İçeriğe atla

Kuark yıldızı

Kuark yıldızı, son derece yüksek çekirdek sıcaklığı ve basıncının çekirdek parçacıklarını, başıboş kuarklardan oluşan sürekli bir madde hali olan kuark maddesini oluşturmaya zorladığı, varsayımsal bir sıkışık, egzotik yıldız türüdür.

Temel

Hem gözlemlendiği hem de kuramsal olarak açıklandığı gibi, bazı büyük kütleli yıldızlar, yaşam döngülerinin sonunda nötron yıldızlarını oluşturmak için çökerler. Nötron yıldızlarının içindeki aşırı sıcaklıklar ve basınçlar altında, nötronlar olağanda bir bozunum basıncıyla ayrı tutulur, bu da yıldızı kararlı bir duruma getirir ve yıldızın daha da içe çökmesini engeller. Bununla birlikte, daha da aşırı sıcaklık ve basınç altında, nötronların bozunma basıncının üstesinden gelindiği ve nötronların, yoğun bir şekilde paketlenmiş kuark maddesine dayalı aşırı yoğun bir kuark maddesi evresi yaratarak, onları oluşturan kuarklara karışmaya ve çözülmeye zorlandığı varsayılmaktadır. Bu durumda, kuarklar arasında yeni bir bozunum basıncı ve itici elektromanyetik kuvvetler oluşacağından ve bu toplam çekimsel çöküşü engelleyeceğinden, yeni bir dengenin ortaya çıkması beklenir.

Bu düşünceler doğruysa, kuark yıldızları evrenin bir yerinde oluşmuş ve gözlemlenebilir olabilir. Kuramsal olarak böyle bir olay bilimsel olarak mantıklı görülse de hem gözlemsel hem de deneysel olarak kanıtlanması olanaksız olmuştur çünkü kuark maddesini kararlı hale gelmesi için gereken çok aşırı koşullar hiçbir laboratuvarda yaratılamaz ve doğrudan doğada gözlemlenemez. Kuark maddesinin kararlılığı ve dolayısıyla kuark yıldızlarının varlığı bu nedenlerle fizikteki çözülmemiş sorunlar arasındadır.

Kuark yıldızları oluşabiliyorsa, kuark yıldızı maddesini bulmak için en olası yer, kuark yozlaşması için gereken iç basıncı aşan nötron yıldızlarının içi olacaktır - nötronların bir yoğun kuark maddesi biçimine dönüştüğü nokta. Bir yıldızın bir nötron yıldızının ötesine çökecek kadar büyük olması ancak bir kara delik oluşturacak nicelikte büyük olmaması koşuluyla, büyük kütleli bir yıldız ömrünün sonunda çökerse de oluşabilirler.

Eğer varsa, kuark yıldızları nötron yıldızlarına benzer ve kolaylıkla onlarla karıştırılabilir: Tip II süpernovada büyük kütleli bir yıldızın ölümünde oluşurlar, son derece yoğun ve küçük olurlar ve çok yüksek bir kütleçekimsel alana sahip olurlar. Başıboş kuarkların yoz nötron maddesiyle eşleşen özelliklere sahip olması beklenmediğinden, bir nötron maddesi kabuğu da içermedikçe, nötron yıldızlarının bazı özelliklerinden de yoksun olacaklardır. Örneğin, nötron yıldızlarından ayrı olarak radyo-sessiz olabilirler veya alışılmamış boyutlara, elektromanyetik alanlara veya yüzey sıcaklıklarına sahip olabilirler.

Tarihçe

Kuark yıldızları ile ilgili çözümleme ilk olarak 1965 yılında Sovyet fizikçiler DD Ivanenko ve DF Kurdgelaidze tarafından önerildi.[1][2] Ancak varlıkları doğrulanmadı.

Kuark maddesinin durum denklemi nötron-bozunma maddesi ile kuark maddesi arasındaki geçiş noktası gibi belirsizdir. Kuramsal belirsizlikler, ilk ilkelerden kestirimlerde bulunmayı engelledi. Deneysel olarak, kuark maddesinin davranışı parçacık çarpıştırıcıları ile etkin olarak incelenmektedir, ancak bu yalnızca çok sıcak (1012 K'nin üzerinde) kuark-gluon plazması oluşumdan hemen sonra bozulan atom çekirdeği büyüklüğündeki damlacıklardır. Son derece yüksek yoğunluklara ve 1012 K'nin çok altında sıcaklıklara sahip yoğun yıldızların içindeki koşullar,"soğuk" kuark maddesini doğrudan kuark yıldızlarının içinde bulunacağı gibi üretmek, saklamak veya incelemek için bilinen hiçbir yöntem olmadığından, yapay olarak yeniden yaratılamaz. Kuram, kuark maddesinin bu koşullar altında bazı tuhaf özelliklere sahip olduğunu öngörüyor.

