Dalam astrofizik dan fizik nuklear, pasta nuklear (Jawi: ڤستا نوکليار) adalah jenis jirim degenerat berteori yang dihipotesiskan wujud dalam kerak bintang neutron. Sekiranya ia wujud, pasta nuklear akan menjadi bahan terkuat dalam alam semesta, "keputusan menunjukkan bahawa pasta nuklear mungkin merupakan bahan terkuat yang diketahui, mungkin dengan modulus ricih sebanyak 1030 ergs/cm3 dan terikan pecah lebih besar daripada 0.1".[1] Antara permukaan bintang neutron dan plasma kuark-gluon dalam terasnya, pada ketumpatan jirim 1014 g/cm3, daya tarikan nuklear dan daya tolakan Coulomb mempunyai magnitud yang setanding. Persaingan antara daya-daya ini membawa kepada pembentukan pelbagai struktur kompleks yang terdiri daripada neutron dan proton. Ahli astrofizik memanggil struktur-struktur ini pasta nuklear (nuclear pasta) kerana geometri strukturnya menyerupai pelbagai jenis pasta.[2][3]
Pembentukan
Bintang neutron terbentuk sebagai sisa-sisa bintang besar selepas peristiwa supernova. Berbeza dengan bintang induknya, bintang neutron tidak terdiri daripada plasma bergas. Sebaliknya, tarikan graviti yang kuat bagi jisim padat mengatasi tekanan kemerosotan elektron dan menyebabkan penangkapan elektron berlaku di dalam bintang. Hasilnya adalah bebola padat jirim neutron yang hampir tulen dengan proton dan elektron yang jarang bertaburan, memenuhi ruang yang beberapa ribu kali lebih kecil daripada bintang induk.[4]
Pada permukaan, tekanannya cukup rendah sehingga nukleus konvensional, seperti helium dan besi, boleh wujud secara bebas antara satu sama lain dan tidak hancur akibat tolakan Coulomb bersama nukleus mereka.[5] Dalam teras, tekanannya sangat besar sehingga tolakan Coulomb ini tidak dapat menyokong nukleus individu, dan beberapa bentuk jirim ultra-padat, seperti plasma kuark-gluon yang diteorikan, sepatutnya wujud.[perlu rujukan]
Kehadiran populasi proton yang kecil adalah penting untuk pembentukan pasta nuklear. Tarikan nuklear antara proton dan neutron adalah lebih besar daripada tarikan nuklear antara dua proton atau dua neutron. Sama seperti bagaimana neutron bertindak menstabilkan nukleus berat bagi atom konvensional terhadap tolakan elektrik proton, proton bertindak menstabilkan fasa-fasa pasta. Persaingan antara tolakan elektrik proton, daya tarikan antara nukleus dan tekanan pada kedalaman yang berbeza dalam bintang membawa kepada pembentukan pasta nuklear.[6]
Fasa-fasa
Walaupun pasta nuklear belum diperhatikan secara langsung dalam bintang neutron, fasa-fasanya dijangka wujud dalam kerak bintang neutron. Ia membentuk kawasan peralihan antara jirim konvensional pada permukaan dan jirim ultra-padat dalam teras. Semua fasa dijangka bersifat amorfus, dengan taburan cas berheterogen.[2] Menuju ke bahagian atas kawasan peralihan ini, tekanannya cukup besar sehingga nukleus konvensional akan memeluwap menjadi koleksi separa sfera yang jauh lebih besar. Pembentukan ini tidak stabil di luar bintang, disebabkan kandungan neutron dan saiznya yang tinggi, yang boleh berbeza antara puluhan hingga ratusan nukleon. Fasa separa sfera ini dikenali sebagai fasa gnocchi.[7]
Apabila fasa gnocchi dimampatkan, seperti yang dijangka berlaku di lapisan kerak yang lebih dalam, tolakan elektrik proton dalam gnocchi tidak cukup untuk menyokong kewujudan sfera individu, dan ia dihancurkan menjadi rod panjang. Bergantung pada panjangnya, rod ini boleh mengandungi ribuan nukleon. Rod ini dikenali sebagai fasa spageti. Pemampatan selanjutnya menyebabkan rod fasa spageti bersatu dan membentuk lapisan jirim nuklear yang dipanggil fasa lasagna. Pemampatan fasa lasagna seterusnya menghasilkan jirim nuklear seragam di teras luar. Apabila bergerak lebih dalam ke kerak dalam, lubang-lubang dalam pasta nuklear berubah daripada berbentuk silinder, yang dipanggil oleh sesetengah pihak sebagai fasa bucatini atau fasa antispageti, menjadi lubang sfera yang bertaburan, yang boleh dipanggil fasa keju Switzerland.[6] Nukleus hilang pada antara muka kerak-teras, beralih menjadi teras neutron cecair bagi bintang.
