Neutrónová hviezda

Neutrónová hviezda v srdci Krabej hmloviny.

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-nadobrov, ktoré dosahujú približne 20 násobok hmotnosti Slnka. V ich vnútri dochádza k postupnej syntéze ľahších prvkov na ťažšie, po vzniku železa exploduje hviezda vo výbuchu supernovy a jej jadro je stlačené do neutrónovej hviezdy s extrémnou hustotou. Myslíme si, že na rozdiel od čiernych dier, či iných hypotetických objektov, ktoré ešte neboli experimentálne potvrdené, sú práve neutrónové hviezdy tímy najmenšími a zároveň najhustejšími objektami vo vesmíre. Pozorované neutrónové hviezdy dosahujú na svojom povrchu približne 6 000 Kelvinov. Ich magnetické a gravitačné polia sú miliárd krát silnejšie ako má Zem.

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.

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. 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. 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.

Chandrasekharova 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, 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 medzu 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. ^{[chýba zdroj]}

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.

Hypotetický prierez neutrónovou hviezdou.

Často sme predpokladali, že stavba neutrónovej hviezdy je jednoduchá: povrch tvorí pevná kôra a vnútri sa nachádza tekuté jadro. Avšak podľa nových výskumov a matematicko-fyzikálnych modelov predpokladáme, že stavba bude o čosi zložitejšia. 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. Čím viac sa postupuje do vnútra, tým väčšie a väčšie tlaky tam narastajú. 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- vedci jej tvar a správanie často priraďujú k cestovinám (od toho aj názov nukleárne cestoviny). 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, to sú však len hrubé domnienky.

Typy neutrónových hviezd

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. 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).Neutrónové hviezdy sa klasifikujú do rôznych kategórií podľa ich fyzikálnych charakteristík:

• Magnetary

Magnetary dosahujú približne 20 kilometrov a hmotnosti 2-3 násobku hmotnosti Slnka. Je to typ neutrónovej hviezdy s extrémne silným magnetickým poľom, ktoré je v porovnaní so Zemou trilión krát silnejšie- pole dosahujúce približne 10 GT dokáže už na vzdialenosť 1000 kilometrov deformovať elektrónové obaly atómov hmoty. Preto sa v súčasnosti verí, že magnetary sú objekty s tým najsilnejším magnetickým poľom vo vesmíre. Teóriu magnetarov prvý raz rozpracovali v roku 1992 Robert Duncan a Christopher Thompson. Rozpad nestabilnej kôry magnetaru doprevádzajú mohutné vysokoenergetické výboje, najmä röntgenových lúčov a žiarenia gama. Prvý takýto výbuch gama lúčov bol zistený 5. marca 1979, keby boli približne 10:51 východné času zasiahnuté gama lúčmi dve sovietske sondy Venera 11 a Venera 12, čo zvýšilo hodnoty žiarenia na obidvoch sondách zo 100 impulzov za sekundu na takmer 200 000 impulzov za sekundu. Neskôr boli gama lúčmi zasiahnuté aj sondy Helios 2 amerického programu NASA, Pioner Venus Orbiter, detektory troch satelitov Vela amerického ministerstva obrany, sovietskeho satelitu Prognoz 7 a aj Einsteinovho observatória. Išlo o mimoriadne silný výboj gama žiarenia, ktorý bol, aspoň podľa dnešných údajov, najsilnejším extra-solárnym výbojom, aký kedy Zem zasiahol. Smer vypočítaného zdroja zodpovedal pozostatkom hviezdy vo Veľkom Magellanovom mračne, zdroj mal názov SGR 0525-66 (samotná udalosť dostala názov GRB 790305b). Príklady známych magnetarov:

- SGR 1806−20, magnetar lokalizovaný v súhvezdí Sagittarius približne 50 000 svetelných rokov od Zeme

- 1E 1048.1−5937, magnetar, ktorý je pozostatkom hviezdy približne 30-40 hmotnejšej ako Slnko, bol lokalizovaný v súhvezdí Carina približne 9000 svetelných rokov od Zeme

- SGR 1900+14, magnetar nachádzajúci sa vo súhvezdí Aquila, približne 20 000 svetelných rokov od Zeme

• Pulzary

Animácia rotujúceho pulzaru. Čierna guľa v strede predstavuje neutrónovú hviezdu, krivky označujú čiary magnetického poľa a vyčnievajúce kuželi predstavujú emisné zóny žiarenia.

