O tähtedest aru saamiseks peate mõistma survet. Sünnist surmani on tähe elus kõige domineerivam omaenda raskuse poolt loodud tähe siserõhk. 

Oletame, et võtate hunniku liiva ja lisate sellele veel liiva. Hunnik muutub suuremaks. Võib ette kujutada, et see kehtib ka planeetide või tähtede kohta ja on – kuid ainult teatud punkti. Asi on selles, et seda, mida me nimetame “tahkeks aineks”, pole mikroskoopilistes skaalades midagi sellist. Aine koosneb pisikestest aatomitest. Kui saaksite laiendada aatomi tuuma marmori suuruseks, siis see kaaluks kolm miljardit tonni ja järgmine lähim tuum oleks kahe miili kaugusel. Tuumade vahel on ainult kerged elektronide pilved. (Lisateavet elektronide tõenäosuse pilvede kohta leiate Tahvlilt 1.)

Miljarditonnised pooltollised marmorid, mis on hajutatud miili kaugusel, võrdub palju tühja ruumi, mitte tahke ainega. Tegur, mis muudab aine tahkeks, on aatomite vahel töötav elektromagnetiline jõud. See jõud koos kvantmehaanika reeglitega lukustavad aatomid ahelatesse, mida meil, inimestel, on hea meel nimetada “tahketeks”, peamiselt seetõttu, et need suudavad vastu seista mis tahes survejõule, mida meie tehnoloogia võib põhjustada. Kuid nad ei ole. Miski pole kindel, kui avaldate sellele piisavalt survet. Idee, et rohkem massi peab võrduma suurema ruumalaga, kehtib ainult selliste “väikeste” objektide kohta nagu planeet Maa, mille massist ei piisa nende südamike liigseks kokkusurumiseks. (Kuid ka väiksemate planeetide, näiteks Marsi või Maa korral on keskrõhk endiselt tohutu. Maa keemiline maht on umbes 20% väiksem, kui võiks arvata, sest selle kaal on tihendanud keskmist rauda) tuum pinnal leiduva raua tiheduse umbes kahekordseks.)

Kuna planeedid muutuvad massiivsemaks, suureneb kalduvus gravitatsioonilisele tihenemisele, kuni lõpuks  jõuab Jupiter¹ massist umbes 1,7 korda suurema massini (540 Maa massi) kriitilisse punkti, kus planeet lakkab suurenema! Sellest kriitilisest punktist² kaugemale lisab planeedile suurema massi lisamine selle tegelikult väiksemaks, kuna lisamassi tekitatav kokkusurumine on suurem kui lisamassi maht. (Plaadil 2 on rohkem üksikasju.)

Kuna ülimassiivsed planeedid ühendavad väheneva raadiuse suureneva massiga, on nende tihedused (mass jagatud ruumalaga) stratosfäärilised, mitu korda suuremad plii tihedusest. Ülimassiivsete planeetide keskmised temperatuurid ja rõhud on nii tohutud, et aatomid ei saa üksteisega seostuda, st kivimid ja jää ning muud ühendid ei saa eksisteerida. Kõik, mis teil võib olla, on üksikud aatomid, mis hõljuvad. Seega on täpsem mõelda üliplaneetidest kui äärmiselt tugevalt kokkusurutud gaasipallidest, mitte kui vedelast või tahkest südamikust, mille ümber on ümbritsetud atmosfäär. Põhirõhk piirab ka seda, kui massiivne planeet võib olla: väga tihedal sinakas planeedil, mida on illustreeritud 2. tahvlil,  on mass otse selle servas, kust saate külma gaasi kuuli pigistada ja eeldada, et see ikkagi käitub nagu külmapall. gaas. Plaadi vasak ülaosa illustreerib imelist tulemust, kui liigute sellest kaugemale, umbes 75 Jupiterini (24 000 Maa massi): vesinussulam põleb ja “planeet” hakkab paistma! Sellest on saanud kääbustäht.