Oluşum

TOV çözümü nötron kuark yıldızı kütle yarıçap diyagramı.[3]

Nötron yıldızlarını oluşturan nötron-yoz maddesi, yıldızın kendi kütleçekimi ya da onu oluşturan ilk süpernova tarafından yeterli basınç altına alındığında, bireysel nötronların kendilerini oluşturan kuarklara (yukarı kuarklar ve aşağı kuarklar) ayrıldığı ve kuark maddesi olarak bilinen şeyi oluşturduğu kuramsallaştırılmıştır. Bu dönüşüm, doğal koşullara bağlı olarak, nötron yıldızının özelliğiyle sınırlı olabilir ya da tüm yıldızı dönüştürebilir. Böyle bir yıldız, kuark yıldızı olarak bilinir.[4][5]

Kararlılık ve garip kuark maddesi

Yukarı ve aşağı kuarklardan oluşan sıradan kuark maddesi, sıradan atomik maddeye karşın çok yüksek bir Fermi enerjisine sahiptir ve yalnızca aşırı sıcaklıklar ve/veya basınçlar altında kararlıdır. Bu, tek kararlı kuark yıldızlarının kuark madde çekirdeğine sahip nötron yıldızları olacağını, oysa bütünüyle sıradan kuark maddesinden oluşan kuark yıldızlarının oldukça kararsız olacağını ve kendiliğinden yeniden düzenleneceğini gösteriyor.[6][7]

Sıradan kuark maddesini düşük sıcaklıklarda ve basınçlarda kararsız hale getiren yüksek Fermi enerjisinin, yeterli sayıda yukarı ve aşağı kuarkın garip kuarklara dönüştürülmesiyle önemli ölçüde azaltılabileceği gösterilmiştir, çünkü garip kuarklar oranla çok ağırdır. bir tür kuark parçacığı.[6] Bu tür kuark maddesi, özellikle garip kuark maddesi olarak bilinir ve bunun yıldızlararası boşluk koşulları altında (yani sıfıra yakın dış basınç ve sıcaklık) gerçekten kararlı olup olmadığı kestirimlere ve şimdiki bilimsel araştırmalara bağlıdır. Eğer durum buysa (Bodmer-Witten varsayımı olarak bilinir), bütünüyle kuark maddesinden oluşan kuark yıldızları, hızla garip kuark maddesine dönüşürlerse kararlı olurlar.[8]

Garip yıldızlar

Garip kuark maddesinden oluşan kuark yıldızları, garip yıldızlar olarak bilinir ve kuark yıldızı ulamı altında bir alt grup oluştururlar.[8]

Kuramsal araştırmalar, kuark yıldızlarının yalnızca nötron yıldızlarından ve güçlü süpernovalardan üretilemeyeceğini, ayrıca Büyük Patlama'yı izleyen erken evrensel evre ayrımlarında da yaratılabileceğini ortaya koydu.[6] Bu ilkel kuark yıldızları, erken evrenin sıcaklık ve basınç koşulları onları kararsız hale getirmeden önce garip kuark maddesine dönüşürse, Bodmer-Witten varsayımı doğruysa, kararlı hale gelebilirler. Bu tür ilkel yıldızlar bugüne dek varlığını sürdürebilirdi.[6]

Özellikler

Kuark yıldızları, onları sıradan nötron yıldızlarından ayıran bazı niteliklere sahiptir.

