Neutrónová hviezda: Rozdiel medzi revíziami
Napísanie o hustote a štruktúre. |
Začiatok o histórii objavov-budem postupne dodávať ďalšie informácie. Značky: odstránenie referencie vizuálny editor |
||
| 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, prostredníctvom ktorej vznikli v priestore [[Gravitačná vlna|gravitačné vlny]]. ]] |
||
'''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]]. |
'''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]]. |
||
| Riadok 7: | Riadok 7: | ||
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''. |
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''. |
||
== |
== História objavov == |
||
Matematický základ pre samotnú myšlienku existencie čiernych a neutrónových hviezd poskytol už roku 1930 Subrahmanyan Chandrasekhar, ktorý si uvedomil, že pri hranici 1,4 násobku hmotnosti Slnka neexistuje pre bieleho trpaslíka žiadna gravitačná rovnováha (''pozri Vznik a fyzikálne vlastnosti''). Keďže sa ešte vtedy neuvažovalo o objektoch, ktoré by vznikli po zrútení veľmi hmotných hviezd, teória bola medzi vedeckou komunitou prijatá s veľkou, v niektorých prípadoch až útočnou kritikou na jeho meno -dnes však vieme, že Chandrasekhar mal pravdu. O niečo neskôr, konkrétne v roku 1934, astronómovia Walter Baade a Fritz Zwicky usúdili, že zrútenie veľmi hmotných hviezd, jav známy ako výbuch supernovy, je spôsobený energiou gravitácie, ktorá sa pri zrútení jadra impulzívne uvoľní.<ref name=":0" /> Po tomto zrútení je hviezda stlačená do veľkosti 10 kilometrov a s hustotou zrovnateľnou s hustotou atómového jadra. Hoci na konci 30. rokov 20. storočia boli fyzikálne zákonitosti neutrónových hviezd niekoľko krát teoreticky potvrdené, ich existencia ostala až do roku 1968 len čisto hypotetická. |
|||
V roku 1967 sa študentke na MRAO (Milliard Radio Astronomy Observatory) Jocelyn Bell Burnellovej a vedúcou jej práce Antony Hewishom pri preskúmavaní nočnej oblohy novým rádioteleskopom, náhodne podarilo objaviť zdroj vysielajúci pravidelné pulzy rádiových vĺn v 1,3 sekundových intervaloch-išlo o rádiový signál od vzdialenej a izolovanej neutrónovej hviezdy ''PSR B1919+21.'' Čoskoro bolo takýchto hviezd objavených viac a nielenže sa existencia neutrónových hviezd potvrdila, ale so zodpovedanou otázkou sa vynoril aj ďalší otáznik. Každá takáto hviezda "tykala" s pravidelnou periódou- povaha týchto zdrojov, nazývaných ako pulzary, ostala po určitý čas nejasná. Thomas Gold a Franco Pacini navrhli, že oným zdrojom sú rotujúce neutrónové hviezdy. |
|||
[[Súbor:Crab Nebula pulsar x-ray.jpg|vľavo|náhľad|Rýchlo rotujúca neutrónová hviezda-pulzar- v srdci Krabej hmloviny (''biela bodka blízko stredu''). Objavenie pulzaru J. Cockeom, D. Taylorom a M. Disneyom po niekoľkých rokoch prinieslo odpoveď na otázku, prečo Krabia hmlovina jasne žiari.]] |
|||
O rok neskôr vykonávali John Cocke, Don Taylor a Michael Disney pozorovania hviezdy v Krabej hmlovine. Zistili, že hviezda v strede hmloviny bliká 30 krát za sekundu-objavenie pulzaru v srdci Krabej hmloviny prvý krát preukázalo, že pulzary sú rotujúce neutrónové hviezdy. Objav rýchle točiaceho sa pulzaru vyriešil záhadu, prečo hmlovina stále tak jasno žiari. |
|||
== Vznik a fyzikálne vlastnosti == |
|||
===== Vznik ===== |
===== Vznik ===== |
||
| Riadok 27: | Riadok 34: | ||
[[Súbor:Neutron star 2.png|náhľad|230x230bod|Vnútorná štruktúra neutrónovej hviezdy. Hmota vnútri jadra je 10<sup>14</sup> krát hustejšia ako voda, jej hustota presahuje aj hustotu atómového jadra. Na obrázku sú zobrazené tri teoretické modely, ktoré opisujú štruktúru neutrónovej hviezdy s polomerom 10 až 16 km. '''Modrá'''-vonkajšia časť '''svetlo-fialová-''' vnútorná časť (supratekuté neutróny) '''tmavo-fialová-'''jadro '''fialová-'''vnútorné jadro (neznáme fyzikálne mechanizmy. <ref>{{Citácia knihy|priezvisko=Begelman, Rees|meno=Mitchell, Martin|titul=Osudová přitažlivost gravitace|vydavateľ=Argo|rok=2010|isbn=978-80-257-0806-4|strany=57-58}}</ref>]] |
[[Súbor:Neutron star 2.png|náhľad|230x230bod|Vnútorná štruktúra neutrónovej hviezdy. Hmota vnútri jadra je 10<sup>14</sup> krát hustejšia ako voda, jej hustota presahuje aj hustotu atómového jadra. Na obrázku sú zobrazené tri teoretické modely, ktoré opisujú štruktúru neutrónovej hviezdy s polomerom 10 až 16 km. '''Modrá'''-vonkajšia časť '''svetlo-fialová-''' vnútorná časť (supratekuté neutróny) '''tmavo-fialová-'''jadro '''fialová-'''vnútorné jadro (neznáme fyzikálne mechanizmy. <ref>{{Citácia knihy|priezvisko=Begelman, Rees|meno=Mitchell, Martin|titul=Osudová přitažlivost gravitace|vydavateľ=Argo|rok=2010|isbn=978-80-257-0806-4|strany=57-58}}</ref>]] |
