Neutrónová hviezda: Rozdiel medzi revíziami

z Wikipédie, slobodnej encyklopédie
Interaktívne prechádzať históriu
← Predchádzajúca úpravaĎalšia úprava →
Smazaný obsah Přidaný obsah
VizuálneWikitext
Sh66mos (diskusia | príspevky)
51 editací
Úprava úvodu, fyzikálne charakteristiky (budem v nich pokračovať).
Značky: odstránenie referencie vizuálny editor
Sh66mos (diskusia | príspevky)
51 editací
Napísanie o fyzikálnych vlastnostiach, ´vnútorná štruktúra´ a ´typy neutrónových hviezd´ ešte budem upravovať.
Riadok 1: Riadok 1:
{{Pracuje sa}}
{{Pracuje sa}}
[[Súbor:Colliding neutron stars ESA385307.jpg|náhľad|280x280bod|Simulácia kolízie dvoch hmotných neutrónových hviezd.]]
[[Súbor:Colliding neutron stars ESA385307.jpg|náhľad|280x280bod|Simulácia kolízie dvoch hmotných neutrónových hviezd.]]
'''Neutrónová hviezda''' je vesmírny objekt s extrémnou hustotou, ktorý vznikne po výbuchu [[supernova|supernovy]]. Je to degenerovaná hviezda z neutrónového plynu a predstavuje záverečné štádium vývoja hmotných [[hviezda|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 alebo vyvrátené, 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 [[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]].
'''Neutrónová hviezda''' je vesmírny objekt s extrémnou hustotou, ktorý vznikne po výbuchu [[supernova|supernovy]]. Je to degenerovaná hviezda z neutrónového plynu a predstavuje záverečné štádium vývoja hmotných [[hviezda|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 alebo vyvrátené, 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 [[hmotnosť Slnka|hmotnosti Slnka]], ale menšia, než 2,1 hmotnosti Slnka. Po prekročení 2,1-násobku hmotnosti Slnka (''Oppenheimerova-Volkoffova medza''), by gravitačný kolaps hviezdy pokračoval až do vzniku objektu s extrémne silnou gravitáciou – [[čierna diera|čiernej diery]].


Podľa súčasných dohadov sa v našej galaxii Mliečna cesta nachádza okolo 30 miliónov neutrónových hviezd, pričom približne 5% tvoria binárne systémy, kde jednou zo zložiek je neutrónová hviezda alebo čierna diera, pričom druhú zložku tvorí plazmová hviezda. Väčšina neutrónových hviezd je však veľmi starých a chladných- keďže žiaria veľmi málo, je ich veľmi ťažké detekovať. Od detekcie blízkej neutrónovej hviezdy [[RX J1856.5−3754|RX J185635-3754]] vďaka Hubbleovmu vesmírnemu teleskopu v 90. rokoch 20. storočia bolo detegovaných niekoľko blízkych neutrónových hviezd, ktoré zjavne emitujú iba tepelné žiarenie.
Podľa súčasných dohadov sa v našej galaxii Mliečna cesta nachádza okolo 30 miliónov neutrónových hviezd, pričom približne 5% tvoria binárne systémy, kde jednou zo zložiek je neutrónová hviezda alebo čierna diera, pričom druhú zložku tvorí plazmová hviezda. Väčšina neutrónových hviezd je však veľmi starých a chladných- keďže žiaria veľmi málo, je ich veľmi ťažké detekovať. Od detekcie blízkej neutrónovej hviezdy [[RX J1856.5−3754|RX J185635-3754]] vďaka Hubbleovmu vesmírnemu teleskopu v 90. rokoch 20. storočia bolo detegovaných niekoľko blízkych neutrónových hviezd, ktoré zjavne emitujú iba tepelné žiarenie.
Riadok 10: Riadok 10:


===== Vznik =====
===== Vznik =====
Tlak, ktorý vďaka jadrovej syntéze vytvára hviezdne jadro spaľovaním vodíka na hélium, v niektorých prípadoch aj na ťažšie prvky, udržuje po niekoľko miliárd rokov hviezdu v gravitačnej rovnováhe. Pri ubúdaní prvkov v jadre hviezdy sa reakcie zrýchľujú, veľkosť a žiarenie hviezdy sa zvyšuje a jej životnosť sa začína krátiť. V prípade hviezd typu hlavnej postupnosti vrátane nášho Slnka, budú jej jadrové reakcie pokračovať do chvíle, kým sa v jadre minie zásoba vodíka a hélia-teda prvkov, ktoré hviezda potrebuje na priebeh fúzie. Keďže už nevie vytvoriť tlak, ktorý by smerom z jadra vzdoroval gravitačnému tlaku z vonkajška hviezdy, horná plynná vrstva sa odhodí v podobe planetárnej hmloviny a k jadru začnú prepadať tlaky, ktoré ho zmenšia na teleso, ktoré nazývame biely trpaslík. Na rozdiel od iných hviezd vo vesmíre, sú práve biely trpaslíci telesami, ktoré by vedeli ostať v gravitačnej rovnováhe nekonečne dlho, pretože ich náhodný pohyb častíc ''nezávisí'' na [[Teplota|teplote]] plynu v ich jadre. To teda znamená, že keď sa biely trpaslíci ochladzujú a vyžarujú termálnu energiu, nezmršťujú sa a nestrácajú ani oporu v tlaku. Tlak, ktorý gravitačne udržuje bielych trpaslíkov, sa nazýva ''degenerativný tlak,'' ktorý zapríčiňuje kvantovo mechanický efekt- ''[[Pauliho vylučovací princíp]].'' Vylučovací princíp tvrdí, že dve rovnaké častice nemôžu mať rovnakú hybnosť a ani polohu zároveň<ref name=":0">{{Citácia knihy|priezvisko=Begelman, Rees|meno=Mithchell|titul=Osudová přitažlivost gravitace|vydavateľ=Argo|miesto=Martin|rok=2010|isbn=978-80-257-0806-4|strany=334}}</ref>- zabraňuje tak [[Fermión|fermiónom]]- elementárnym časticiam známej hmoty- aby sa nachádzali blízko seba a aby mali súčasne rovnaké rýchlosti. Keď sa fermióny k sebe približujú, vylučovací princíp ich núti k veľkým rýchlostiam, ktorý odoláva silnému stláčaniu a vzniká tak degenerovaný plyn, ktorý udržuje bieleho trpaslíka v gravitačnej rovnováhe-hviezda sa môže stať bielym trpaslíkom, keď jej elektróny zdegenerujú a stlačia sa na [[Hustota (objemová hmotnosť)|hustotu]] miliónkrát vyššiu, ako je hustota [[Voda|vody]]. Keď sa hmotnosť bielych trpaslíkov zvyšuje, náhodné rýchlosti spôsobené degeneráciou sa zvyšujú spolu s touto veličinou 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,<ref name=":0" /> neexistuje gravitačná rovnováha, pretože pri zvyšovaní rýchlosti [[Elektrón|elektrónov]] blížiacich sa [[Rýchlosť svetla|rýchlosti svetla]] oslabuje odolnosť degenerovaného plynu, schopnosť odolávať stláčaniu gravitácie. Vďaka tomu by sa biely trpaslík, s hmotnosťou presahujúcu [[Chandrasekharova medza|Chandrasekharovu medzu]] gravitačne zrútil za ani nie sekundu. Pri výbuchu supernovy, zväčša typu II alebo aj Ic či Ib, prepadnú k bielemu trpaslíkovi silné tlaky, ktoré začnú stláčať elektróny blízko [[Atómové jadro|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 '''10<sup>14</sup> g/cm<sup>3</sup>.''' Z jadra začína vznikať pozostatok hviezdy, ktorý je prakticky tvorený neutrónmi (''z toho aj názov neutrónová hviezda'').
Tlak, ktorý vďaka jadrovej syntéze vytvára hviezdne jadro spaľovaním vodíka na hélium, v niektorých prípadoch aj na ťažšie prvky, udržuje po niekoľko miliárd rokov hviezdu v gravitačnej rovnováhe. Pri ubúdaní prvkov v jadre hviezdy sa reakcie zrýchľujú, veľkosť a žiarenie hviezdy sa zvyšuje a jej životnosť sa začína krátiť. V prípade hviezd typu hlavnej postupnosti vrátane nášho Slnka, budú jej jadrové reakcie pokračovať do chvíle, kým sa v jadre minie zásoba vodíka a hélia-teda prvkov, ktoré hviezda potrebuje na priebeh fúzie. Keďže už nevie vytvoriť tlak, ktorý by smerom z jadra vzdoroval gravitačnému tlaku z vonkajška hviezdy, horná plynná vrstva sa odhodí v podobe planetárnej hmloviny a k jadru začnú prepadať tlaky, ktoré ho zmenšia na teleso, ktoré nazývame biely trpaslík. Na rozdiel od iných hviezd vo vesmíre, sú práve biely trpaslíci telesami, ktoré by vedeli ostať v gravitačnej rovnováhe nekonečne dlho, pretože ich náhodný pohyb častíc ''nezávisí'' na [[Teplota|teplote]] plynu v ich jadre. To teda znamená, že keď sa biely trpaslíci ochladzujú a vyžarujú termálnu energiu, nezmršťujú sa a nestrácajú ani oporu v tlaku. Tlak, ktorý gravitačne udržuje bielych trpaslíkov, sa nazýva ''degenerativný tlak,'' ktorý zapríčiňuje kvantovo mechanický efekt- ''[[Pauliho vylučovací princíp]].'' Vylučovací princíp tvrdí, že dve rovnaké častice nemôžu mať rovnakú hybnosť a ani polohu zároveň<ref name=":0">{{Citácia knihy|priezvisko=Begelman, Rees|meno=Mithchell|titul=Osudová přitažlivost gravitace|vydavateľ=Argo|miesto=Martin|rok=2010|isbn=978-80-257-0806-4|strany=334}}</ref>- zabraňuje tak [[Fermión|fermiónom]]- elementárnym časticiam známej hmoty- aby sa nachádzali blízko seba a aby mali súčasne rovnaké rýchlosti. Keď sa fermióny k sebe približujú, vylučovací princíp ich núti k veľkým rýchlostiam, ktorý odoláva silnému stláčaniu a vzniká tak degenerovaný plyn, ktorý udržuje bieleho trpaslíka v gravitačnej rovnováhe-hviezda sa môže stať bielym trpaslíkom, keď jej elektróny zdegenerujú a stlačia sa na [[Hustota (objemová hmotnosť)|hustotu]] miliónkrát vyššiu, ako je hustota [[Voda|vody]]. Keď sa hmotnosť bielych trpaslíkov zvyšuje, náhodné rýchlosti spôsobené degeneráciou sa zvyšujú spolu s touto veličinou 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,<ref name=":0" /> neexistuje gravitačná rovnováha, pretože pri zvyšovaní rýchlosti [[Elektrón|elektrónov]] blížiacich sa [[Rýchlosť svetla|rýchlosti svetla]] oslabuje odolnosť degenerovaného plynu, schopnosť odolávať stláčaniu gravitácie. Vďaka tomu by sa biely trpaslík, s hmotnosťou presahujúcu [[Chandrasekharova medza|Chandrasekharovu medzu]] gravitačne zrútil za ani nie sekundu. Pri výbuchu supernovy, zväčša typu II alebo aj Ic či Ib, prepadnú k bielemu trpaslíkovi silné tlaky, ktoré začnú stláčať elektróny blízko [[Atómové jadro|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 10<sup>14</sup> g/cm<sup>3</sup>'''.''' Z jadra začína vznikať pozostatok hviezdy, ktorý je prakticky tvorený neutrónmi (''z toho aj názov neutrónová hviezda'').