Son derece yüksek yoğunluklara sahip ancak sıcaklıkları 1012 K'nin çok altında olan nötron yıldızlarının içinde bulunan doğal koşullar altında, kuark maddesinin bazı tuhaf özellikler sergilediği kestirilmektedir. Bir Fermi sıvısı gibi davranması ve "renk"in iki yük yerine güçlü etkileşimde sergilenen altı "yükü" ifade ettiği renk süperiletkenliğinin renk-çeşni-kilitli (CFL) evresine girmesi bekleniyor -elektromanyetizmadaki iki yük (artı ve eksi) yerine. Yoğun yıldızın yüzeyine daha yakın olan daha yüksek katmanlara karşılık gelen biraz daha düşük yoğunluklarda, kuark maddesi CFL olmayan bir kuark sıvısı gibi davranacaktır; bu evre, CFL'den bile daha gizemlidir ve renk iletkenliği ve/veya birkaç ek henüz keşfedilmemiş evreler içerebilir. Bu aşırı koşulların hiçbiri şu anda laboratuvarlarda yeniden oluşturulamaz, bu nedenle doğrudan deneylerden bu evreler hakkında hiçbir şey çıkarılamaz.[9]

Nötron-bozunma maddesinin (garip) kuark maddesine dönüşümü toplam ise, bir kuark yıldızı bir dereceye kadar tek bir devasa hadron olarak imgelenebilir edilebilir. Ancak bu "hadron", sıradan hadronları bağlayan güçlü kuvvet yerine kütleçekim ile bağlanacaktır.

Gözlemlenen aşırı yoğun nötron yıldızları

En azından yukarıda belirtilen varsayımlar altında, belirli bir nötron yıldızının kuark yıldızı olma olasılığı düşüktür, bu nedenle Samanyolu'nda yalnızca küçük bir kuark yıldızı topluluğu olacaktır. Bununla birlikte, aşırı yoğun nötron yıldızlarının kuark yıldızlarına dönüşebileceği doğruysa, bu, olası kuark yıldızı sayısını başlangıçta düşünülenden daha çok yapar, çünkü gözlemciler yanlış türde bir yıldız arıyor olacaklardır.

Kuarklara ve daha yüksek yoğunluklara sınır tanımayan bir nötron yıldızı, bir milisaniyeden daha kısa bir dönme döngüsüne (periyot) sahip olamaz; böylesine yoğun bir nesne imgelenemeyecek kütleçekimine sahip olsa bile, hızlı dönmesi nedeniyle merkezkaç kuvvet maddeyi yüzeyden dışarı atacaktır, bu nedenle milisaniye veya daha kısa süreli döngüye sahip bir atarcanın saptanması bir kuark yıldızının güçlü kanıtı olacaktır.

Ayrıca bakınız

Kaynakça

  1. ^ Ivanenko (1965). "Hypothesis concerning quark stars". Astrophysics. 1 (4): 251-252. doi:10.1007/BF01042830. 
  2. ^ Ivanenko (1969). "Remarks on quark stars". Lettere al Nuovo Cimento. 2: 13-16. doi:10.1007/BF02753988. 
  3. ^ F. Douchin, P. Haensel, A unified equation of state of dense matter and neutron star structure, "Astron. Astrophys." 380, 151 (2001).
  4. ^ Black Holes, White Dwarfs and Neutron Stars: The Physics of Compact Objects. Wiley. 2008. ISBN 978-0471873167. 
  5. ^ Physics of neutron star interiors. Lecture Notes in Physics. 578. Springer-Verlag. 2001. doi:10.1007/3-540-44578-1. ISBN 978-3-540-42340-9. 
  6. ^ a b c d Witten (1984). "Cosmic separation of phases". Physical Review D. 30 (2): 272-285. doi:10.1103/PhysRevD.30.272. 
  7. ^ Farhi (1984). "Strange matter". Physical Review D. 30 (11): 2379. doi:10.1103/PhysRevD.30.2379. 
  8. ^ a b Weber. "Strange-matter Stars". 22 Mart 2022 tarihinde kaynağından arşivlendi. Erişim tarihi: 26 Mart 2020.  in International Symposium on Strangeness and Quark Matter, Kolymbari, Greece, 1-5 Sep 1994. Singapore: World Scientific. ss. 308-317. 
  9. ^ Alford (2008). "Color superconductivity in dense quark matter". Reviews of Modern Physics. 80 (4): 1455-1515. arXiv:0709.4635 $2. doi:10.1103/RevModPhys.80.1455. 

