Neutrónová hviezda: Rozdiel medzi revíziami
Upresnil som úvod článku, vznikanie neutrónových hviezd, podrobnejšie som napísal o ich zložení, ktoré je založené na vedeckých štúdiách a simuláciach, a taktiež som pridal pár astronomických podrobností o známej neutrónovej hviezde. Značky: prvá úprava redaktora vizuálny editor |
Napísanie o žiarení neutrónových hviezd. Značky: odstránenie referencie vizuálny editor |
||
| Riadok 4: | Riadok 4: | ||
Hmotnosť neutrónových hviezdy je vždy väčšia, ako 1,4 [[hmotnosť Slnka|hmotnosti Slnka]], ale menšia, než 3 hmotnosti Slnka. Po prekročení 3-násobku hmotnosti Slnka ([[Oppenheimerova-Volkoffova medza]]), by gravitačný kolaps hviezdy pokračoval až do vzniku objektu s extrémne silnou gravitáciou- [[čierna diera|čiernej diery]]. |
Hmotnosť neutrónových hviezdy je vždy väčšia, ako 1,4 [[hmotnosť Slnka|hmotnosti Slnka]], ale menšia, než 3 hmotnosti Slnka. Po prekročení 3-násobku hmotnosti Slnka ([[Oppenheimerova-Volkoffova medza]]), by gravitačný kolaps hviezdy pokračoval až do vzniku objektu s extrémne silnou gravitáciou- [[čierna diera|čiernej diery]]. |
||
V roku 2019 objavili |
V roku 2019 objavili jednu z najťažších neutrónových hviezd. Ide o objekt '''J0740+6620-'''milisekundový [[Pulzar|pulzar,]] ktorý váži približne 2,14-krát viac ako Slnko a nachádza sa v binárnom systéme s bielym trpaslíkom cca 4600 svetelných rokov od Zeme.<ref>{{Citácia elektronického dokumentu |
||
| priezvisko = |
| priezvisko = |
||
| meno = |
| meno = |
||
| Riadok 17: | Riadok 17: | ||
| miesto = |
| miesto = |
||
| jazyk = en |
| jazyk = en |
||
}}</ref><ref>{{Citácia elektronického dokumentu|titul=Millisecond pulsar PSR J0740+6620 has a white dwarf companion with helium atmosphere, study suggests|url=https://phys.org/news/2019-03-millisecond-pulsar-psr-j07406620-white.html|vydavateľ=phys.org|dátum prístupu=2021-04-03|jazyk=en}}</ref> |
|||
}}</ref> |
|||
== Vznik == |
== Vznik == |
||
| Riadok 34: | Riadok 34: | ||
== Výskyt vo vesmíre == |
== Výskyt vo vesmíre == |
||
[[Súbor:RX J1856.5-3754.jpg|náhľad|Snímok '''RX J1856.5−3754''']] |
[[Súbor:RX J1856.5-3754.jpg|náhľad|Snímok '''RX J1856.5−3754'''|205x205bod]] |
||
Odhaduje sa, že v [[Galaxia (Mliečna cesta)|našej Galaxii]] sa nachádza okolo 30 miliónov neutrónových hviezd. Pozorovanie osamotených neutrónových hviezd je ťažké, pretože majú len veľmi malý povrch a to z nich robí veľmi slabé objekty. Častejšie sú pozorované ako zložky [[neutrónová dvojhviezda|neutrónovej dvojhviezdy]]. Pokiaľ je druhý člen dvojhviezdy [[plazmová hviezda]], silnou [[gravitácia|gravitáciou]] neutrónovej hviezdy je z nej strhávaná [[plazma (fyzika)|plazma]] a vytvára okolo neutrónovej hviezdy [[akréčny disk]] s vysokým [[uhlový moment|uhlovým momentom]]. Plazma dopadajúca na povrch disku prípadne až na povrch samotnej neutrónovej hviezdy sa prejavuje emisiou [[röntgenové žiarenie|röntgenového žiarenia]] a systém sa prejavuje ako [[röntgenová dvojhviezda]]. Niektoré z najbližších známych neutrónových hviezd sú '''RX J1856.5−3754''', (cca 400 [[Svetelný rok|svetelných rokov]] od Zeme) a '''PSR J0108−1431''' (cca 424 [[Svetelný rok|svetelných rokov]] od Zeme). |