Arutame natuke hiljem, mis on vesiniku termotuumasüntees ja kuidas see tekitab ohtralt tuumaenergiat. Oluline on siinkohal see, et soojuse teke sügaval planeedi/tähe sees muudab selle radikaalselt. Inertsed üliplaneedid lihtsalt kahanevad, kui kogunete suuremale massile, kuid tähe kuumus tõstab dramaatiliselt selle gaaside rõhku ja peatab edasise kokkutõmbumise. Tõepoolest, selliste suuremate tähtede nagu meie Päike tohutu energia väljund põhjustab nende paisumist tohututeks (ehkki kergeteks ja kohevateks) kuulideks, mis on palju imposantsemad kui ühegi planeedi korral. (Päikese kohta lisateabe saamiseks vt Tahvlilt 3)

Kuid Päike ja teised tähed suudavad oma mahtu säilitada ainult seni, kuni neil on soojusallikas kõrgrõhugaasi tootmiseks ning ükski soojusallikas ei saa kesta igavesti. Kuna gravitatsiooniline kokkusurumine on see, mis meid praegu huvitab, jätkem soojuse tekkimine pelgalt ajutiseks teetõkkeks ja liigume edasi. Oletame, et meil on 75 M_J planeet/täht, mis ei suuda soojust genereerida. Mis sel juhul juhtub, kui lisame rohkem massi?

Muidugi kahaneb see jätkuvalt. Pika loo lühikeseks tegemiseks massiivsed objektid (ilma soojusallikata) ei lõpe kunagi kahanemist, kuna need muutuvad massiivsemaks. Kuid liikudes umbes 100 Jupiteri massi piirkonda, muudavad nad kahanemisviisi.

Kuna tähe aatomid surutakse tihedamalt kokku, jõuavad nad lõpuks punkti, kus külgnevate tuumade elektronpilved hakkavad kattuma. See põhjustab tähe füüsikast järsu pöörde väga veider territooriumile, sest see tähendab, et kvantmehaanika kutsub nüüd pigem lasku kui klassikalist füüsikat. Tõsiasi, et elektronid on tõepoolest pilved ega ole tahked objektid (vt 1. Tahvlilt), võib viia selleni, et võite uskuda, et elektrone on lihtne kokku pigistada – ja te eksite väga. Elektronid on kvantmehaanilised pilved, mitte õhupaisud, ja nagu juhtub, taandub kvantmehaanika kattuvate elektronpilvede suhtes tõsiselt. (Füüsik Wolfgang Pauli järgi nimetatakse seda taunimist tehniliselt Pauli välistamispõhimõtteks.) Kvantmehaanilise teooria arutelu ei ole lihtne koondada mõneks lõiguks, kuid õnneks peame katma vaid mõned põhipunktid.

Kõik, mida peate teadma tähtede kvantmehaanika kohta

Aatomid on valmistatud prootonitest, neutronitest ja elektronidest. Prootonid ja neutronid moodustavad aatomite tuumasid ja on väga tihedad, kaaludes uskumatult 10¹⁸kg/m³. (Kui kogu Maa tihendatakse prootonite/neutronite tiheduseni, oleks selle läbimõõt vaid umbes 700 jalga.) Aatomituumad käituvad seega väga väikeste, kuid väga raskete osakestena. Elektronid on erinev veekeetja kala. Tunduvalt vähem tihedad kui prootonid või neutronid (koefitsiendiga 10¹), ütlevad populaarsed kirjanikud, et elektronid tavaliselt tiirlevad aatomituumade ümber orbiidil, ehkki enamik meist füüsikakogukonnas heitis punktosakeste elektronide mõiste välja juba 1927. aastal. Nagu on selgitatud 1. plaadi, elektronid ei ole iseenesest osakesed. Need on keerukamad entiteedid, mis toimivad enamasti nagu lained, kuid kannavad diskreetset massi ja impulssi justkui osakestena.

Nüüd kvantmehaanika nimetatakse kvantmehaanika sest elementaarosakeste nagu elektron on tavaliselt piiratud hõivata energia ja hoog Ühendriigid (või energia taset, kui te), mis on olemas ainult konkreetsed kvanditud väärtused. Ainult elementaarosakesed, mis liiguvad kosmoses vabalt, suheldes mitte millegagi, võivad energiat võtta samal viisil, nagu maanteel asuv auto võib võtta mis tahes kiiruse. Aatomi sees oleva elektroni puhul on võimalikud energiaseisundid selle hõivamiseks analoogsed trepi akende seadistusele. (Vt Joonist 1 paremal.) Aedik võib asuda ühel või teisel astmel, kuid see ei saa kuskil puhata. Nagu aedik, võib elektron spontaanselt “trepist alla” trepist madalama energia seisundisse põrkuda, kuid ta ei saa kunagi trepist “üles” liikuda, ilma et see annaks energiat väljastpoolt. Erinevalt aedikust liigub elektron aga varem või hiljem alati allapoole, kas ilma välise abita või ilma. Ja erinevalt aedikust on võimatu ennustada, millal elektron seda teha võib: peate vaid määrama tõenäosuse, kui kaua see võib võtta. (Kui soovite lükata aediku/trepi analoogiat äärmusse, siis võite ette kujutada aedikut, mille sees on lukustatud ärritunud jänes. Teate, et kiikuv aedik kukub lõpuks trepist alla, kuid ei tea, millal.)