===== Teplota a hmota =====
V súčasnosti vieme, že veľmi hmotné hviezdy v priebehu ich hviezdneho života môžu strácať malý zlomok svojej hmotnosti vďaka silným hviezdnym vetrom a preto hviezdy mierne ťažšie ako 1,4 násobok Slnka môžu pravdepodobne skončiť ako biely trpaslíci. Každopádne, ako zistil v Subrahmanyan Chandrasekhar, pre bieleho trpaslíka s hmotnosťou vyššou ako 1,4 násobok Slnka neexistuje gravitačná rovnováha- minimálna hmotnosť neutrónovej hviezdy sa teda pohybuje v rozmedzí 1,4 násobku slnečnej hmotnosti a viac. Pre neutrónové hviezdy existuje aj horná hranica hmotnosti, ktorá určuje, kedy sa biely trpaslík gravitačne zrúti do objektu s extrémne silnou gravitáciou- čiernej diery. Limit pre Oppenheimerova-Volkoffova medzu sa všeobecne pohybuje okolo 2,1 M☉, hoci podľa nedávnych objavov je to približne 2,16 M☉ slnečnej hmotnosti.<ref>Rezzolla, Luciano; Most, Elias R.; Weih, Lukas R. (2018). "Using Gravitational-wave Observations and Quasi-universal Relations to Constrain the Maximum Mass of Neutron Stars". ''The Astrophysical Journal''. '''852''' (2)</ref> Vychádza sa z údaju, že hmotnosť väčšiny pozorovaných neutrónových hviezd je 2,4M☉. I keď sa predpokladá, že za hranicou 2,16 M☉ nastane gravitačný kolaps ďalej pokračujúci do vzniku čiernej diery, najmenšia pozorovateľná hmotnosť pozorovaných čiernych dier je 5 M☉. Preto boli medzi 2,6M☉ a 5M☉ navrhnuté rôzne hypotetické hviezdy, ako napr. kvarkové hviezdy, no stále sa ich (teoretická) existencia nepotvrdila.

