Degenerace
Z Wikina
Změna stavu látky, k níž dojde tehdy, je-li látka stlačována do vysokých hustot (viz stavy látky ve vesmíru). Nejdříve (při hustotách nad 103 g cm–3 dochází k ionizaci tlakem: k obyčejné degeneraci. Atomy se k sobě přiblíží natolik, že se elektrony ze svých atomů uvolní a volně se mezi nimi pohybují. Látka sestává z iontů a elektronového plynu. Při dalším stlačování dochází k degeneraci elektronového plynu: původní tepelné Maxwellovo rozložení rychlostí přestává platit a uplatňuje se Pauliho princip. Původní plazma se mění na Fermiho plyn. Tlak elektronového plynu není důsledkem tepelného pohybu elektronů (jak je tomu v normálním řídkém plazmatu), ani jejich vzájemného elektrického odpuzování, ale je způsoben zejména jejich polovinovým spinem. Při stlačování až do hustot 107 g cm–3 si látka uchovává své chemické složení. Její jádra totiž zůstala degenerací elektronového plynu nedotčena.
Při hustotách nad 107 g cm–3 již dochází ke změnám atomových jader, a tím i chemického složení stlačované látky. Nově vtlačené elektrony při rostoucí hustotě musí (v důsledku Pauliho principu) dostat dostatečně velkou energii, aby se tam vešly. Nižší energie jsou obsazené. A tak se stlačováním stává část elektronů relativistickými čili dochází k relativistické degeneraci (viz relativistické elektrony). Po stránce energetické je výhodnější, aby se elektron spojil s protonem v jádře. Takové zachycení elektronu jádrem se nazývá inverzní beta-rozpad. Při něm se proton spojí s vysoceenergetickým relativistickým elektronem a změní se na neutron: p + e– → n + ve . Takový proces probíhající ve velkém měřítku se nazývá neutronizace. Při hustotách kolem 1011 g cm–3 dochází k neutronizaci velmi stabilních jader helia (druhého nejhojnějšího prvku ve vesmíru): 4He → 3He + n a dále 3He + 2 e– → 3 n + 2 ve.
S rostoucí hustotou přibývá neutronů na úkor protonů a volné neutrony jsou stabilní. Jejich rozpad n → p + e– + (anti ve) není možný, neboť není žádné volné místo pro elektron z rozpadu.
Obyčejná degenerace elektronového plynu probíhá v jádru hvězd, z nichž se pozvolna vyvíjí bílý trpaslík a planetární mlhovina. Naopak neutronizace proběhne velice rychle, a to v supernově, jejímž pozůstatkem je neutronová hvězda a rozpínající se zbytky supernovy.
Obsah |
