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, 250 68 Řež, E_mail:
[email protected], WWW: hp.ujf.cas.cz/~wagner/
1) Úvod 3) 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
Úvod Kompaktní konečná stádia hvězd: 1) Bílí trpaslíci – degenerovaný elektronový plyn 2) Neutronové hvězdy – degenerovaný neutronový plyn 3) Černé díry Hustota v nitru neutronových – i o řád větší než hustota jádra 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. Odhady počtu neutronových hvězd v Galaxii - ~ 109 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
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 EF – Fermiho energie. Určíme Fermiho hybnost pF ( nerelativistické přiblížení EF = pF2/2m )
Fermiho plyn je degenerovaný pro EF >> kT. Pro EF << kT → klasický plyn a Maxwellovo rozdělení.
Počet fermionů v daném objemu fázového prostoru: Element prostoru fázového prostotu je: dV = dx·dy·dz → dV = d3r = r2sinϑdr·dϑ·dϕ Pokud není úhlová orientace důležitá, integrujeme přes úhly: Analogicky pro element prostoru hybností: Fázový prostor:
dV = 4π r2 dr
dVp = d3p = dpxdpydpz = 4π p2 dp
dVTOT = dV·dVp
Z Heisenbergova principu neurčitosti: Objem dVTOT elementární buňky ve fázovém prostoru je h3. V objemu V je počet dν elementárních buněk po jedné částici s hybností p ÷ p+Δp :
Nukleony mají s = 1/2 → v každé buňce gs = (2s+1) = 2. Při T = 0: p < pF → v buňce 2 částice p > pF → v buňce 0 částic.
N a V u jádra známe Určíme tedyFermiho hybnost: Jádro je směs dvou degenerovaných fermionových plynů: Z protonů a N neutronů uzavřených v objemu V = (4/3)πR3 = (4/3)πr03A. Fermiho energie pro neutrony a protony v jádře: ħc = 197,3 MeV⋅fm v prvním přiblížení: mn ≈ mp = m, Z ≈ N ≈ A/2:
Hloubka potenciálové jámy (vazba posledního nukleonu je B/A): V0 ≈ EF + B/A ≈ 30 MeV + 8 MeV ≈ 38 MeV Dále lze spočítat celkovou kinetickou energii: EKIN dν
r0 = 1,1 fm mc2 = 938 MeV
Odtud pro A = Z+N nukleonů: Střední kinetická energie na A (pro Z ≈A):
opravdu nerelativistické
Bílý trpaslíci
Planetární mlhovina NGC 2440 obklopuje jednoho z nejžhavějších známých bílých trpaslíků
Bílí trpaslící – degenerovaný elektronový plyn Určení vztahu mezi rovnovážným poloměrem a hmotností objektu obsahujícího degenerovaný fermionový plyn: Celková energie: ETOT = EKIN + EPOT Nejdříve degenerovaný elektronový plyn (bílý trpaslík): Pro potenciální energii platí: Předpoklady: bílý trpaslík je popsán 1) neutrální koulí → stejný počet protonů a elektronů Ne ≈ Np 2) jádra mají N ≈ Z ≈ A/2, mn ≈ mp Z toho plyne pro hmotnost hvězdy: M ≈ 2Npmp ≈ 2Nemp Gravitační potenciální energie koule s hmotností M:
Potenciální energie koule daná gravitační interakcí
dr r
Pro kinetickou energii: Předpoklad: 1) Jádra jsou těžká → EKIN dána kinetickou energií elektronů 2) Elektrony tvoří degenerovaný fermionový plyn → vyplňují všechny nejnižší stavy až po Fermiho hladinu (nastává pro M > 0,01MS): Nerelativistické přiblížení: EKIN
dν
(často uváděný vztah, ne je hustota elektronů) kde
dosadíme:
Z předchozího známe:
Potom celokově ETOT: 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)
Nerelativistické přiblížení
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. Do vztahu mezí poloměrem a hmotností:
dosadíme za hmotnost M = MS = 1,99·1030 kg:
Poloměr 7 000 km je blízký poloměru Země. Hustota je tak ≈ 109 kg/m3 Což jsou poloměry a hustoty bílých trpaslíků s M ≈ MS
Hmotnosti i jen pár desetiny hmotnosti Slunce → maximální možná kinetická energie elektronu srovnatelná s jeho klidovou energií
Nitro Slunce → T ≈
107
K
k = 8,62⋅10-5 eV/K
Jestliže se při dalším zvětšování hmotnosti zvětší kinetická energie elektronů a stává se relativistickou, musíme uvažovat
Relativistické řešení EKIN
Substituce:
Ultrarelativitická limita: xF >>1 ↔ pc >> mc2
dν
Chandrasekharova mez – ultrarelativistický elektronový degenerovaný plyn Další růst kinetické energie → ultrarelativistická limita: EKIN = pc
Dostaneme pro celkovou kinetickou energii:
Celková energie pak je:
Minimum totální energie je pouze pro R=0. Není další stabilní řešení.
