חוקרים מביה"ס לפיסיקה ואסטרונומיה באוניברסיטת תל אביב פיתחו שיטה לזיהוי ומדידה של תכונות חומר גרעיני צפוף בניסיונות במאיץ.
הפרוטונים והנאוטרונים נעים בגרעין ולפעמים למשך זמן קצר יכולים זוג או יותר ממרכיבי הגרעין להימצא קרובים זה לזה הרבה יותר ממרחקם הממוצע . כאשר זוג קרוב זה לזה נוצרת בגרעין האטום רגיל, למשך זמן קצר מאוד, צפיפות מקומית גבוהה דומה לזאת שבליבת כוכבי נאוטרונים. לאחר זמן קצר מרכיבי הגרעין מתרחקים זה מזה והאזור הצפוף מדלדל שוב. הרעיון המרכזי מאחורי המחקר המדובר הוא לאתר מרכזי צפיפות גרעינית רגעים אלו ("מיני כוכבי נאוטרונים") וללמוד את תכונותיהם בטרם הם מתפזרים. הדבר אפשרי באמצעות קרן גבוהת אנרגיה של אלקטרונים הנוצרת במאיץ ומפציצה את הגרעין.
בניסוי שבוצע באמצעות מאיץ האלקטרונים המצוי במעבדה הלאומית ע"ש זפרסון בוירזניה ארה"ב הופצצו גרעינים באלקטרונים גבוהי אנרגיה. האלקטרונים גבוהי האנרגיה מפרקים את מרכזי הצפיפות הגבוהה והמרכיבים מועפים מהגרעין ומתגלים באמצעות מערכת מונים. בניסוי התגלה הבדל גדול מאוד ובלתי צפוי בין זוגות פרוטון-פרוטון קרובים וזוגות של פרוטון-נאוטרון קרובים. להבדל זה עשויה להיות משמעות רבה להבנת מבנה כוכבי הנאוטרונים ודרך הווצרותם. הנושא נלמד בימים אלו.
את הרעיון כיצד לאתר את טיפות החומר הגרעיני הצפוף בגרעין הגה פרופ' לאוניד פרנקפורט מביה"ס לפיזיקה ואסטרונומיה באוניברסיטת תל אביב. את הניסוי וניתוחו ביצע תלמיד לתואר שלישי בבית הספר לפיזיקה ואסטרונומיה באוניברסיטת תל אביב רן שניאור. רן הגיש בינואר 2008 את עבודת התיזה שלו המבוססת על ניסוי זה. העבודה נעשתה בהדרכת פרופ' אלי פיסצקי. פרופ' אמריטוס יונס אלסטר היה גם כן שותף למחקר זה. כל החוקרים הם מקבוצת הגרעין באוניברסיטת תל אביב.
מה זה חומר גרעיני צפוף?
החומר הסובב אותנו בנוי אטומים. במרכז האטום גרעין קטן שמסביבם חגים אלקטרונים, מעל ל 99.95% מהמסה של האטום נמצאת בגרעין הקטן שבמרכזו. גרעין האטום בנוי מפרוטונים ונאוטרונים. בגלל המסה הגדולה והרדיוס הקטן של גרעין האטום, הצפיפות של הפרוטונים והנאוטרונים שבגרעין האטום גבוהה מאוד. צפיפות המסה בגרעיני אטומים כבדים היא הגבוהה ביותר המוכרת לנו בסביבתנו הקרובה.
בטבע, מחוץ לכדור הארץ, קיימות גם מערכות גרעיניות הצפופות עוד אפילו יותר מהצפיפות במרכזי גרעיני האטומים. מערכת שכזאת היא כוכב נאוטרונים. כוכבי נאוטרונים הם השרידים של כוכבים מסיבים לאחר שהתפוצצו (תהליך הידוע כסופר נובה). המסה של כוכב נאוטרונים טיפוסי גדולה פי 1.5 ממסת השמש. הרדיוס של כוכב כזה הוא רק 10-20 קילומטר. המסה הגדולה והרדיוס הקטן יוצרים חומר גרעיני בעל צפיפות הגדולה פי 5-10 מצפיפות במרכזי גרעינים. ככול הידוע לנו כוכב כזה אינו בנוי מאטומים ומורכב בעיקר ממסה דחוסה של נאוטרונים, מעט פרוטונים ואלקטרונים ולכן אנו קוראים לחומר ממנו עשוי כוכב הנאוטרונים "חומר גרעיני צפוף". הסביבה להיווצרות החומר הגרעיני הצפוף במקרה של כוכב הנוטרואנים היא התוספת של כוח הכובד שדוחס את החומר.
"החומר גרעיני צפוף מעניין בשל יכולתו ללמד אותנו על הכוחות והמבנה של מערכות גרעיניות במצבים שהם מעבר לזמין לנו בגרעיני אטומים. הבעיה היא כמובן המגבלות שיש לנו על לימוד מערכת הנמצאת במרחק אסטרונומי מאיתנו ושאינה בשליטתנו הניסיות. בעשור האחרון למדנו רבות על תכונות כוכבי הנאוטרונים ממדידות אסטרונומיות אבל עדין רב הבלתי ידוע לנו על המבנה והתכונות שלהם על הנודע" אומר פרופ' אלי פיסצקי.