Odhaduje sa, že v [[Galaxia (Mliečna cesta)|našej Galaxii]] sa nachádza okolo 30 miliónov neutrónových hviezd. Pozorovanie osamotených neutrónových hviezd je ťažké, pretože majú len veľmi malý povrch a to z nich robí veľmi slabé objekty. Častejšie sú pozorované ako zložky [[neutrónová dvojhviezda|neutrónovej dvojhviezdy]]. Pokiaľ je druhý člen dvojhviezdy [[plazmová hviezda]], silnou [[gravitácia|gravitáciou]] neutrónovej hviezdy je z nej strhávaná [[plazma (fyzika)|plazma]] a vytvára okolo neutrónovej hviezdy [[akréčny disk]] s vysokým [[uhlový moment|uhlovým momentom]]. Plazma dopadajúca na povrch disku prípadne až na povrch samotnej neutrónovej hviezdy sa prejavuje emisiou [[röntgenové žiarenie|röntgenového žiarenia]] a systém sa prejavuje ako [[röntgenová dvojhviezda]]. Niektoré z najbližších známych neutrónových hviezd sú '''RX J1856.5−3754''', (cca 400 [[Svetelný rok|svetelných rokov]] od Zeme) a '''PSR J0108−1431''' (cca 424 [[Svetelný rok|svetelných rokov]] od Zeme). |
||
== Žiarenie == |
|||
====== Charakteristiky '''RX J1856.5−3754''' ====== |
|||
{| class="wikitable" |
|||
====== ''Pulzary'' ====== |
|||
|+''Astronomické údaje o '''RX J1856.5−3754''''' |
|||
''Viac v hlavnom článku: [[Pulzar|Pulzary]]'' |
|||
!Súhvezdie |
|||
[[Súbor:Pulsar anim.ogv|náhľad|Animácia rotujúceho [[Pulzar|pulzaru]]. ''Čierna guľa'' v strede predstavuje neutrónovú hviezdu, krivky označujú čiary magnetického poľa a vyčnievajúce kuželi predstavujú emisné zóny žiarenia.]] |
|||
!Správne nanebovstúpenie |
|||
[[Pulzar|Pulzary]] sú neutrónové hviezdy, ktoré vykazujú pravidelné záblesky v rôznych oblastiach [[Elektromagnetické spektrum|elektromagnetického spektra]]. Predpokladá sa, že vznik týchto svetelných pulzov spôsobuje zrýchlený tok elektrických [[Častica (fyzika)|častíc]] v oblasti ich [[Magnetické pole|magnetických pólov]]. V nich sa nahromadí [[elektrostatické pole]], čo následne vedie k emisiám [[Elektrón|elektrónov.]] Emitované elektróny sú v pozdĺž magnetických línií zrýchlené, čo vedie zakriveniu žiarenia do kuželov pri rovníku, ktoré zasahujú len určitú časť vesmíru. Okrem ich pulzujúcich [[Rádiové žiarenie|rádiových vĺn]] boli už neutrónové hviezdy identifikované v iných oblastiach elektromagnetického spektra. To okrem [[Viditeľné svetlo|viditeľného spektra]] zahŕňa aj žiarenie blízko [[Infračervené žiarenie|infračerveného]] či [[Ultrafialové žiarenie|ultrafialového spektra]], ale aj [[Röntgenové spektrum|röntgenových]] či [[Žiarenie gama|gama lúčov]]. Pulzary, ktoré sú pozorované v röntgenových oblastiach spektra sú známe ako '''röntgenové pulzary''' a '''optické pulzary''' sú zase druh pulzarov, ktorých je možné vidieť vo viditeľnom spektre (v súčasnosti je ich veľmi málo objavených). |
|||
!Deklinácie |
|||
!Zdanlivá magitúda |
|||
|- |
|||
|Corona Australis<ref name=":2">{{Citácia elektronického dokumentu|titul=RX J185635-3754|url=http://www.astro.sunysb.edu/fwalter/NS/ns.html|vydavateľ=www.astro.sunysb.edu|dátum prístupu=2021-04-03}}</ref> |
|||
|18<sup>h</sup> 56<sup>m</sup> 35<sup>s</sup><ref name=":2" /> |
|||
|−37° 54′ 36"<ref name=":2" /> |
|||
|~25,6<ref name=":2" /> |
|||
|} |
|||
{| class="wikitable" |
|||
|+''Podrobnosti '''RX J1856.5−3754''''' |
|||
!Hmotnosť |
|||
!Polomer |
|||
!Odhadovaný vek |
|||
|- |
|||
|0,9 <var>M</var><ref name=":2" /> |
|||
|19 – 41 km<ref name=":2" /> |
|||
|1 milión rokov<ref name=":2" /> |
|||
|} |
|||
== Referencie == |
== Referencie == |
||
Verzia z 16:38, 3. apríl 2021
Neutrónová hviezda je vesmírny objekt s extrémnou hustotou, ktorý vznikne po výbuchu supernovy. Je to degenerovaná hviezda z neutrónového plynu a predstavuje záverečné štádium vývoja hmotných hviezd. Neutrónové hviezdy sa ďalej delia na pulzary a magentary.