Teploty vo vnútri vzniknutej neutrónovej hviezdy dosahujú okolo 10<sup>11</sup> do 10<sup>12</sup> K.<ref>Lattimer, James M. (2015). "Introduction to neutron stars". ''American Institute of Physics Conference Series''. AIP Conference Proceedings. '''1645''' (1</ref> V priebehu niekoľkých rokov však žiarenie vďaka veľkému emitovaniu neutrín a fotónov rapídne klesne zhruba na 10<sup>6</sup> K. Pri tejto teplote začne neutrónová hviezda emitovať väčšinu svojho žiarenia v röntgenovej oblasti elektromagnetického spektra. Podobne, ako podľa Hertzsprungov-Russellovho diagramu klasifikujeme hviezdy do jednotlivých kategórií, tak aj vedci navrhli klasifikáciu neutrónových hviezd podľa ich rýchlosti ochladzovania a hmotnosti: '''typ I'''- neutrónové hviezdy s nízkou, z hľadiska klasifikácie najnižšou rýchlosťou ochladzovania a hmotnosti ¡ '''typ II'''- neutrónové hviezdy s vyššou hmotnosťou a rýchlosťou ochladzovania ako neutrónové hviezdy typu I ¡ '''typ III-''' neutrónové hviezdy ešte s vyššou rýchlosťou ochladzovania a hmotnosťou blížiacej sa ku kritických hodnôt 2 M☉ a vyššie.

