wchodziły w interakcje z protonami i neutronami w atomach ołowiu. Oddziaływania elektromagnetyczne zachowują symetrię odbicia, a oddziaływania słabe nie. to oznacza, że elektron, który wchodzi w interakcję za pomocą sił elektromagnetycznych, robi to niezależnie od kierunku swojego spinu. Natomiast jeśli chodzi o interakcje za pomocą oddziaływań słabych, to widoczna jest tutaj wyraźna preferencja jednego kierunku spinu. Możemy więc wykorzystać tę asymetrię do badania siły oddziaływań, a to pozwala nam określić obszar zajmowany przez neutrony. Zdradza nam zatem, gdzie w odniesieniu do protonów, znajdują się neutrony, mówi profesor Krishna Kumar z University of Massachusetts Amherst.
      Przeprowadzenie eksperymentów wymagało dużej precyzji. Dość wspomnieć, że kierunek spinu elektronów w strumieniu był zmieniany 240 razy na sekundę, a elektrony, zanim dotarły do badanej próbki ołowiu, odbywały ponad kilometrową podróż przez akcelerator. Badacze znali relatywną pozycję względem siebie strumieni elektronów o różnych spinach z dokładnością do szerokości 10 atomów.
      Dzięki tak wielkiej precyzji naukowcy stwierdzili, że średnica sfery tworzonej przez protony wynosi około 5,5 femtometrów. A sfera neutronów jest nieco większa, ma około 5,8 femtometrów. Skórka neutronowa ma więc 0,28 femtometra grubości. To około 0,28 milionowych części nanometra, informuje Paschke.
      Jak jednak te pomiary przekładają się na naszą wiedzę o gwiazdach neutronowych? Wyniki uzyskane w Jefferson Lab wskazują, że skórka neutronowa jest grubsza, niż sugerowały niektóre teorie. To zaś oznacza, że do ściśnięcia jądra potrzebne jest większe ciśnienie niż sądzono, zatem samo jądro jest nieco mniej gęste. A jako, że nie możemy bezpośrednio badać wnętrza gwiazd neutronowych, musimy opierać się na obliczeniach, do których używamy znanych właściwości składowych tych gwiazd.
      Nowe odkrycie ma też znaczenie dla danych z wykrywaczy fal grawitacyjnych. Krążące wokół siebie gwiazdy neutronowe emitują fale grawitacyjne, wykrywane przez LIGO. Gdy już są bardzo blisko, w ostatnim ułamku sekundy oddziaływanie jednej gwiazdy powoduje, że druga staje się owalna. Jeśli skórka neutronowa jest większa, gwiazda przybierze inny kształt niż wówczas, gdy skórka ta jest mniejsza. A LIGO potrafi zmierzyć ten kształt. LIGO i PREx badają całkowicie różne rzeczy, ale łączy je podstawowe równanie – równanie stanu materii jądrowej.

      « powrót do artykułu
  • Recently Browsing   0 members

    No registered users viewing this page.

×
×
  • Create New...