Hmotnosť neutrónových hviezdy je vždy väčšia, ako 1,4 hmotnosti Slnka, ale menšia, než 3 hmotnosti Slnka. Po prekročení 3-násobku hmotnosti Slnka (Oppenheimerova-Volkoffova medza), by gravitačný kolaps hviezdy pokračoval až do vzniku objektu s extrémne silnou gravitáciou- čiernej diery.
V roku 2019 objavili jednu z najťažších neutrónových hviezd. Ide o objekt J0740+6620-milisekundový pulzar, ktorý váži približne 2,14-krát viac ako Slnko a nachádza sa v binárnom systéme s bielym trpaslíkom cca 4600 svetelných rokov od Zeme.[1][2]
Vznik
Degenerovaný tlak
Každá hviezda vo vesmíre spaľuje vodík pomocou jadrovej fúzie v jej jadru na hélium, poprípade na ťažšie prvky, čím vzniká tlak, ktorý bráni gravitácii hviezdu stlačiť na jadro. Počas jej života sa jadrové reakcie v jadre zrýchľujú, hviezda sa vďaka ubúdaniu zásob ťažkých prvkov zväčšuje, začína viac žiariť a jej životnosť sa kráti. V jadre hviezd podobným nášmu Slnku sa spaľuje vodík na hélium pomocou základného jadrové cyklu známeho ako protón-protónový cyklus. Keď hviezde dôjde vodík, prejde na fúziu hélia a keď sa jej minie aj ten, svoju hornú plynnú vrstvu odhodí v podobe planetárnej hmloviny a jej jadro sa zmenší na bieleho trpaslíka. Biely trpaslíci sú druhmi hviezd, ktoré by vedeli ostať donekonečna v gravitačnej rovnováhe bez toho, aby potrebovali akýkoľvek zdroj energie či jadrovej reakcie.[3] Na rozdiel od iných hviezd, ich náhodný pohyb častíc nezávisí na teplote plynu v ich jadre, čo znamená, že keď sa biely trpaslíci ochladzujú a vyžarujú termálnu energiu, nezmršťujú sa a nestrácajú ani oporu tlaku. Druh tlaku, ktorý gravitačne udržuje biele trpaslíky, sa nazýva degenerativný tlak a vzniká pomocou kvantového mechanického efektu, známeho ako Pauliho vylučovací princíp, ktorý tvrdí, že dve rovnaké častice nemôžu mať rovnakú hybnosť a ani polohu.[3] Tento jav zabraňuje fermiónom aby sa nachádzali blízko seba a súčasne mať rovnaké rýchlosti. Keď sa fermióny k sebe približujú, vylučovací princíp ich núti k veľkým rýchlostiam, ktorý odoláva silnému stláčaniu a vzniká degenerovaný plyn, ktorý udržuje bieleho trpaslíka v gravitačnej rovnováhe. Hviezda sa môže stať bielym trplaslíkom, keď jej elektróny zdegenerujú a stlačia sa na hustotu miliónkrát vyššiu, ako je hustota vody.
Chandrakharova medza
Keď sa hmotnosť bielych trpaslíkov zvyšuje, náhodné rýchlosti spôsobené degeneráciou sa zvyšujú tiež a dosahujú rýchlosti blížiacich sa rýchlosti svetla. V roku 1930 si mladý indický teoretický fyzik Subrahmanyan Chandrasekhar uvedomil, že pri bielych trpaslíkov hmotnosti vyššej ako 1,4 násobok Slnka,[3] neexistuje gravitačná rovnováha, pretože pri zvyšovaní rýchlosti elektrónov blížiacich sa rýchlosti svetla oslabuje odolnosť degenerovaného plynu, schopnosť odolávať stláčaniu gravitácie. Vďaka tomu by sa biely trpaslík, s hmotnosťou presahujúcu "Chandrasekharovu medz" gravitačne zrútil za ani nie sekundu. Pri výbuchu supernovy prepadnú k bielemu trpaslíkovi silné tlaky, ktoré začnú stláčať elektróny blízko atómového jadra. Tie pri silných tlakoch narazia do protónov, ktoré sa rozpadnú na ďalšie neutróny a prakticky celý priestor atómu vyplnia tieto častice, čo vedie k neuveriteľnej hustote, ktorá dosahuje vyššie hodnoty než 1014 g/cm3
Vnútorná štruktúra
Súčasné pochopenie vnútornej štruktúry neutrónových hviezd je možné vďaka matematickým a fyzikálnym modelom, ktoré sa snažia aplikovať asteroizesmológiu, štúdium oscilácií vo hviezdach, na neutrónové hviezdy a analýzou pozorovaných spektier. Hoci sú tieto modely v mnohých prípadoch presné, nedá sa s istotou povedať, že naše pochopenie štruktúry neutrónových hviezd je správne a preto by sa nasledovné údaje mali brať s odstupom.