===== Gravitačné pole, gravitačná šošovka a pád na povrch neutrónovej hviezdy =====
[[Súbor:Neutronstar 2Rs.svg|náhľad|''Gravitačná výchylka'' svetla na neutrónovej hviezde. Vďaka relativistickému vychýleniu svetla je viditeľná viac ako polovica povrchu.]]
Gravitačná sila priemernej neutrónovej hviezdy dosahuje vysoké hodnoty- gravitačné pole neutrónovej hviezdy je približne 2000 krát silnejšie ako má Zem.<ref>'''Green, Simon F.; Jones, Mark H.; Burnell, S. Jocelyn (2004)'''. ''An Introduction to the Sun and Stars''</ref> Z teórie relativity vyplýva, že objekt s veľmi silným gravitačným poľom bude ohýbať svetelné lúče a vytvárať tak (gravitačnú) šošovku. To sa deje aj pri neutrónovej hviezde, kde silné gravitačné pole ohýba fotóny emitované neutrónovou hviezdou tak, aby boli viditeľné časti bežne neviditeľného zadného povrchu.<ref>'''Zahn, Corvin (1990-10-09)'''. "Tempolimit Lichtgeschwindigkeit</ref> Ak je polomer neutrónovej hviezdy 3GM / c<sup>2</sup> (kde GM znamená súčin gravitačnej konštanty a hmotnosti telesa, a c<sup>2</sup> znamená druhú mocninu rýchlosti svetla) alebo aj menej, fotóny môžu byť zachytené na obežnej dráhe, vďaka čomu sa zviditeľní celý povrch tejto neutrónovej hviezdy z jediného výhodného, pozorovaného bodu. Ak by sme nejaký objekt s polomerom 12 km pustili na povrch neutrónovej hviezdy, na povrch by sa dostal približne s rýchlosťou 1400 km/hod. V tomto prípade sme však upustili od špagetizácie, (neodborné) označenie pre silné natiahnutie telesa pri vystavení silnej gravitačnej sile- objekt by bol ešte pred pádom na neutrónovú hviezdu takmer okamžite roztiahnutý na dlhý pás materiálu.

===== Magnetické pole =====
Neutrónové hviezdy, ktorých magnetické pole dosahuje 108-1011 T (pre porovnanie- magnetické pole Zeme dosahuje len 0.0000305 Tesla) sú všeobecne známe ako magnetary, ktoré sa stali prijímanou hypotézou na vysvetlenie mäkkých gama opakovačov (SGR), a anomálne röntgenové pulzary (AXP). Ich magnetické pole je také silné, že spôsobuje "rozpad" kôry (''pozri Vnútorná štruktúra''), pričom tento rozpad sprevádzajú krátke svetelné záblesky žiarenia gama s periódou 5-8 sekúnd. Vznik takého silného poľa je ešte stále nejasný, no jedná z hypotéz tvrdí, že počas tvorby neutrónovej hviezdy sa zachoval magnetický tok materskej hviezdy, čo malo za následok zosilnenie magnetického poľa vo výsledku procesu.<ref name=":3">'''Reisenegger, A. (2003).''' "Origin and Evolution of Neutron Star Magnetic Fields"</ref> Táto hypotéza však úplne nevysvetľuje intenzitu magnetického poľa neutrónových hviezd.<ref name=":3" />


===== Vnútorná štruktúra =====
===== Vnútorná štruktúra =====
Riadok 40: Riadok 52:


== Typy neutrónových hviezd ==
== Typy neutrónových hviezd ==
''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. 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).Neutrónové hviezdy sa klasifikujú do rôznych kategórií podľa ich fyzikálnych charakteristík:''

* '''Magnetary'''
* '''Magnetary'''


Riadok 57: Riadok 67:
[[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 však len veľmi málo objavených.
[[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 však len veľmi málo objavených.


* '''Anomálny röntgenový pulzar (AXP)'''
* '''[[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.
{| class="wikitable"
|+Zoznam kandidátov na AXP a ich odhadovaná rotačná perióda (od roku 2003)<ref name=":2" />
!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: ====
==== 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)'''
* '''Nízkohmotné röntgenové binárne súbory (LMXB)'''


Riadok 101: Riadok 82:


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.
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 ==
<gallery widths="150" heights="170">
Súbor:Neutron star collision.ogv|Simulácia ''kolízie'' dvoch neutrónových hviezd.
Súbor:Neutron Star Manhattan.ogv
</gallery>


== Referencie ==
== Referencie ==

Verzia z 17:55, 19. jún 2021

 Na tomto článku sa práve pracuje. Prosím, nezasahujte.
Kým je tu zobrazená táto správa, prosím, neupravujte túto stránku. Vyhnete sa tak prípadným konfliktom pri ukladaní. Redaktor, ktorý sem pridal tento oznam, je uvedený v histórii, ak by ste ho chceli kontaktovať.
Simulácia kolízie dvoch hmotných neutrónových hviezd.