Kaynaklar ve ek okuma

Dış bağlantılar

İlgili Araştırma Makaleleri

<span class="mw-page-title-main">Atom</span> tüm maddelerin kimyasal ve fiziksel özelliklerini taşıyan en küçük yapıtaşı

Atom veya ögecik, bilinen evrendeki tüm maddenin kimyasal ve fiziksel niteliklerini taşıyan en küçük yapı taşıdır. Atom Yunancada "bölünemez" anlamına gelen "atomos"tan türemiştir. Atomus sözcüğünü ortaya atan ilk kişi MÖ 440'lı yıllarda yaşamış Demokritos'tur. Gözle görülmesi imkânsız, çok küçük bir parçacıktır ve sadece taramalı tünelleme mikroskobu vb. ile incelenebilir. Bir atomda, çekirdeği saran negatif yüklü bir elektron bulutu vardır. Çekirdek ise pozitif yüklü protonlar ve yüksüz nötronlardan oluşur. Atomdaki proton sayısı elektron sayısına eşit olduğunda atom elektriksel olarak yüksüzdür. Elektron ve proton sayıları eşit değilse bu parçacık iyon olarak adlandırılır. İyonlar oldukça kararsız yapılardır ve yüksek enerjilerinden kurtulmak için ortamdaki başka iyon ve atomlarla etkileşime girerler.

<span class="mw-page-title-main">Maddenin hâlleri</span> maddenin farklı aşamalarında yer alan farklı hâlleri

Bir fizik terimi olarak maddenin hâli, maddenin aldığı farklı fazlardır. Günlük hayatta maddenin dört farklı hâl aldığı görülür. Bunlar; katı, sıvı, gaz ve plazmadır. Maddenin başka hâlleri de bilinir. Örneğin; Bose-Einstein yoğunlaşması ve nötron-dejeneje maddesi. Fakat bu hâller olağanüstü durumlarda gerçekleşir, çok soğuk ya da çok yoğun maddelerde. Maddenin diğer hâllerininde, örneğin quark-gluon plazmalar, mümkün olduğuna inanılır fakat şu an sadece teorik olarak bilinir. Tarihsel olarak, maddenin özelliklerindeki niteleyici farklılıklara dayanarak ayrım yapılır. Katı hâldeki madde bileşen parçaları ile bir arada tutulur ve böylece sabit hacim ve şeklini korur. Sıvı hâldeki madde hacmini korur fakat bulunduğu kabın şeklini alır. Bu parçalar bir arada tutulur ama hareketleri serbesttir. Gaz hâlindeki madde ise hem hacim olarak hem de şekil olarak bulunduğu kaba ayak uydurur.Bu parçalar ne beraber ne de sabit bir yerde tutulur. Maddenin plazma hâli ise, nötr atomlarda dahil, hacim ve şekil olarak tutarsızdır. Serbestçe ilerleyen önemli sayıda iyon ve elektron içerirler. Plazma, evrende maddenin en yaygın şekilde görülen hâlidir.

<span class="mw-page-title-main">Parçacık fiziği</span>

Parçacık fiziği, maddeyi ve ışınımı oluşturan parçacıkların doğasını araştıran bir fizik dalıdır. Parçacık kelimesi birçok küçük nesneyi andırsa da, parçacık fiziği genellikle gözlemlenebilen, indirgenemez en küçük parçacıkları ve onların davranışlarını anlamak için gerekli temel etkileşimleri araştırır. Şu anki anlayışımıza göre bu temel parçacıklar, onların etkileşimlerini de açıklayan kuantum alanlarının uyarımlarıdırlar. Günümüzde, bu temel parçacıkları ve alanları dinamikleriyle birlikte açıklayan en etkin teori Standart Model olarak adlandırılmaktadır. Bu yüzden günümüz parçacık fiziği genellikle Standart Modeli ve onun olası uzantılarını inceler.

<span class="mw-page-title-main">Nötron</span> Yüke sahip olmayan atomaltı parçacık

Nötron, sembolü n veya n⁰ olan, bir atomaltı ve nötr bir parçacıktır. Proton ile birlikte, atomun çekirdeğini meydana getirir. Bir yukarı ve iki aşağı kuark ve bunların arasındaki güçlü etkileşim sayesinde oluşur. Proton ve nötron yaklaşık olarak aynı kütleye sahiptir fakat nötron daha fazla kütleye sahiptir. Nötron ve protonun her ikisi nükleon olarak isimlendirilir. Nükleonların etkileşimleri ve özellikleri nükleer fizik tarafından açıklanır. Nötr hidrojen atomu dışında bütün atomların çekirdeklerinde nötron bulunur. Her atom farklı sayıda nötron bulundurabilir. Proton ve nötronlar, kuarklardan oluştukları için temel parçacık değildirler.