Teine viis, kuidas elektron erineb aedikust, on see, et kaks kasti seavad hea meelega samale sammule, kuid kaks elektronit mitte. Lihtsamalt öeldes – kaks elektronit ei saa kunagi sama kvant olekut hõivata. Nad võivad ja sageli võtavad sama ruumi, aga see on erinev. (Kujutage ette kahte sigari suitsupilve, mis segunevad õhus. Seda mõtlen ma siis, kui ütlen, et kaks elektronit võivad “hõivata” sama ruumi. Neil mõlemal võib olla tõenäosus olla samas punktis.) Mida elektronid ei pruugi on hõivata sama ruum ja samaaegselt omada sama energiat ja hoogu. Teisisõnu, kui sigari suitsupilved käitusid tõesti nagu elektronid, siis oleks vaja sama temperatuuri ja värvi suitsupilvi, et nad põrkaksid üksteise küljest lahti, mitte segamini! Neid oli võimalik segada ainult siis, kui nad olid erineval temperatuuril või neil olid erinevad värvid. Kui see tundub natuke veider – noh, ütlesin polnud kvantmehaanikat mõnes lõigus lihtne seletada. Peamine on see, et elektronid järgivad välistamisreeglit, mis keelab neil hõivata samu kvanttasandeid.

Tavaliselt kehtib see välistamise reegel ainult elektronide suhtes, mis asuvad samas aatomis. “Tavalise” aine (nagu see, millest te olete valmistatud) korral on elektronid ühendatud tuumadega, mis on kogu teie ruumis laiali laotatud nagu paljud marmorid, mis on hajutatud miili kaugusel. Igas aatomis on väikesel elektronide perekonnal palju ruumi, et kõige soodsamad – see tähendab madalaim energia – olekud iseendale oleksid olemas. (Vaadake illustratsiooni Tahvlilt 4.)

See õnnelik paigutus lõpeb, kui elektronpilved hakkavad variseva tähe sees kattuma. Kuna üha suurem osa neist purustatakse kokku, nõuavad kvantmehaanika reeglid, et kuupsentimeetris ainult üks triljon triljonit triljonit trükivat elektroni jääks algsesse madalaima energiaga olekusse. Mõelge sellele nagu linnaelamud: kui asustustihedus on piisavalt madal, saab iga pere elada rantšo stiilis majas. uid kui tihedus jõuab Manhattani piirini, peab keegi elama 62 lugu. Elektronid on pigem sellised, välja arvatud halvemad. Manhattani kvantversioonis on esimesel korrusel lubatud terves linnas elada ainult ühel elektronil! Teised elektronid tuleb suruda kõrgematesse energiaseisunditesse ja kuna olekus on ainult üks elektron, olenemata sellest, kui palju elektrone on, siis elektronid hõljuvad kiiresti hämmastavate energiate saamiseks. Kokku varisenud tähe elektronid kannavad keskmiselt 100 000 volti energiat, mis vastab elektronide temperatuurile, mis on tublisti üle miljardi kraadi Kelvini³ kui mõelda elektronidele kui lihtsalt kuuma gaasi osakestele.⁴ (See tähendab, et 100 000 volti on kaugelt enam kui piisav elektronide eraldamiseks üksikutest tuumadest, nii et elektronid võivad vabalt liikuda tähe ühelt küljelt teisele nagu gaas.) Füüsikute sõnul on see asi kondenseerunud. uude ja omapärasesse olekusse, mida nimetatakse elektronideks degenereerunud aineks.