Súčasné modely nám naznačujú, že hmota na povrchu neutrónových hviezd sa pravdepodobne skladá len z obyčajných atómových jadier s morom elektrónov, ktoré prenikajú medzerami medzi nimi. Všeobecne sa predpokladá, že dynamika atmosféry neutrónovej hviezdy je riadená jej silným magnetickým poľom. Pod atmosférou sa nachádza pevná "kôra" hviezdy, ktorá je extrémne tvrdá a veľmi hladká-maximálne nepravidelnosti dosahujú 5 mm.[4] Čím viac sa postupuje do vnútra, tým väčšie a väčšie tlaky tam narastajú.[4] Takéto jadrá by sa už na Zemi dávno rozpadli, no vďaka silným tlakom sú stabilné. V tých najnižších vrstvách neutrónovej hviezdy sa jadrá zmenšujú (gravitácia a tlak prevládajú silnú silu) a dosahujeme bod, kde sú prakticky len samé neutróny. Od tohto bodu sa (pre nás) známa hmota správa podľa modelov veľmi zvláštne, že im vedci priraďujú k cestovinám (od toho aj názov nukleárne cestoviny).[4] V samom srdci neutrónovej hviezdy sa podľa výpočtov nachádza ten najhustejší materiál, ktorý je miliárd krát hustejší ako železo. Zloženie takejto hmoty je však ešte stále neisté. Niektorý vedci preto preto predpokladajú, že môže ísť o zvláštnu exotickú hmotu, ktorá môže obsahovať aj neznáme častice a vykazuje odlišné fyzikálne správanie od bežnej hmoty.[4]
Výskyt vo vesmíre
Odhaduje sa, že v našej Galaxii sa nachádza okolo 30 miliónov neutrónových hviezd. Pozorovanie osamotených neutrónových hviezd je ťažké, pretože majú len veľmi malý povrch a to z nich robí veľmi slabé objekty. Častejšie sú pozorované ako zložky neutrónovej dvojhviezdy. Pokiaľ je druhý člen dvojhviezdy plazmová hviezda, silnou gravitáciou neutrónovej hviezdy je z nej strhávaná plazma a vytvára okolo neutrónovej hviezdy akréčny disk s vysokým uhlovým momentom. Plazma dopadajúca na povrch disku prípadne až na povrch samotnej neutrónovej hviezdy sa prejavuje emisiou röntgenového žiarenia a systém sa prejavuje ako röntgenová dvojhviezda. Niektoré z najbližších známych neutrónových hviezd sú RX J1856.5−3754, (cca 400 svetelných rokov od Zeme) a PSR J0108−1431 (cca 424 svetelných rokov od Zeme).
Žiarenie
Pulzary
Viac v hlavnom článku: Pulzary
Pulzary sú neutrónové hviezdy, ktoré vykazujú pravidelné záblesky v rôznych oblastiach elektromagnetického spektra. Predpokladá sa, že vznik týchto svetelných pulzov spôsobuje zrýchlený tok elektrických častíc v oblasti ich magnetických pólov. V nich sa nahromadí elektrostatické pole, čo následne vedie k emisiám elektrónov. Emitované elektróny sú v pozdĺž magnetických línií zrýchlené, čo vedie zakriveniu žiarenia do kuželov pri rovníku, ktoré zasahujú len určitú časť vesmíru. Okrem ich pulzujúcich rádiových vĺn boli už neutrónové hviezdy identifikované v iných oblastiach elektromagnetického spektra. To okrem viditeľného spektra zahŕňa aj žiarenie blízko infračerveného či ultrafialového spektra, ale aj röntgenových či gama lúčov. Pulzary, ktoré sú pozorované v röntgenových oblastiach spektra sú známe ako röntgenové pulzary a optické pulzary sú zase druh pulzarov, ktorých je možné vidieť vo viditeľnom spektre (v súčasnosti je ich veľmi málo objavených).
Referencie
- ↑ H. T. Cromartie. Relativistic Shapiro delay measurements of an extremely massive millisecond pulsar [online]. nature.com, 16. september 2019, [cit. 2019-09-19]. Dostupné online. (po anglicky)
- ↑ Millisecond pulsar PSR J0740+6620 has a white dwarf companion with helium atmosphere, study suggests [online]. phys.org, [cit. 2021-04-03]. Dostupné online. (po anglicky)
- ↑ a b c BEGELMAN, REES, Mithchell. Osudová přitažlivost gravitace. Martin : Argo, 2010. ISBN 978-80-257-0806-4. S. 334.
- ↑ a b c d Neutron Stars. [s.l.] : [s.n.], 2007. ISBN 978-0-387-33543-8.
Iné projekty
Commons ponúka multimediálne súbory na tému Neutrónová hviezda