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: Planckova hmotnost
mp = 1,672⋅10-27 kg
MS = 1,99 ⋅10-30 kg
Přesnější hranice pro stabilitu bílého trpaslíka je 1,44 MS. Naše zjednodušení → jen o 20 % větší hmotnost Korekce na chemické složení: Přesná hodnota závisí na různých gravitačních opravách, rotaci, struktuře, chemickém složení a stavové rovnici hmoty bílého trpaslíka. Subrahmanyan Chandrasekhar (1910–1995)
Hvězda s větší hmotností se hroutí do neutronové hvězdy, kdy hvězdu drží degenerovaný neutronový plyn.
Neutronové hvězdy Nerelativistický neutronový plyn → nositelé kinetické energie jsou neutrony: 1) je jich zhruba dvojnásobný počet: Nn = 2Ne 2) mn ≈ mp ≈ 1840 me
faktor 4
Z předchozího známe:
dosadíme:
Bílý trpaslík
Neutronová hvězda
faktor 21/3
poměr poloměru bílého trpaslíka (RBT) a neutronové hvězdy (RNH) pro danou hmotnost:
a tedy poloměr neutronové hvězdy s M = MS je RNH(MS) ≈ 12 km a hustota ρNH ≈ 2,8⋅1017 kg/m3
Střední neutronová hustota: 0,25 neutronů/fm3 v jádře je hustota ρ0 = 0,17 nukleonů/fm3 V realitě není konstantní hustota (až 10 ρ0), ani složení. Vzdálenost neutronů menší než 0,8 fm → vliv jaderného odpuzování
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 MS
Stavová rovnice – fáze jaderné hmoty „tvrdá“ jako ocelová koule
počátek vesmíru
pára jaderná srážka
E/A = f(P) = f(ρ,T) =
„měkká“ jako pružná guma
atomové jádro
nitro neutronových hvězd
voda
led
plazma
Fázové přechody Podle charakteru změn teploty v závislosti na hustotě energie rozeznáváme tři druhy přechodů (TC - 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 Přechod prvního řádu:
Přechod druhého řádu:
Spojitý přechod:
Fázový přechod jaderné kapaliny v hadronový plyn.
Ohřívaná voda
Ohřívaná jaderná hmota
Fázové přechody jaderné hmoty a vody (H2O) a tvar příslušných potenciálů
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. Dva typy supernov:
Výbuch supernovy
1) Supernova I. typu - těsná dvojhvězda bílého trpaslíka a hmotné hvězdy → přetok hmoty na bílého trpaslíka → překročení Chandrasekharovy meze ( ~ 1,4 MSlunce) → hroucení → zapálení a hoření C, O → výbuch 2) Supernova II. typu – osamělé hvězdy s M ~ 8 – 100 MS. 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 ≈ 1013 kg/m3, T ≈ 1010 K): a) záchytem e- + p → n + νe
(99 % energie odnáší neutrina)
b) fotodezintegrace jader 56Fe tyto procesy spotřebovávají energii Rázová vlna odnáší pouze 1 % Záření pouze 0,01 % Struktura a průběh života staré hvězdy s velkou hmotností
i
20 MS
Závislost doby života hvězdy na hmotnosti (převzato od M. Brože)