Sel hetkel on meie tähel võib-olla veerand Päikese massist (umbes 80 000 Maa massi), mis on pakendatud mahu, mis ei ületa Maa raadiust kahekordselt. Nüüd on see nii tihe, et üks neljandik pudelit elektronide poolt taandatud ainest kaaluks selle pinna lähedal 50 tonni. Sellised objektid pole kaugeltki teoreetilised: Linnutee galaktika sisaldab neist võib-olla kümme miljardit ja esimest neist nähti 1862. aastal. Astronoomid nimetavad neid valgeteks kääbusteks, kuna nad on väga väikesed ja valged-kuumad. (Uhkus kohustab mind märkima, et Loode Dearbori observatooriumis asuv teleskoop oli just see instrument, mida kasutati ajaloolise 1862. aasta vaatluse tegemiseks! Ausus sunnib mind tunnistama, et Northwesterni ostis teleskoop alles 1887. aastal; 1862. aastal oli see teleskoop endiselt Bostonis, kus seda toodeti.)

Normaalse aine – gaasi, vedela või tahke aine – jaoks peetakse aatomeid miniatuurseks päikesesüsteemiks, tuuma “päikeses” ümbritsevate “planetaar” elektronide pilvedega. Mõnel elektronil on lubatud käituda nagu käruautod ja neid saab jagada naabruses olevate aatomite vahel keemiliste sidemete moodustamiseks, kuid see on kõik. Elektronide poolt degenereerunud aine puhul, nagu võite arvata, see “päikesesüsteemi” pilt üldse ei tööta. Degenereerunud aine elektronid surutakse kokku nii tihedalt, et nad käituvad enam-vähem nii, nagu oleks kogu täht üks hiiglaslik kvantsüsteem. Need moodustavad elektrongaasi ja käituvad tähe sees väga sarnaselt väga survestatud vedelikuga. Elektronivabad tuumad käituvad vähem nagu “päikesed” ja rohkem nagu pliilaskmine, mis tõmbub läbi elektrongaasi.

Üllataval kombel ei mõjuta tuumade liikumist nende elektronide kaasamise muutus peaaegu täielikult. Nad liiguvad endiselt nii, nagu oleks nad tavalises gaasis, mitte elektronide poolt lagunenud. Sellel on kaks põhjust. Esiteks pole tuumad elektronid. Elektronienergia ratsionaalsuse reeglid on tuumade moodustavate prootonite⁵ ja neutronite⁶ suhtes täiesti ebaolulised. (Prootonitel ja neutronitel on oma kvantseisundid, aitäh.) Teiseks on tuumad palju tihedamad ja massiivsemad kui elektronid. Tuumade liikudes on need elektronide energiaseisundite suhtes sama unarusse jäetud kui suurtükikuul atmosfääri niiskuse suhtes.

See tähendab, et kui kuumutate või jahutate elektronide poolt degenereerunud ainet, siis liiguvad tuumad kiiremini või aeglasemalt, nagu tavalise gaasi korral. Kuid erinevalt tavalisest gaasist ei hooli elektronid ega jälgi neid. Need ei ole enam ühegi konkreetse tuuma külge kinnitatud ja tegelikult on ainus neid mõjutav tegur võitlus end kaugemale ajada ja välistamisreeglit vältida. See võitlus tuleneb valge kääbuse tohutu raskuse tekitatud tohutust kokkusurumisest ja gravitatsioonil pole temperatuuriga mingit pistmist. Seega reageerib elektrongaas ainult  valge kääbuse massi muutustele (st muutustele selle raskusjõus), mitte aga temperatuuri muutustele, mis omakorda tähendab, et valge kääbus ei muutu üldse suuruses, kuna seda kuumutatakse või jahutatakse.

Viimane fakt on väga kriitiline, nagu näeme hiljem. Tavalised gaasid muudavad kuumutamisel või jahutamisel mahtu, mistõttu tõuseb kuum õhk ja jahedam gaas langeb. Kuid elektronide poolt degenereerunud aine käitub pigem eksootilise, fantastiliselt tiheda vedelikuna kui gaasiga ning vedelikud ei muuda kuumutamisel mahtu palju. Nad muutuvad ainult kuumemaks. Seega on elektronide poolt degenereerunud ainet palju raskem kokku suruda kui tavalist ainet. (Elektroni kõrgemale tasemele tõstmiseks kulub energiat ja kõigi elektronide tõstmine milleski tähe massiga võtab palju energiat.)

Lühidalt, kui rääkida sellest, kuidas nad reageerivad suurenenud rõhule või temperatuurile, siis käituvad valged kääbused pigem „tahkete” kehadena nagu Maa, kui nemad nagu gaasilised kehad nagu Jupiter või Päike. Oleme massiliste kehade arutelus peaaegu täis ringi jõudnud.

Peaaegu.