Fasa pasta juga mempunyai ciri-ciri topologi menarik yang dicirikan oleh kumpulan homologi.[7]
Untuk bintang neutron biasa dengan 1.4 jisim suria (M☉) dan jejari 12 km, lapisan pasta nuklear di kerak boleh menjadi setebal kira-kira 100 meter dan mempunyai jisim kira-kira 0.01 M☉. Dari segi jisim, ini merupakan bahagian yang ketara daripada kerak bintang neutron.[8][9]
Lihat juga
 |
Cari Pasta nuklear dalam Wikikamus bahasa Melayu, kamus bebas. |
Rujukan
- ^ Caplan, M. E.; Schneider, A. S.; Horowitz, C. J. (24 September 2018). "Elasticity of Nuclear Pasta". Physical Review Letters (dalam bahasa Inggeris). 121 (13): 132701. arXiv:1807.02557. Bibcode:2018PhRvL.121m2701C. doi:10.1103/PhysRevLett.121.132701. PMID 30312063. S2CID 206317364. Dicapai pada 26 August 2021.
- ^ a b Pons, José A.; Viganò, Daniele; Rea, Nanda (2013). "Too much "pasta" for pulsars to spin down". Nature Physics (dalam bahasa Inggeris). 9 (7): 431–434. arXiv:1304.6546. Bibcode:2013NatPh...9..431P. doi:10.1038/nphys2640. S2CID 119253979.
- ^ Reagan, David. "Visualizations of Nuclear Pasta" (dalam bahasa Inggeris). Advanced Visualization Lab, Research Technologies, Indiana University. Diarkibkan daripada yang asal pada April 4, 2020. Dicapai pada 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 (dalam bahasa Inggeris). National Academies Press. m/s. 111–. ISBN 978-0-309-03547-7.CS1 maint: multiple names: authors list (link)
- ^ Beskin, Vasilii S. (1999). "Radio pulsars". Physics-Uspekhi (dalam bahasa Inggeris). 42 (11): 1173–1174. Bibcode:1999PhyU...42.1071B. doi:10.1070/pu1999v042n11ABEH000665. S2CID 250831196 Check
|s2cid=value (bantuan). - ^ a b Schneider, A. S.; Horowitz, C. J.; Hughto, J.; Berry, D. K. (2013-12-20). "Nuclear Pasta Formation". Physical Review C (dalam bahasa Inggeris). 88 (6): 065807. arXiv:1307.1678. Bibcode:2013PhRvC..88f5807S. doi:10.1103/PhysRevC.88.065807. ISSN 0556-2813.
- ^ a b Kycia, Radosław A.; Kubis, Sebastian; Wójcik, Włodzimierz (2017-08-14). "Topological analysis of nuclear pasta phases". Physical Review C (dalam bahasa Inggeris). 96 (2): 025803. arXiv:1709.07521. Bibcode:2017PhRvC..96b5803K. doi:10.1103/PhysRevC.96.025803. ISSN 2469-9985. S2CID 119352018.
- ^ 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. m/s. 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 (dalam bahasa Inggeris). 453 (1): 581–590. arXiv:1508.02603. Bibcode:2015MNRAS.453..581Y. doi:10.1093/mnras/stv1642.