Hroucení lze rozdělit do těchto pěti etap: 1) První etapa – hroucení rychlostí volného pádu (rychlost až 70000 km/s). Jádro hvězdy se během několika milisekund zhroutí z 5000 → 20 km 2) Druhá etapa – při hustotě 4·1014 kg/m3 je hmota neprůhledná pro neutrina → mění se charakter Chandrasekharovy meze (nyní ~ 0,88 MS) – 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 ρ0 → odražení a vytvoření rázové vlny (energie rázu ~ 7·1044 J) – K0 ~ 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 (30 000 – 50 000 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 MS) Pro větší hmotnosti může zastavenou rázovou vlnu obnovit pomocí neutrin (≥18 MS)
Elektronový záchyt v centru →vysoká produkce neutrin ~1046 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
Neutronové hvězdy Gravitačnímu zhroucení odolávají tlakem degenerovaného neutronového plynu (fermionový plyn). M ≤ 2 – 3 MS, R = 10 ÷30 km, ρ ≈ 1017 kg/m3. Znalosti o stavbě neutronových hvězd závisí na znalostech vlastností hmoty, která je tvoří. Vznik neutronové hvězdy: a) Výbuch supernovy druhého druhu b) Kolaps bílého trpaslíka Pozorovací údaje: 1) Hmotnosti a poloměry neutronových hvězd Hmotnosti lze určovat v binárních systémech 1 MS < M < 2 MS Poloměry (určení rozměru 10 km ze vzdálenosti > 1015km (nepřímo z intenzity rentgenova a optického záření a jejich změn)
Gravitační rudý posuv spektrálních čar
Snímek pulsaru v Krabí mlhovině
2) Vzdálenosti – měření disperze signálu v mezihvězdné plazmě, paralaxa Hmotnosti neutronových hvězd ukazují na tvrdou stavovou rovnici K ≈ 300 MeV Dosud známo více než 1000 radiopulsarů (3% ve dvojhvězdách) (Tisícím byl už v roce 1998 PSR J1524-5709 v souhvězdí Kružítka)
Efekty vznikající působením silného gravitačního a magnetického pole → pulsary Rychlá rotace a intenzivní magnetické pole vzniká zmenšením poloměru a zachováním daných fyzikálních veličin
3) Magnetické pole 108 T, původní magnetické pole hvězdy 10-2 T, Měření z cyklotronové frekvence Ubývá v čase Magnetary zmenšení rozměru v řádu 105 → zvětšení intenzity v řádu 1010 4) 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 Pozor na milisekundové pulsary vzniklé ve dvojhvězdách 6) Skokové zrychlení rotace (~10-6 – 10-8) – rotace neutronové hvězdy jako pevného tělesa – interakce mezi vnější a vnitřní kúrou – pozorována řádově stovka skoků u již několika desítek pulsarů proces URCA - rozpad neutronu,
7) Teplota a průběh chladnutí: únik neutrina a opětná přeměna protonu a elektronu na neutron Vznik – teplota T ~ 1011 K Prvních 104 let – ztráta tepelné energie vyzařováním neutrin Pokles na teplotu T ~ 108 K Další ochlazování vyzařováním fotonů Za 107 let pokles na teplotu T ~ 105 K Nejstarší pozorované pulsary mají přes milión let, nejmladší V Krabí mlhovině (954 let), PSR J1846-0258 (723 let) – 325 ms, 5⋅109 T
Měření rentgenova záření z povrchu – určení teploty ze spektra
Evropská rentgenová observatoř XMM-Newton.