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 alebo vyvrátené, 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 2,1 hmotnosti Slnka. Po prekročení 2,1-násobku hmotnosti Slnka (Oppenheimerova-Volkoffova medza), by gravitačný kolaps hviezdy pokračoval až do vzniku objektu s extrémne silnou gravitáciou – čiernej diery.

Podľa súčasných dohadov sa v našej galaxii Mliečna cesta nachádza okolo 30 miliónov neutrónových hviezd, pričom približne 5% tvoria binárne systémy, kde jednou zo zložiek je neutrónová hviezda alebo čierna diera, pričom druhú zložku tvorí plazmová hviezda. Väčšina neutrónových hviezd je však veľmi starých a chladných- keďže žiaria veľmi málo, je ich veľmi ťažké detekovať. Od detekcie blízkej neutrónovej hviezdy RX J185635-3754 vďaka Hubbleovmu vesmírnemu teleskopu v 90. rokoch 20. storočia bolo detegovaných niekoľko blízkych neutrónových hviezd, ktoré zjavne emitujú iba tepelné žiarenie.

Matematický predpoklad pre čierne a neutrónové hviezdy poskytol už v roku 1930 teoretický fyzik Subrahmanyan Chandrasekhar, neutrónové hviezdy boli však potvrdené až v roku 1967, kedy rádioastronómka Jocellyn Bell Burnelová spolu s Antony Hewisom zachytili rádiový signál od vzdialenej a izolovanej rotujúcej neutrónovej hviezdy-pulzaru PSR B1919+21.

Fyzikálne vlastnosti

Vznik

Tlak, ktorý vďaka jadrovej syntéze vytvára hviezdne jadro spaľovaním vodíka na hélium, v niektorých prípadoch aj na ťažšie prvky, udržuje po niekoľko miliárd rokov hviezdu v gravitačnej rovnováhe. Pri ubúdaní prvkov v jadre hviezdy sa reakcie zrýchľujú, veľkosť a žiarenie hviezdy sa zvyšuje a jej životnosť sa začína krátiť. V prípade hviezd typu hlavnej postupnosti vrátane nášho Slnka, budú jej jadrové reakcie pokračovať do chvíle, kým sa v jadre minie zásoba vodíka a hélia-teda prvkov, ktoré hviezda potrebuje na priebeh fúzie. Keďže už nevie vytvoriť tlak, ktorý by smerom z jadra vzdoroval gravitačnému tlaku z vonkajška hviezdy, horná plynná vrstva sa odhodí v podobe planetárnej hmloviny a k jadru začnú prepadať tlaky, ktoré ho zmenšia na teleso, ktoré nazývame biely trpaslík. Na rozdiel od iných hviezd vo vesmíre, sú práve biely trpaslíci telesami, ktoré by vedeli ostať v gravitačnej rovnováhe nekonečne dlho, pretože ich náhodný pohyb častíc nezávisí na teplote plynu v ich jadre. To teda znamená, že keď sa biely trpaslíci ochladzujú a vyžarujú termálnu energiu, nezmršťujú sa a nestrácajú ani oporu v tlaku. Tlak, ktorý gravitačne udržuje bielych trpaslíkov, sa nazýva degenerativný tlak, ktorý zapríčiňuje kvantovo mechanický efekt- Pauliho vylučovací princíp. Vylučovací princíp tvrdí, že dve rovnaké častice nemôžu mať rovnakú hybnosť a ani polohu zároveň[1]- zabraňuje tak fermiónom- elementárnym časticiam známej hmoty- aby sa nachádzali blízko seba a aby mali súčasne rovnaké rýchlosti. Keď sa fermióny k sebe približujú, vylučovací princíp ich núti k veľkým rýchlostiam, ktorý odoláva silnému stláčaniu a vzniká tak degenerovaný plyn, ktorý udržuje bieleho trpaslíka v gravitačnej rovnováhe-hviezda sa môže stať bielym trpaslíkom, keď jej elektróny zdegenerujú a stlačia sa na hustotu miliónkrát vyššiu, ako je hustota vody. Keď sa hmotnosť bielych trpaslíkov zvyšuje, náhodné rýchlosti spôsobené degeneráciou sa zvyšujú spolu s touto veličinou 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,[1] 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, zväčša typu II alebo aj Ic či Ib, 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. Z jadra začína vznikať pozostatok hviezdy, ktorý je prakticky tvorený neutrónmi (z toho aj názov neutrónová hviezda).