1931. aastal avaldas teoreetiline astrofüüsik Subrahmanyan Chandrasekhar (tollal vaid 21-aastane) kolmiku hämmastavaid pabereid elektronide poolt degenereerunud ainetest. Tema arvutused näitasid, et kuna valge kääbus muutub massiliseks, peab see vältimatult lähenema kriitilisele punktile. See osutub Einsteini relatiivsusteooria tagajärjeks ja kuna ma ei oska relatiivsust lõigus lahti seletada, siis kirjeldan lihtsalt fakte: Kuna valges kääbus elektronid tõstetakse kõrgemale energiatasemele, liiguvad nad kiiremini. Üks relatiivsustegevuse põhilisi seadusi on aga see, et miski ei saa liikuda kiiremini kui valguse kiirus (186 282 miili sekundis). Kui osakesed sellele kiirusele lähenevad, muutuvad nad kiirendamiseks võimatuks, kuna nad hakkavad massi juurde võtma just neid tõukavast energiast! Seda kirjeldatakse kuulsas võrrandis E = mc², mis väidab, et energia saab muundada massiks ja vastupidi. Ligikaudu öeldes saavad kiiruse lähedal olevad osakesed pigem massi kui energiat. Teisiti öeldes muutuvad nad raskemaks, kuid ei lähe kiiremini, kui lisate neile energiat. (Ei saa mõelda kui rasvasele seale, mis paneb maha palju toiduenergiat, kuid muutub rasvavamaks ja aeglasemaks, mitte kiiremaks ja võimsamaks.) Seda fakti kasutades märkis Chandrasekhar, et valge kääbuse elektronide rõhul peab olema absoluutne piir. Isegi kui purustada lõpmatu tiheduseni, sunnib relatiivsusteguriga seatud kiirusepiirang ikkagi piiri, mida nad võivad avaldada.

Samal ajal pole murettekitavalt piiratud, kui palju massi võite valgele kääbusele kuhjata. Mis veelgi hullem, mida tugevamaks muudate, seda võimsamaks gravitatsioonijõud selle pinnal muutub. Isaac Newtoni kuulsas universaalse gravitatsiooni seadus väidab, et gravitatsioonijõud on võrdeline 1/r², mis tähendab, et kui planeedi raadius kahaneb kahekordseks, siis peab gravitatsioonijõud selle pinnal tõusma neli korda.

Chandrasekhar showed that there was a point where the unlimited advance of increasing mass and decreasing radius could no longer be sustained.  Like a straw breaking a camel’s back, adding more mass to a white dwarf at this point would cause the dwarf’s gravitational compression to exceed any possible increase in electron pressure.  Thus the dwarf would shrink, yet be left with an even worse gravitational imbalance than before.  The increased imbalance would make it shrink further, thus worsening the gravitational crisis. . .

Lühidalt, Chandrasekhari arvutused ennustasid, et kui valge kääbus tõstetakse üle kriitilise massi, kukub see katastroofiliselt kokku! Ta arvutas selle kriitilise massi umbes 1,4-kordseks Päikese massiks ja aja jooksul hakati seda nimetama Chandrasekhari piiriks.

Oleks õiglane öelda, et see uudis sai 1931. aastal väga segase vastuvõtu. Kvantmehaanika oli sel ajal veel väga noor teema (ainult neli aastat vana) ja paljud astrofüüsikud tekitasid endiselt tõsiseid kahtlusi kogu kvantmehaanika teooria suhtes, mitte kunagi pidage meeles selle konkreetse ennustuse usutavust. Kuidas nad võtsid pilgu, et objekt võiks olla taas nii massiline kui Päike ja juba peaaegu kujuteldamatu tiheduseni kokku suruda? Ahenda milleks? See oli täiesti petlik. Kui loogilise järelduseni jõuda, näitas Chandrasekhari töö, et piirist kõrgemale lükatud valge kääbus kaob sõna otseses mõttes – või täpsemalt, siis surutakse see koheselt lõpmatusse punkti. Puudus astronoomidest, kes olid selle idee suhtes skeptiliselt meelestatud. Sir Arthur Eddington, esimene astronoom, kes kontrollis Einsteini ennustust, et Päikese gravitatsioon võib tähevalgust painutada, ja võib-olla ka oma aja austatuim astronoom, lükkas ennustuse lihtsalt käest ära. Tõepoolest, see oli suuresti Eddingtoni vokaalne kriitika teooria vastu, mis põhjustas selle kümnendi paremal poolel peaaegu tähelepanuta jätmise.