הפרוטונים והנאוטרונים נעים בגרעין ולפעמים למשך זמן קצר יכולים זוג או יותר ממרכיבי הגרעין להימצא קרובים זה לזה הרבה יותר ממרחקם הממוצע . כאשר זוג קרוב זה לזה נוצרת בגרעין האטום רגיל, למשך זמן קצר מאוד, צפיפות מקומית גבוהה דומה לזאת שבליבת כוכבי נאוטרונים. לאחר זמן קצר מרכיבי הגרעין מתרחקים זה מזה והאזור הצפוף מדלדל שוב. הרעיון המרכזי מאחורי המחקר המדובר הוא לאתר מרכזי צפיפות גרעינית רגעים אלו ("מיני כוכבי נאוטרונים") וללמוד את תכונותיהם בטרם הם מתפזרים. הדבר אפשרי באמצעות קרן גבוהת אנרגיה של אלקטרונים הנוצרת במאיץ ומפציצה את הגרעין.
בניסוי שבוצע באמצעות מאיץ האלקטרונים המצוי במעבדה הלאומית ע"ש זפרסון בוירזניה ארה"ב הופצצו גרעינים באלקטרונים גבוהי אנרגיה. האלקטרונים גבוהי האנרגיה מפרקים את מרכזי הצפיפות הגבוהה והמרכיבים מועפים מהגרעין ומתגלים באמצעות מערכת מונים. בניסוי התגלה הבדל גדול מאוד ובלתי צפוי בין זוגות פרוטון-פרוטון קרובים וזוגות של פרוטון-נאוטרון קרובים. להבדל זה עשויה להיות משמעות רבה להבנת מבנה כוכבי הנאוטרונים ודרך הווצרותם. הנושא נלמד בימים אלו.
את הרעיון כיצד לאתר את טיפות החומר הגרעיני הצפוף בגרעין הגה פרופ' לאוניד פרנקפורט מביה"ס לפיזיקה ואסטרונומיה באוניברסיטת תל אביב. את הניסוי וניתוחו ביצע תלמיד לתואר שלישי בבית הספר לפיזיקה ואסטרונומיה באוניברסיטת תל אביב רן שניאור. רן הגיש בינואר 2008 את עבודת התיזה שלו המבוססת על ניסוי זה. העבודה נעשתה בהדרכת פרופ' אלי פיסצקי. פרופ' אמריטוס יונס אלסטר היה גם כן שותף למחקר זה. כל החוקרים הם מקבוצת הגרעין באוניברסיטת תל אביב.
מה זה חומר גרעיני צפוף?
החומר הסובב אותנו בנוי אטומים. במרכז האטום גרעין קטן שמסביבם חגים אלקטרונים, מעל ל 99.95% מהמסה של האטום נמצאת בגרעין הקטן שבמרכזו. גרעין האטום בנוי מפרוטונים ונאוטרונים. בגלל המסה הגדולה והרדיוס הקטן של גרעין האטום, הצפיפות של הפרוטונים והנאוטרונים שבגרעין האטום גבוהה מאוד. צפיפות המסה בגרעיני אטומים כבדים היא הגבוהה ביותר המוכרת לנו בסביבתנו הקרובה.
בטבע, מחוץ לכדור הארץ, קיימות גם מערכות גרעיניות הצפופות עוד אפילו יותר מהצפיפות במרכזי גרעיני האטומים. מערכת שכזאת היא כוכב נאוטרונים. כוכבי נאוטרונים הם השרידים של כוכבים מסיבים לאחר שהתפוצצו (תהליך הידוע כסופר נובה). המסה של כוכב נאוטרונים טיפוסי גדולה פי 1.5 ממסת השמש. הרדיוס של כוכב כזה הוא רק 10-20 קילומטר. המסה הגדולה והרדיוס הקטן יוצרים חומר גרעיני בעל צפיפות הגדולה פי 5-10 מצפיפות במרכזי גרעינים. ככול הידוע לנו כוכב כזה אינו בנוי מאטומים ומורכב בעיקר ממסה דחוסה של נאוטרונים, מעט פרוטונים ואלקטרונים ולכן אנו קוראים לחומר ממנו עשוי כוכב הנאוטרונים "חומר גרעיני צפוף". הסביבה להיווצרות החומר הגרעיני הצפוף במקרה של כוכב הנוטרואנים היא התוספת של כוח הכובד שדוחס את החומר.
"החומר גרעיני צפוף מעניין בשל יכולתו ללמד אותנו על הכוחות והמבנה של מערכות גרעיניות במצבים שהם מעבר לזמין לנו בגרעיני אטומים. הבעיה היא כמובן המגבלות שיש לנו על לימוד מערכת הנמצאת במרחק אסטרונומי מאיתנו ושאינה בשליטתנו הניסיות. בעשור האחרון למדנו רבות על תכונות כוכבי הנאוטרונים ממדידות אסטרונומיות אבל עדין רב הבלתי ידוע לנו על המבנה והתכונות שלהם על הנודע" אומר פרופ' אלי פיסצקי.