Aldebaran bulletin

Týdeník věnovaný aktualitám a novinkám z fyziky a astronomie.
Vydavatel: AGA (Aldebaran Group for Astrophysics)
Číslo 19 – vyšlo 21. května, ročník 19 (2021)
© Copyright Aldebaran Group for Astrophysics
Publikování nebo šíření obsahu je zakázáno.
ISSN: 1214-1674,
Email: bulletin@aldebaran.cz

Hledej

Od jádra olova k neutronovým hvězdám

Petr Kulhánek

Možná si řeknete: Co mají neutronové hvězdyNeutronová hvězda – těleso tvořené degenerovaným neutronovým plynem o hmotnosti menší než přibližně 2 MS (Tolmanova-Oppenheimerova-Volkoffova mez). Typický průměr neutronové hvězdy je v řádu desítek kilometrů, průměrná hustota 1011 kg m−3 dosahuje hodnot hustoty atomového jádra. Neutronové hvězdy vznikají při gravitačním kolapsu velmi hmotných červených veleobrů, při výbuchu supernovy typu II. Obrovský tlak způsobuje „vtlačení“ elektronů do protonů za vzniku neutronů a neutrin. Neutronové hvězdy byly teoreticky předpovězeny ve 30. letech 20. století. společného s olovemOlovo – Plumbum, těžký toxický kov, který je znám lidstvu již od starověku. Má velmi nízký bod tání a je dobře kujný a odolný vůči korozi. Je součástí barviva – olovnaté běloby, žlutý chroman olovnatý je známý jako chromová žluť. Zvyšuje oktanové číslo paliva. Velmi čistý PbS je citlivým detektorem infračerveného záření a využívá se při výrobě fotografických expozimetrů a fotočlánků.? Na první pohled nic, na druhý velmi mnoho. Neutronové hvězdy jsou závěrečná stádia hvězd, v nichž tlaková síla degenerovaného neutronového plynuDegenerovaný plyn – plyn s natolik extrémní hustotou, že dominují jeho kvantové vlastnosti. Například tlak už není dán stavovou rovnicí ideálního plynu, ale kvantovými vlastnostmi fermionů či bosonů, z nichž je plyn tvořen. V případě fermionů je tlak dominantně určen Pauliho vylučovvacím principem. odolává gravitační síle, která se snaží hvězdu zhroutit do černé díryČerná díra – objekt, který kolem sebe zakřiví čas a prostor natolik, že z něho nemůže uniknout ani světlo. Část z nich vzniká kolapsem hvězdy v závěrečných fázích vývoje. Druhou skupinu tvoří obří černé díry sídlící v centrech galaxií. Rotující černé díry kolem sebe vytvářejí akreční disky látky a v ose rotace výtrysky vysoce urychlených částic. Paradoxně akreční disky i výtrysky, vznikající v bezprostředním okolí černé díry, velmi intenzivně vyzařují.. Nitro neutronových hvězd je velmi bohaté na neutronyNeutron – částice složená ze tří kvarků (ddu) se spinem 1/2, hmotností 1,675×10−27 kg (940 MeV) a nulovým elektrickým nábojem. Volné neutrony jsou nestabilní se střední dobou života 886 s (15 minut) a poločasem rozpadu 10 minut. V roce 1930 Walther Bothe a Herbert Becke ostřelovali lehké prvky alfa částicemi a objevili nový druh pronikavého záření. V roce 1932 zjistil James Chadwick, že je toto záření složeno z neutrálních částic přibližné velikosti protonu a objevil tak neutron.. Stavová rovnice látky v nitru neutronových hvězd je známa jen v hrubých obrysech, proto neznáme přesně maximální možnou hmotnost neutronových hvězd (tzv. TOV mezTOV mez – horní mez stability neutronové hvězdy. Tuto mez odvodili na základě prací Richarda Tolmana americký teoretik Robert Oppenheimer a kanadský fyzik George Volkoff v roce 1939. Její hodnota je přibližně 2 hmotnosti Slunce.) a jejich velikosti jen odhadujeme. Jádra olova jsou také bohatá na neutrony, například stabilní izotop 208Pb má v jádře 82 protonů a 126 neutronů, neutrony jsou tedy v jasné převaze. Navíc jsou neutrony z jádra vypuzovány k povrchu, kde tvoří neutronový obal jádra. A právě tento neutronový obal má vlastnosti velmi příbuzné vlastnostem neutronových hvězd. Na jeho zkoumání se zaměřila skupina odborníků z experimentu PREX-II.