Ja veel, selleks ajaks olid astronoomid avastanud kümmekond valget kääbustähte. . . ja mitte ühegi inimese mass ei olnud üle 1,4 päikesemassi, niipalju kui oli võimalik kindlaks teha. Mõni leidis, et see oli liiga jultunult kooskõlas Chandrasekhari limiidiga, et kogu idee lihtsalt tagasi lükata. Nagu hiljem näeme, osutub kogu lugu sellest, mis juhtub, kui valge kääbus võetakse üle 1,4 päikesemassi, imeliseks ja keeruliseks, kuid enne kui seda lugu rääkida, tuleb pöörata tähelepanu tähesünnile, mida me ka teeme järgmises jaotises.

Enne siirdumist märgin, et 1937. aastal, väsinud Eddingtoni ja teiste Briti astronoomide vaenulikkusest oma teooriate suhtes, lahkus Chandrasekhar Cambridge’ist Chicago ülikooli teaduskonna ametikohale, kuhu ta jäi oma ülejäänud eluks. 1983. aastal omistati talle Nobeli füüsikapreemia peamiselt valgete kääbuste töö eest.

 

Tahvlilt 1

Tahvlilt 2

1 – Jupiter on Päikesest viies planeet. See on Päikesesüsteemi kõige massiivsem objekt, välja arvatud Päike ise, ja kuna nii Jupiter kui ka Päike koosnevad peaaegu täielikult vesinikust ja heeliumgaasist, sarnaneb Jupiter Päikesele palju rohkem kui Maale. Maa läbimõõdu kümme korda suuremal ja 318 maapinna massi kaalumisel on Jupiter 2,4 korda massiivsem kui ülejäänud ülejäänud päikesesüsteemi planeedid ja kuud. Autor Isaac Asimov väitis kunagi, et “Päikesesüsteem koosneb Päikesest, Jupiterist ja väikesest prahist”.

2 – Puristide jaoks sõltub see teoreetiline maksimum mitmest eeldusest, näiteks sellest, kas planeet koosneb peamiselt vesinikust ja heeliumist või mitte. Meie jaoks on hinnanguliselt 1,7 Jupiteri massi piisavalt hea.

Tahvlilt 3

Märge 10¹⁸ tähendab lihtsalt seda, et teil on üks, millele järgneb 18 nulli. Samamoodi tähendab 10^–18, et teil on null, koma, siis 17 nulli ja üks.

Tahvlilt 4

3 – Kelvini kraadid on samad kui Celsiuse kraadid, välja arvatud see, et null C° vastab puhta vee külmumispunktile, samas kui null K° vastab absoluutsele nullile, mis on võimalikult külm temperatuur. Absoluutne null on teoreetiline temperatuur, kus kõik liikumised, isegi aatomi liikumine, lakkavad. Seetõttu nimetatakse Kelvini skaalat mõnikord ka  absoluutseks temperatuuriskaalaks. Absoluutne null ilmub 0 K° või -459,69 F°, nagu eelistate.

4 – kuumus on lihtsalt väikeste osakeste juhuslik liikumine. Mida energilisem on üksikute osakeste liikumine, seda kõrgem on kogu temperatuur.

5 – Prooton on positiivselt laetud ja 1836 korda massiivsem kui elektron. Elektronid kannavad sama laengut kui prootonid, välja arvatud negatiivse märgiga, nii et tuuma ümbritsevate elektronide arv peab olema võrdne prootonite arvuga. Jagatud elektronid muudavad keemia keemiliseks, seega määrab tuuma prootonarv otseselt selle keemia. Perioodilise tabeli iga element vastab tuumale, millel on sobilik prootonarv: elemendil nr 8 (hapnik) on kaheksa prootonit jne.

6 – neutronitel on peaaegu täpselt sama mass kui prootonitel (neutronid on 0,06% massisemad), kuid neil pole elektrilaengut, sellest ka nimi. Tavaline mateeria koosneb umbes 50% prootonitest ja 50% neutronitest, seega moodustavad tuumades lukustatud neutronid umbes poole Universumi normaalsest ainest. Kuid erinevalt prootonitest pole vabad neutronid stabiilsed. Tuumast väljaspool lagunevad neutronid umbes 10,6 minutiga prootoniks, elektroniks ja nn neutronivastaseks. Vabu neutroneid tuvastati alles 1932. aastal.