Teplota a hmota

V súčasnosti vieme, že veľmi hmotné hviezdy v priebehu ich hviezdneho života môžu strácať malý zlomok svojej hmotnosti vďaka silným hviezdnym vetrom a preto hviezdy mierne ťažšie ako 1,4 násobok Slnka môžu pravdepodobne skončiť ako biely trpaslíci. Každopádne, ako zistil v Subrahmanyan Chandrasekhar, pre bieleho trpaslíka s hmotnosťou vyššou ako 1,4 násobok Slnka neexistuje gravitačná rovnováha- minimálna hmotnosť neutrónovej hviezdy sa teda pohybuje v rozmedzí 1,4 násobku slnečnej hmotnosti a viac. Pre neutrónové hviezdy existuje aj horná hranica hmotnosti, ktorá určuje, kedy sa biely trpaslík gravitačne zrúti do objektu s extrémne silnou gravitáciou- čiernej diery. Limit pre Oppenheimerova-Volkoffova medzu sa všeobecne pohybuje okolo 2,1 M☉, hoci podľa nedávnych objavov je to približne 2,16 M☉ slnečnej hmotnosti.[2] Vychádza sa z údaju, že hmotnosť väčšiny pozorovaných neutrónových hviezd je 2,4M☉. I keď sa predpokladá, že za hranicou 2,16 M☉ nastane gravitačný kolaps ďalej pokračujúci do vzniku čiernej diery, najmenšia pozorovateľná hmotnosť pozorovaných čiernych dier je 5 M☉. Preto boli medzi 2,6M☉ a 5M☉ navrhnuté rôzne hypotetické hviezdy, ako napr. kvarkové hviezdy, no stále sa ich (teoretická) existencia nepotvrdila.

Teploty vo vnútri vzniknutej neutrónovej hviezdy dosahujú okolo 1011 do 1012 K.[3] V priebehu niekoľkých rokov však žiarenie vďaka veľkému emitovaniu neutrín a fotónov rapídne klesne zhruba na 106 K. Pri tejto teplote začne neutrónová hviezda emitovať väčšinu svojho žiarenia v röntgenovej oblasti elektromagnetického spektra. Podobne, ako podľa Hertzsprungov-Russellovho diagramu klasifikujeme hviezdy do jednotlivých kategórií, tak aj vedci navrhli klasifikáciu neutrónových hviezd podľa ich rýchlosti ochladzovania a hmotnosti: typ I- neutrónové hviezdy s nízkou, z hľadiska klasifikácie najnižšou rýchlosťou ochladzovania a hmotnosti ¡ typ II- neutrónové hviezdy s vyššou hmotnosťou a rýchlosťou ochladzovania ako neutrónové hviezdy typu I ¡ typ III- neutrónové hviezdy ešte s vyššou rýchlosťou ochladzovania a hmotnosťou blížiacej sa ku kritických hodnôt 2 M☉ a vyššie.

Gravitačné pole, gravitačná šošovka a pád na povrch neutrónovej hviezdy
Gravitačná výchylka svetla na neutrónovej hviezde. Vďaka relativistickému vychýleniu svetla je viditeľná viac ako polovica povrchu.