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 však len veľmi málo objavených.

• Anomálny röntgenový pulzar (AXP)

Anomálne röntgenové pulzary, skrátene AXP (Anomalous X-ray pulsar), sú relatívne mladé, izolované a vysoko magnetizované neutrónové hviezdy, o ktorých sa v súčasnosti predpokladá, že ide o magnetary. Tieto neutrónové hviezdy sa vyznačujú svojimi pomalými periódami rotácie (viz. tabuľku). Od roku 2017 je potvrdených 12 AXP pulzarov.

Zoznam kandidátov na AXP a ich odhadovaná rotačná perióda (od roku 2003)

Názov AXP pulzaru	Rotačná perióda (v sekundách)
AXP 1RXS 1708-40	11,0
AXP 1E 1048-59	6,45
AXP CXJ0110-7211	5,44
AXP 1E 1841-045	11,8
AXP AXJ1844-0258	6,97
AXP 4U 0142+61	8,69
AXP 1E 2259+586	6,98

Binárne systémy:

V našom pozorovateľnom vesmíre je približne 5% binárnych systémov, ktoré sú tvorené neutrónovou hviezdou, pričom druhá zložka pozostáva z plazmovej hviezdy, bieleho trpaslíka, červeného obra, poprípade aj z druhej neurónovej hviezdy či v niektorých prípadoch aj z čiernej diery. Spojenie dvoch neutrónových hviezd alebo čiernej diery v rámci binárneho systému bolo zistené prostredníctvom gravitačných vĺn.

• Nízkohmotné röntgenové binárne súbory (LMXB)

Umelecké znázornenie binárneho systému, ktorej jednou zo zložiek je neutrónová hviezda.

Nízkohmotné binárne súbory (LMBXs- Low-mass X-ray binaries) sú binárne systémy hviezd, kde jednou zo zložiek môže byť čierna diera alebo práve neutrónová hviezda. Pokiaľ je druhý člen dvojhviezdy plazmová hviezda, silnou gravitáciou neutrónovej hviezdy je z nej strhávaná plazma a vytvára okolo neutrónovej hviezdy akrečný 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. Typické LMBX systémy vyžarujú takmer všetko svoje vo röntgenovej časti elektromagnetického spektra, pričom len 1% zahŕňa pozorovateľné svetlo. Predpokladá sa, že počet týchto binárnych systémov v našej galaxii sa pohybuje v rozmedzí 1200 až 2400.

• Medzihmotné röntgenové binárne súbory (Intermediate-mass X-ray binaries-IMXB)

Binárne systémy, kde je jednou zo zložiek čierna diera alebo práve neutrónová hviezda. Druhú zložku tvoria hviezdy strednej hmotnosti.

• Vysoko-hmotnostný röntgenový binárny systém

Do tejto kategórie sa radia binárne systémy, dosahujúce intenzívneho žiarenie v röntgenovej oblasti spektra, kde hviezdna zložka pozostáva z hviezd kategórie O-B, alebo modrých superobrov. Jedným z röntgenových dvojhviezd s vysokou hmotnosťou je napríklad Cygnus X-1, ktorý bol prvým identifikovaným kandidátom na čiernu dieru.

Video-Galéria

• Simulácia kolízie dvoch neutrónových hviezd.

Iné projekty

Commons

• Commons ponúka multimediálne súbory na tému Neutrónová hviezda