Umělecká vize neutronové hvězdy

Umělecká vize neutronové hvězdy. Zdroj: Casey Reed, Penn State University.

Neutronová hvězda – těleso tvořené degenerovaným neutronovým plynem o hmotnosti menší než přibližně 2 MS (Tolmanova-Oppenheimerova-Volkoffova mez). Typický průměr neutronové hvězdy je v řádu desítek kilometrů, průměrná hustota 1011 kg m−3 dosahuje hodnot hustoty atomového jádra. Neutronové hvězdy vznikají při gravitačním kolapsu velmi hmotných červených veleobrů, při výbuchu supernovy typu II. Obrovský tlak způsobuje „vtlačení“ elektronů do protonů za vzniku neutronů a neutrin. Neutronové hvězdy byly teoreticky předpovězeny ve 30. letech 20. století.

Olovo – Plumbum, těžký toxický kov, který je znám lidstvu již od starověku. Má velmi nízký bod tání a je dobře kujný a odolný vůči korozi. Je součástí barviva – olovnaté běloby, žlutý chroman olovnatý je známý jako chromová žluť. Zvyšuje oktanové číslo paliva. Velmi čistý PbS je citlivým detektorem infračerveného záření a využívá se při výrobě fotografických expozimetrů a fotočlánků.

Neutron – částice složená ze tří kvarků (ddu) se spinem 1/2, hmotností 1,675×10−27 kg (940 MeV) a nulovým elektrickým nábojem. Volné neutrony jsou nestabilní se střední dobou života 886 s (15 minut) a poločasem rozpadu 10 minut. V roce 1930 Walther Bothe a Herbert Becke ostřelovali lehké prvky alfa částicemi a objevili nový druh pronikavého záření. V roce 1932 zjistil James Chadwick, že je toto záření složeno z neutrálních částic přibližné velikosti protonu a objevil tak neutron.

Degenerovaný plyn – plyn s natolik extrémní hustotou, že dominují jeho kvantové vlastnosti. Například tlak už není dán stavovou rovnicí ideálního plynu, ale kvantovými vlastnostmi fermionů či bosonů, z nichž je plyn tvořen. V případě fermionů je tlak dominantně určen Pauliho vylučovvacím principem.