Gravitačná sila priemernej neutrónovej hviezdy dosahuje vysoké hodnoty- gravitačné pole neutrónovej hviezdy je približne 2000 krát silnejšie ako má Zem.[4] Z teórie relativity vyplýva, že objekt s veľmi silným gravitačným poľom bude ohýbať svetelné lúče a vytvárať tak (gravitačnú) šošovku. To sa deje aj pri neutrónovej hviezde, kde silné gravitačné pole ohýba fotóny emitované neutrónovou hviezdou tak, aby boli viditeľné časti bežne neviditeľného zadného povrchu.[5] Ak je polomer neutrónovej hviezdy 3GM / c2 (kde GM znamená súčin gravitačnej konštanty a hmotnosti telesa, a c2 znamená druhú mocninu rýchlosti svetla) alebo aj menej, fotóny môžu byť zachytené na obežnej dráhe, vďaka čomu sa zviditeľní celý povrch tejto neutrónovej hviezdy z jediného výhodného, pozorovaného bodu. Ak by sme nejaký objekt s polomerom 12 km pustili na povrch neutrónovej hviezdy, na povrch by sa dostal približne s rýchlosťou 1400 km/hod. V tomto prípade sme však upustili od špagetizácie, (neodborné) označenie pre silné natiahnutie telesa pri vystavení silnej gravitačnej sile- objekt by bol ešte pred pádom na neutrónovú hviezdu takmer okamžite roztiahnutý na dlhý pás materiálu.

Magnetické pole

Neutrónové hviezdy, ktorých magnetické pole dosahuje 108-1011 T (pre porovnanie- magnetické pole Zeme dosahuje len 0.0000305 Tesla) sú všeobecne známe ako magnetary, ktoré sa stali prijímanou hypotézou na vysvetlenie mäkkých gama opakovačov (SGR), a anomálne röntgenové pulzary (AXP). Ich magnetické pole je také silné, že spôsobuje "rozpad" kôry (pozri Vnútorná štruktúra), pričom tento rozpad sprevádzajú krátke svetelné záblesky žiarenia gama s periódou 5-8 sekúnd. Vznik takého silného poľa je ešte stále nejasný, no jedná z hypotéz tvrdí, že počas tvorby neutrónovej hviezdy sa zachoval magnetický tok materskej hviezdy, čo malo za následok zosilnenie magnetického poľa vo výsledku procesu.[6] Táto hypotéza však úplne nevysvetľuje intenzitu magnetického poľa neutrónových hviezd.[6]

Vnútorná štruktúra

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.[7] Čím viac sa postupuje do vnútra, tým väčšie a väčšie tlaky tam narastajú.[7] 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).[7] 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.[7]

Typy neutrónových hviezd

  • 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[8]- 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.[9] 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.

Binárne systémy:

  • 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.

Referencie

  1. ↑ a b BEGELMAN, REES, Mithchell. Osudová přitažlivost gravitace. Martin : Argo, 2010. ISBN 978-80-257-0806-4. S. 334.
  2. ↑ Rezzolla, Luciano; Most, Elias R.; Weih, Lukas R. (2018). "Using Gravitational-wave Observations and Quasi-universal Relations to Constrain the Maximum Mass of Neutron Stars". The Astrophysical Journal. 852 (2)
  3. ↑ Lattimer, James M. (2015). "Introduction to neutron stars". American Institute of Physics Conference Series. AIP Conference Proceedings. 1645 (1
  4. ↑ Green, Simon F.; Jones, Mark H.; Burnell, S. Jocelyn (2004). An Introduction to the Sun and Stars
  5. ↑ Zahn, Corvin (1990-10-09). "Tempolimit Lichtgeschwindigkeit
  6. ↑ a b Reisenegger, A. (2003). "Origin and Evolution of Neutron Star Magnetic Fields"
  7. ↑ a b c d HAENSEL, P.; A.Y. Potekhin; D.G. Yakovlev. Neutron Stars 1 (Equation of State and Structure). [s.l.] : Springer Science & Business Media, 2006. 620 s. ISBN 978-0-387-33543-8.
  8. ↑ https://medium.com/@sin_gularity/9-types-of-neutron-stars-3566cb18c7b8
  9. ↑ Scientific American; Strana 41: Kouveliotou, C.; Duncan, R. C.; Thompson, C. (February 2003). "Magnetars".

Iné projekty

Zdroj: „https://sk.wikipedia.org/w/index.php?title=Neutrónová_hviezda&oldid=7218782“