<span class="mw-page-title-main">Kuark</span> Temel parçacık türü

Kuark, bir tür temel parçacık ve maddenin temel bileşenlerinden biridir. Kuarklar, bir araya gelerek hadronlar olarak bilinen bileşik parçacıkları oluşturur. Bunların en kararlıları, atom çekirdeğinin bileşenleri proton ve nötrondur. Renk hapsi olarak bilinen olgudan ötürü kuarklar asla yalnız bir şekilde bulunmaz, yalnızca baryonlar ve mezonlar gibi hadronlar dahilinde bulunabilir. Bu sebeple kuarklar hakkında bilinenlerin çoğu hadronların gözlenmesi sonucunda elde edilmiştir.

<span class="mw-page-title-main">Atomaltı parçacık</span> Atomdan küçük, atomu da oluşturan maddeler.

Atomdan küçük, atomu da oluşturan maddeler. En çok bilinenleri, alt parçacıklardan (kuarklardan) oluşan proton ve nötron; lepton olan elektrondur. Yapısı tamamen keşfedilmemiş atomaltı parçacıklara örnek olarak foton (ışık), bozon, mezon, fermiyon, baryon ve graviton verilebilir.

<span class="mw-page-title-main">Nötron yıldızı</span> dev yıldızların ölümünden sonra arda kalan yoğun nötron topu

Nötron yıldızı, yıldızların yaşamlarının son bulabileceği biçimlerden biridir. Bir nötron yıldızı, dev bir yıldızın Tip II, Tip Ib veya Tip Ic süpernova olarak patladıktan sonra geri kalan kısmın kendi içine çökmesiyle oluşur. Bu yıldızlar neredeyse tamamen nötronlardan oluşsa da az miktarda proton ve elektron da içerir. Bu proton ve elektronlar olmadan, nötron yıldızları uzun süre var olmaya devam edemezdi. Çünkü nötronlar serbest haldeyken kararsızdır ve beta ışıması yaparak kısa süre içinde proton ve elektronlara ayrışır. Ancak yıldızın içindeki yüksek basınç sebebiyle proton ve elektronların birleşerek nötronlara dönüşmesi, nötron yıldızlarının daha kararlı bir yapıya sahip olmasını sağlar.

Parçacık fiziğinde bir hadron, güçlü etkileşim tarafından bir arada tutulan taneciklerden oluşan bir bileşik parçacıktır.

Yukarı kuark en hafif kuarktır, temel bir parçacıktır ve maddenin önemli bir bileşenidir. Aşağı kuarkla birlikte atom çekirdeğini meydana getiren proton ve nötronu oluşturur. Birinci nesil olarak sınıflandırılırlar. Elektrik yükü +2/3 e olup çıplak kütleleri 2,2+0,5
-0,4 MeV/c2 olarak ölçülmüştür. Bütün kuarklar gibi yukarı kuark da 1/2 spine sahip temel fermiyondur ve dört temel etkileşimin hepsinden etkilenir. Yukarı kuarkın antiparçacığı olan yukarı antikuark ile elektriksel yük işareti gibi birkaç özellikte farklılaşır.

<span class="mw-page-title-main">Nükleer fizik</span> atom çekirdeğinin yapısı ve davranışı ile uğraşan fizik alanı

Nükleer fizik veya çekirdek fiziği, atom çekirdeklerinin etkileşimlerini ve parçalarını inceleyen bir fizik alanıdır. Nükleer enerji üretimi ve nükleer silah teknolojisi nükleer fiziğin en çok bilinen uygulamalarıdır fakat nükleer tıp, manyetik rezonans görüntüleme, malzeme mühendisliğinde iyon implantasyonu, jeoloji ve arkeolojide radyo karbon tarihleme gibi birçok araştırma da nükleer fiziğin uygulama alanıdır.

<span class="mw-page-title-main">RX J1856.5-3754</span>

RX J1856.5-3754, Güneytacı takımyıldızı yönünde bulunan ve 1992 yılında keşfedilmiş yakın bir nötron yıldızıdır. Atalarımızın bir milyon yıl kadar önce görmüş olmaları muhtemel bir süpernovanın kalıntısıdır. Büyük kütleli ve kısa ömürlü yıldızların ömrünü noktalayan bu patlamadan arta kalan sıkışmış çekirdek, yalnızca New York'un ünlü Manhattan Adası büyüklüğündedir ve çelikten 10 trilyon kat daha yoğundur.