Fyzikální interpretace pulsaru a stavba neutronové hvězdy 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 (obr. převzat z M. Šolc: Fyzika hvězd a vesmíru)
Majákový model pulsaru – animace skupiny z Bonu
Milisekundové pulsary Opětné zrychlení rotace pulsaru ve dvojhvězdě přenosem momentu hybnosti s hmotou přetékající s normální složky – extrémně rychlá rotace Rekordní například PSR B1937+21 (P = 1,56 ms), PSR B1957+20 (P = 1,61 ms) „Recyklované“ pulsary jsou velmi stabilní P = 0,0015578064924327±0,0000000000000004 s Nejrychlejší rotace u PSR J1748-2446ad (objev roku 2005) (P = 1,40 ms ↔ 716 otáček/s) Velká pravděpodobnost dvojhvězd v kulových hvězdokupách → hledání milisekundových pulsarů tam
Blížíme se ke stovce binárních pulsarů (desítka s neutronovou hvězdou První dvojitý pulsar: PSR J0737-3039A (P = 23 ms) PSR J0737-3039B (P = 2,8 s) Vzdálenost pulsarů srovnatelná s velikostí Slunce Objeven v roce 2004 Rok 1990: objev planetárního systém díky zpožďování a zrychlování signálu: PSR 1257 + 12
PSR B1620-26 – pulsar ve dvojhvězdě s planetárním systémem Systém se skládá z neutronové hvězdy (M = 1,35 MS), bílého trpaslík (M =0,34 MS) a exoplanety (M = 2,5 MJ) Vzdálenost 12 400 sv.l. Stáří 13 miliard let – odhad ze stáří kulové hvězdokupy Vzdálenost planety od pulsary 23 AU, oběžná doba ~ 100 let
Nejstarší známá exoplaneta – jeden z velmi starých pulsarů a bílých trpaslíků
Systém PSR B1620-26 v kulové hvězdokupě M4 v souhvězdí Štíra
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/fm3. 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 ~ 4·1017 kg/m3. 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
Kůra podivné hvězdy: je složena s normální hmoty Kvarky interagují silně → ostré rozhraní Leptony neinteragují silně → pozvolné (rozmazané rozhraní) Princip vzniku kůry podivné hvězdy (rozhraní kvark-gluonového plazmatu ~ 1 fm, rozhraní elektronů 103 fm, vzdálenost kůry od povrchu 100 fm
Kůra musí splňovat: 1) její hmotnost nesmí být velká, aby elektronová vrstva udržela mezeru 2) hustota musí být menší než hustota vzniku neutronové kapaliny (~ 4·10-14 kg/m3) Kůra modifikuje chování podivné hvězdy a přibližuje je chování neutronové hvězdy. Způsoby odlišení podivné a neutronové hvězdy: Hustoty v centru podivných a neutronových hvězd jsou různé (ρPODIVNÉ > ρNEUTRONOVÉ). 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 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 ~ 1046 J (přežije jen kůra neutronové hvězdy) Při přeměně dochází ke gama a neutrinovému záblesku.
Co máme a co nemáme pro popis neutronových, hybridních podivných (kvarkových) hvězd Zrod kompaktního objektu při výbuchu supernovy
neutronová hvězda – velké jádro hybridní systém – uvnitř neutronové hvězdy kvark-gluonové plazma
neutronová hvězda
rudý obr zhroucení jádra → výbuch supernovy → pozůstatek po supernově
podivná (kvarková) hvězda – velký hadron při chladnutí možnost přechodu jednoho typu v jiný
Potřebujeme znát i chování husté ale chladné hadronové i kvarkové hmoty
Ranný vesmír
Cestou je urychlovač FAIR (SIS 100/200) – svazky těžkých iontů s energií do 30 GeV/A Srovnání FAIR v GSI Darmstadt a RHIC v Brookhavenu (LHC v CERN) Výbuch supernovy → horká hmota → chladne různě rychle pro různý typ objektu
Kvark-gluonové plazma FAIR Hadrony Jádra
Neutronové hvězdy
Barevná supravodivost
Možnost odlišení: 1) 2) 3) 4) 5)
Poměr hmotnosti a poloměru. Poloměr menší než 8 km → podivná hvězda Průběh chladnutí. Podivná hvězda chladne rychleji. Možnost intenzivnějšího vyzařování u podivné hvězdy Podivná hvězda může rychleji rotovat Podivná hvězda nemá skoky v periodě
Vztah mezi poloměrem a hmotností podivné hvězdy
Pravidelně se objevují náznaky objevu podivné hvězdy: Rok 2002: 1) Objekt RX J1856.5-3754: osamělý velmi hustý objekt s M = 0,4 MS ve značné vzdálenosti – malý poloměr?? 2) Mladý pulsar J0205+6449 v centru pozůstatku 3C58 po supernově SN1181 – rychlé chladnutí??
Objekt RX J1856.5-3754
Rok 2006 : Y.L Yue et al:astro-ph/0603468 : pulsar PSR B0943+10 Driftující subpulzy, příliš malá „polární čepička“ než pro klasické pulsary s M ~ MS a R ~ 10 km Možné vysvětlení – nahá kvarková hvězda s hmotností M ~ 0,02 MS a R ~ 2,6 km
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