PREX experiment

PREX je zkratkou z anglického „Pb Radius EXperiment“, tedy jde o experiment, jehož prvotním cílem bylo určení velikosti jádra olovaOlovo – Plumbum, těžký toxický kov, který je znám lidstvu již od starověku. Má velmi nízký bod tání a je dobře kujný a odolný vůči korozi. Je součástí barviva – olovnaté běloby, žlutý chroman olovnatý je známý jako chromová žluť. Zvyšuje oktanové číslo paliva. Velmi čistý PbS je citlivým detektorem infračerveného záření a využívá se při výrobě fotografických expozimetrů a fotočlánků.. Experiment byl postaven v hale A Jeffersonovy laboratořeJLab – Jeffersonova laboratoř, přesně Thomas Jefferson National Accelerator Facility, je jedna z deseti národních laboratoří Spojených států, které jsou financovány přímo ze státního rozpočtu. Laboratoř byla založena v roce 1984, nachází se ve Virginii a je zaměřena na jadernou fyziku. Motem laboratoře je „výzkum podstaty hmoty“.. Jeho první varianta, dnes označovaná PREX-I, byla spuštěna na jaře 2010. Vylepšená experimentální sestava funguje pod názvem PREX-II od roku 2012. Vzorek olova je umístěn mezi dva diamantové nástavce a bombardován polarizovaným svazkem urychlených elektronůElektron – první objevená elementární částice. Je stabilní. Hmotnost má 9,1×10−31 kg a elektrický náboj 1,6×10−19 C. Elektron objevil sir Joseph John Thomson v roce 1897. Existenci antičástice k elektronu (pozitron) teoreticky předpověděl Paul Dirac v roce 1928 a objevil Carl Anderson v roce 1932.. Elektrony interagují s protonyProton – částice složená ze tří kvarků (duu) se spinem 1/2, hmotností 1,673×10−27 kg (938 MeV) a elektrickým nábojem +1,6×10−19 C. Proton je na běžných časových škálách stabilní, pokud se rozpadá, je poločas rozpadu větší než 1035 let. Za objevitele protonu je považován Ernest Rutherford, který v roce 1911 objevil atomové jádro při analýze rozptylu částice alfa pronikající tenkou zlatou fólií. Samotná jádra vodíku (protony) detekoval v roce 1918 při ostřelování dusíku částicemi alfa. Antiproton byl objeven v roce 1955 Emilio Segrem a Owenem Chamberlainem.neutronyNeutron – částice složená ze tří kvarků (ddu) se spinem 1/2, hmotností 1,675×10−27 kg (940 MeV) a nulovým elektrickým nábojem. Volné neutrony jsou nestabilní se střední dobou života 886 s (15 minut) a poločasem rozpadu 10 minut. V roce 1930 Walther Bothe a Herbert Becke ostřelovali lehké prvky alfa částicemi a objevili nový druh pronikavého záření. V roce 1932 zjistil James Chadwick, že je toto záření složeno z neutrálních částic přibližné velikosti protonu a objevil tak neutron. jádra olova a z úhlů, pod kterými z jader vylétají, lze rekonstruovat poměry v jádře. Věc ale není tak jednoduchá. Elektrony si s nukleony mohou vyměňovat jak fotonyFoton – základní kvantum energie elektromagnetického záření, polní částice elektromagnetické interakce. Má nulovou klidovou hmotnost a nemá elektrický náboj. Jeho energie a hybnost jsou přímo úměrné frekvenci záření (E = ħω, p = E/c). Stav fotonu zahrnuje také polarizaci, protože jde o příčné vlnění. Kvantování energie poprvé zavedl Max Planck při pokusech o vysvětlení záření černého tělesa. Albert Einstein dal těmto kvantům reálný význam v roce 1905 při vysvětlení fotoelektrického jevu. Samotný název foton poprvé pro tuto částici použil až americký fyzikální chemik Gilbert Lewis v dopise časopisu Nature z roku 1926. (tj. interagovat elektromagnetickyElektromagnetická interakce – interakce působící na všechny částice s elektrickým nábojem. Má nekonečný dosah, mezi tělesy ubývá s druhou mocninou vzdálenosti. Polními částicemi jsou fotony, které vytvářejí mezi nabitými tělesy elektromagnetické pole. Nemají elektrický náboj, mají nulovou klidovou hmotnost a spin rovný jedné. Teorie elektromagnetické interakce se nazývá kvantová elektrodynamika (QED).), tak polní částice slabé interakce Z0 (tj. interagovat slaběSlabá interakce – interakce s konečným dosahem, který je přibližně 10–17 m. Působí pouze na levotočivé kvarky a leptony. Polními částicemi jsou vektorové bosony W+, W a Z0 se spinem rovným jedné. Hmotnosti částic jsou v rozmezí (80÷90) GeV. Typickým slabým procesem je například beta rozpad neutronu. Teorie slabé interakce se nazývá kvantová flavourdynamika (QFD).). Fotonová interakce se týká především protonů, které jsou elektricky nabité, a jejich interakce probíhá dominantně elektromagneticky. V experimentu PREX je ale využíván polarizovaný svazek elektronů. V takovém svazku nejsou spinySpin – vlastní (vnitřní) rotační moment částice souvisící s Lorentzovou symetrií. Pro částici v centrálním poli se přirozeným způsobem skládá s momentem hybnosti. Částice s nenulovým spinem se mohou chovat jako elementární magnetické dipóly μ, aniž by měly elektrický náboj. Takové částice reagují na vnější magnetická pole. elektronů orientovány náhodně, ale mají vzhledem ke směru pohybu svazku předem definovanou orientaci. Při interakci prostřednictvím částice Z0 si neutrony „vybírají“ levotočivé elektrony, proto říkáme, že jde o experimenty s narušením levopravé symetrie. Při vhodné polarizaci elektronového svazku dojde ke slabé interakci především s neutrony jádra, a to prostřednictvím „vybíravé“ částice Z0. Z rozptylových úhlů lze potom rekonstruovat rozložení neutronů v atomovém jádře. Souběžně s experimentem PREX probíhá v Jeffersonově laboratoři také experiment CREX, který má za cíl určit strukturu a rozměry jádra vápníkuVápník – Calcium, nejvýznamnější prvek ze skupiny kovů alkalických zemin, lehký, velmi reaktivní kov. Vápenaté sloučeniny jsou lidstvu známy již od starověku - pálením vápence nebo mramoru lze získat pálené vápno. Vápník poprvé připravil sir Humphry Davy roku 1808 elektrolýzou vápenatého amalgámu. (Ca).