<span class="mw-page-title-main">Süperakışkanlık</span>

Süperakışkanlık maddenin sıfır akmazlığa sahip bir akışkan gibi davrandığı hâlidir. Bu fenomen ilk olarak sıvı helyum ile keşfedildiyse de yalnızca sıvı helyum teorisinde değil aynı zamanda astrofizik, yüksek enerji fiziği ve kuantum kütleçekimi teorilerinde de uygulama alanına girmiştir. Bu fenomen Bose-Einstein yoğunlaşması ile bağıntılıdır ancak özdeş değildir: Bütün Bose-Einstein yoğuşukları süperakışkan olmadığı gibi bütün süperakışkanlar da Bose-Einstein yoğuşuğu değildir.

Egzotik yıldız, elektron, proton, nötron ya da müonlardan farklı parçacıklardan oluşan ve kütleçekimsel çökmeye karşı yozluk basıncı ve diğer kuantum özellikleri sayesinde karşı gelebilen kuramsal bir sıkışık yıldızdır. Kuarklardan oluşan kuark yıldızları, belki de yukarı, aşağı ve garip kuarkların yoğuşmasından oluşmuş garip maddeden oluşan garip yıldızlar ve muhtemelen, eğer kuark alt parçacıklara ayrışabilirse onların yapıtaşlarını oluşturacak olan kuramsal preonlardan oluşan preon yıldızlarını içerir.

Garip madde genellikle yukarı, aşağı ve garip kuarkların bir sıvı hali olarak düşünülen özel bir kuark maddesi formu. Proton ve nötronların sıvısı olan çekirdek maddenin zıttıdır. Aynı zamanda, sadece aşağı ve yukarı karkları içeren kuark sıvı olan tuhaf olmayan maddelere de zıtlık mevcuttur.

Renk süperiletkenliği eğer baryon yoğunluğu yeterince yüksekse (nükleer yoğunluğun üzerinde) ve sıcaklık çok yüksek değilse (1012 kelvinden) kuark maddesinde var olduğu düşünülen olgu. Süperiletkenlik renkleri fazları, kaurkların Fermi sıvısıyla sadece zayıfça etkileşen, normal fazlara zıttır.

<span class="mw-page-title-main">Kuark-gluon plazması</span>

Kuark-gluon plazması veya kuark çorbası yüksek sıcaklıklarda ve/veya yüksek yoğunlukta var olan kuantum renk dinamiğinde, maddenin bir hali.

Omega baryonları, birinci çeşni nesillerinden (yukarı ve aşağı kuarklar) herhangi birini içermeyen, daha yüksek çeşnili nesillerinden (garip, tılsım ve alt kuarklar) üç kuarka sahip, Ω sembolüyle gösterilen hadron parçacığı ailesidir. Hadronlaşma için gereken güçlü etkileşim süresinin altında (5×10-25 s) ortalama yaşam süresine sahip olmaları nedeniyle üst kuark içeren bir omega baryonu gözlemlenmemiş ve gözlemlenmesi de beklenmemektedir. Bu nedenlerden ötürü bu tip parçacıklar birer baryondur, toplam izospinleri 0'dır ve nötr olabildikleri gibi +1 temel yüke sahip olabilirler. Üç garip kuarktan oluşan
Ω-
, 1964 yılında gözlemlenmiştir ve keşfedilen ilk omega baryonudur.

<span class="mw-page-title-main">Antinötron</span> Nötronun karşıt parçacığı

Antinötron, nötrondan sadece bazı özelliklerinin eşit büyüklükte fakat zıt işarete sahip olması nedeniyle farklılık gösteren, nötronun antiparçacığıdır. Nötron ile aynı kütleye sahiptir ve net elektrik yükü yoktur, ancak karşıt baryon sayısına sahiptir. Bunun nedeni antinötronun antikuarklardan oluşması ve nötronların da kuarklardan oluşmasıdır. Antinötron, bir yukarı antiquark ve iki aşağı antikuarktan oluşur.

Nötron yakalama, bir atom çekirdeğinin ve bir veya daha fazla nötronun daha ağır bir çekirdek oluşturmak için çarpıştığı ve birleştiği bir nükleer reaksiyondur. Nötronların elektrik yükü olmadığından, elektrostatik olarak itilen pozitif yüklü protonlardan daha kolay bir şekilde çekirdeğe girebilmektedirler.


Bu sayfa, bu Vikipedi makalesine dayanmaktadır.
Metin, CC BY-SA 4.0 lisansı altında mevcuttur; ek koşullar uygulanabilir.
Görseller, videolar ve sesler kendi lisansları altında mevcuttur.