الباستا النووية

N write.svg
هذه مقالة غير مراجعة. ينبغي أن يزال هذا القالب بعد أن يراجعها محرر عدا الذي أنشأها؛ إذا لزم الأمر فيجب أن توسم المقالة بقوالب الصيانة المناسبة. (أكتوبر 2019)

في الفيزياء النووية و الفلكية، الباستا النووية هي نوع نظري من المادة، يفترض وجوده داخل النجوم النيوترونية. توجد بين السطح و البلازما الكوارك-غلوونية التي في النواة، و كثافتها تعادل 1014 جم/سم3 . لتخيل هذا الكم الهائل، إن كثافة الحديد تعادل 8 جم/سم3. إذًا، إن كثافة الباستا النووية تساوي 130 ضعف كثافة الحديد. أيضًا من خواصه أن القوة النووية متقاربة لقوة كولومب. إذًا، تشكل الباستا النووية أشكال غريبة تشبه أنواع الباستا.

التكوينعدل

النجوم النيوترونية هي مخلفات لنجوم ضخمة بعد انفجارها. لكن، على غرار النجم الأصلي، لا تتكون النجوم النيوترونية من بلازما غازية، بل إنها تتكون من نيوترونات مضغوطة و مرصوصة، و بينها بعض الإلكترونات، فتكون أصغر لآلاف المرات من النجم الأصلي، لكن كتلتهما متساوية. هذا هو سبب الكثافة العالية في النجوم النيوترونية.

في السطع، يكون الضغط منخفضة لدرجة أن الذرات التقليدية، كالهيليوم و الحديد، لا يضغطون مع بعضهم البعض. لكن، عندما نتعمق داخل النجم، الضغط يكون عالي جدا لدرجة أن الذرات تضغط وتندمج، و البلازما الكوارك-غلوونية توجد.[1][2]

طبقاتعدل

هناك أطوار نظرية للباستا النووية. في الطبقة الأولى، يكون الضغط عالي لدرجة ـزن الذرات تتكاثف لتكون أشباه كور. هذه الكور غير مستقرة خارج نجم نيوتروني، بسبب حجمها وكمية النيوترونات الهائلة. هذه الطبقة تسمى غنوتشي. ثم، يصبح الضغط أعلى من الذي تتحملة هذه الكور، فتكون النيوترونات أعواد. هذه الأعواد تسمى سباغيتي، بعدها تكون النيوترونات صفائح تسمى لازانيا، ثم الضغط يجعل النيوترونات لتك،ين حفر في المادة النيوترونية. هذه الطبقة تسمى الجبن السويسري.[3]

مراجععدل

  1. ^ Pons, José A.; Viganò, Daniele; Rea, Nanda (2013). "Too much "pasta" for pulsars to spin down". Nature Physics. 9 (7): 431–434. arXiv:1304.6546. Bibcode:2013NatPh...9..431P. doi:10.1038/nphys2640.
  2. ^ ^ Reagan, David. "Visualizations of Nuclear Pasta". Advanced Visualization Lab, Research Technologies, Indiana University. Retrieved 28 June 2013.
  3. ^ ^ Yakovlev, D. G. (2015). "Electron transport through nuclear pasta in magnetized neutron stars". Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. 453 (1): 581–590. arXiv:1508.02603. Bibcode:2015MNRAS.453..581Y. doi:10.1093/mnras/stv164
Pons, José A.; Viganò, Daniele; Rea, Nanda (2013). "Too much "pasta" for pulsars to spin down". Nature Physics. 9 (7): 431–434. arXiv:1304.6546. Bibcode:2013NatPh...9..431P. doi:10.1038/nphys2640.

^ Reagan, David. "Visualizations of Nuclear Pasta". Advanced Visualization Lab, Research Technologies, Indiana University. Retrieved 28 June 2013.

^ Nuclear Physics Panel; Physics Survey Committee; Board on Physics and Astronomy; Commission on Physical Sciences, Mathematics, and Applications, Division on Engineering and Physical Sciences (1 January 1986). Nuclear Physics. National Academies Press. pp. 111–. ISBN 978-0-309-03547-7.

^ Beskin, Vasilii S. (1999). "Radio pulsars". Physics-Uspekhi. 42 (11): 1173–1174. Bibcode:1999PhyU...42.1071B. doi:10.1070/pu1999v042n11ABEH000665. ^ Peter Höflich; Pawan Kumar; J. Craig Wheeler (16 December 2004). Cosmic Explosions in Three Dimensions: Asymmetries in Supernovae and Gamma-Ray Bursts. Cambridge University Press. pp. 288–. ISBN 978-1-139-45661-6.

^ Yakovlev, D. G. (2015). "Electron transport through nuclear pasta in magnetized neutron stars". Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. 453 (1): 581–590. arXiv:1508.02603. Bibcode:2015MNRAS.453..581Y. doi:10.1093/mnras/stv164