Areál Jeffersonovy laboratoře

Areál Jeffersonovy laboratoře. Zdroj: JLab.

Schéma experimentu PREX

Schéma experimentu PREX. Zdroj: JLab.

Od olova k neutronové hvězdě

První model atomového jádra předložil v roce 1937 Niels Bohr. Šlo o tzv. kapkový model, v němž Bohr nahradil jádro nestlačitelnou kapalinou. Model byl úspěšný při popisu stability jádra a jeho štěpení, nezohledňoval ale jakoukoli vnitřní strukturu jádra. To se podařilo až slupkovému modelu, který představila Maria Goeppert Mayerová. Ve svém modelu předpokládala, že neutrony a protony tvoří energetické slupky, které jsou postupně zaplňovány – podobně, jak se děje v atomárním obalu s elektrony. Takový model dobře vysvětluje existenci stabilních izotopů i samotnou vnitřní strukturu atomového jádra. Mayerová dostala za vytvoření slupkového modelu Nobelovu cenuNobelova cena – je udílena švédskou Královskou akademií věd jednou ročně v pěti kategoriích: za fyziku, chemii, fyziologii a medicínu, literaturu a za úsilí o mír. Cena je hrazena z Nobelovy nadace, kterou založil Alfréd Nobel, vynálezce dynamitu, v roce 1895. První cena za fyziku byla udělena v roce 1901 Wilhelmu Roentgenovi za objev rentgenového záření. Nobelova cena činí 8 milionů švédských korun, tj. 23 milionů českých korun a uděluje se vždy 10. prosince při výročí smrti Alfreda Nobela. za fyziku v roce 1963. Stala se na dlouhá desetiletí druhou nositelkou Nobelovy ceny za fyziku udělené ženě (po Marii Curie). Tento stav se změnil až v roce 2018 s nástupem hyperkorektní dějinné éry.

Experiment PREX a jemu podobné umožňují poznat atomová jádra mnohem podrobněji. Jedním z mnoha výsledků je změření tloušťky povrchové vrstvy neutronů obklopujících jádro olova 208Pb. Její tloušťka je 0,28 fm (0,28×10−15 m). Na základě tohoto i dalších výsledků z rozptylu elektronů je možné provádět rozsáhlé numerické simulace mnohačásticových interakcí v atomovém jádře. Neuvažují se jen párové interakce, ale například i vzájemné interakce tří a více neutronů. To je pro poznání stavové rovnice extrémně důležité, protože nukleony v atomovém jádře jsou v blízkosti saturace (stav, kdy jsou nukleony právě na dotek) a jejich hustota tuto hodnotu dokonce překračuje, tedy dochází k překryvu a vícečísticové interakce jsou běžné. Saturaci odpovídá hustota 2,7×1014 g/cm3. Stavová rovnice získaná z experimentů a simulací představuje první stupeň žebříčku škál, který začíná u atomových jader a končí u neutronových hvězd. Ukázalo se, že čím tenčí je povrchová slupka neutronů v jádře olova, tím menší jsou neutronové hvězdy. Pro hodnotu naměřenou v experimentu PREX vychází, že neutronová hvězda o hmotnosti 1,4 hmoty sluneční (to je Chandrasekharova mezChandrasekharova mez – Mez stability bílého trpaslíka. Nad hodnotou 1,4 MS je bílý trpaslík nestabilní a rozmetá ho termojaderná exploze. Mez spočítal indický fyzik Subramanyan Chandrasekhar. hmotnosti bílého trpaslíka, objekty nad touto mezí musí být neutronovou hvězdou nebo černou dírou) bude mít rozměr kolem 14 kilometrů, což je méně, než se dosud uvádělo. Kvalitní stavová rovnice neutronové látky nám také pomůže lépe porozumět genezi gravitačních vln při sloučení dvou neutronových hvězd. Experimenty s velkými atomovými jádry nám tak umožňují nahlédnout do světa neutronových hvězd, kde jsme dosud byli odkázáni jen na nepřesné extrapolace našich pozemských představ.

Model neutronové hvězdy

Model neutronové hvězdy. Zdroj: Stony Brook University, J. M. Lattimer.

Odkazy

Valid HTML 5Valid CSS

Aldebaran Homepage