||
Podrobné zloženie a aj samotná štruktúra neutrónových hviezd predstavuje ešte stále veľký otáznik. Podrobnejší obraz o vnútri sme si vytvorili podľa presného štúdia zmien rýchlosti otáčania neutrónovej hviezdy, alebo (ako nám neskôr umožnili vesmírne röntgenové teleskopy) podľa priameho určenia súvislostí medzi hmotnosťou a jej polomerom pomocou merania vyžarovaného spektra z povrchu. Prierez neutrónovou hviezdou by vyzeral veľmi podobne ako rez štruktúrou Zeme-začali by sme plášťom, pokračovalo by tekuté vnútro a pravdepodobne aj pevné jadro.<ref name=":0" /> Celková hustota neutrónových hviezd je približne 5,9 x 10<sup>17</sup> kg/m<sup>3</sup> (4,1 × 10<sup>14</sup> násobok hustoty Slnka), pričom hustota atómového jadra je 3 × 10<sup>17</sup> kg / m3, čo vysvetľuje neuveriteľnú hustotu, ktoré neutrónové hviezdy po zrútení bieleho trpaslíka dosahujú. Vonkajší plášť by mal byť tvorený zo železa, ale pri čoraz vyšších hustotách, ktoré dosahujú hodnoty 6 × 10<sup>17</sup> kg/m<sup>3</sup>, by sa mali vyskytovať neobyčajné jadra bohaté na neutróny-ku príkladu jadra z niklu, kryptonu či germánia-ktoré by boli usporiadané v kryštalickej štruktúre.<ref name=":0" /> Hlboko pod plášťom hustota dosahuje až 10<sup>14</sup> gramov na centimeter kubický. Za týchto podmienok sa hmota vyskytuje prevažne v podobe voľných neutrónov, ktoré vykazujú vlastnosti analogické tekutému héliu na Zemi pri teplotách blížiacich sa ku absolútnej nule. Priamo v jadre, kde je hustota niekoľko krát vyššia ako 10<sup>14</sup> g/cm<sup>3</sup> , platia (nám) neznáme fyzikálne mechanizmy. Predpokladá sa, že v jadre sa nachádza ten najhustejší materiál vo vesmíre, miliárd krát hustejší ako železo. Podľa iných, stále kontroverznejších variant, sa v jadre nachádzajú tzv. ''podivné kvarkové hrudky''-pevné látky zložené z neviazaných protónov, neutrónov a ďalších elementárnych častíc.<ref name=":0" /> |
Podrobné zloženie a aj samotná štruktúra neutrónových hviezd predstavuje ešte stále veľký otáznik. Podrobnejší obraz o vnútri sme si vytvorili podľa presného štúdia zmien rýchlosti otáčania neutrónovej hviezdy, alebo (ako nám neskôr umožnili vesmírne röntgenové teleskopy) podľa priameho určenia súvislostí medzi hmotnosťou a jej polomerom pomocou merania vyžarovaného spektra z povrchu. Prierez neutrónovou hviezdou by vyzeral veľmi podobne ako rez štruktúrou Zeme-začali by sme plášťom, pokračovalo by tekuté vnútro a pravdepodobne aj pevné jadro.<ref name=":0" /> Celková hustota neutrónových hviezd je približne 5,9 x 10<sup>17</sup> kg/m<sup>3</sup> (4,1 × 10<sup>14</sup> násobok hustoty Slnka), pričom hustota atómového jadra je 3 × 10<sup>17</sup> kg / m3, čo vysvetľuje neuveriteľnú hustotu, ktoré neutrónové hviezdy po zrútení bieleho trpaslíka dosahujú. Vonkajší plášť by mal byť tvorený zo železa, ale pri čoraz vyšších hustotách, ktoré dosahujú hodnoty 6 × 10<sup>17</sup> kg/m<sup>3</sup>, by sa mali vyskytovať neobyčajné jadra bohaté na neutróny-ku príkladu jadra z niklu, kryptonu či germánia-ktoré by boli usporiadané v kryštalickej štruktúre.<ref name=":0" /> Hlboko pod plášťom hustota dosahuje až 10<sup>14</sup> gramov na centimeter kubický. Za týchto podmienok sa hmota vyskytuje prevažne v podobe voľných neutrónov, ktoré vykazujú vlastnosti analogické tekutému héliu na Zemi pri teplotách blížiacich sa ku absolútnej nule. Priamo v jadre, kde je hustota niekoľko krát vyššia ako 10<sup>14</sup> g/cm<sup>3</sup> , platia (nám) neznáme fyzikálne mechanizmy. Predpokladá sa, že v jadre sa nachádza ten najhustejší materiál vo vesmíre, miliárd krát hustejší ako železo. Podľa iných, stále kontroverznejších variant, sa v jadre nachádzajú tzv. ''podivné kvarkové hrudky''-pevné látky zložené z neviazaných protónov, neutrónov a ďalších elementárnych častíc.<ref name=":0" /> |
||
== Typy neutrónových hviezd == |
|||
* '''Magnetary''' |
|||
Magnetary dosahujú približne 20 [[Kilometer|kilometrov]] a hmotnosti 2-3 násobku hmotnosti [[Slnko|Slnka]]. Je to typ neutrónovej hviezdy s extrémne silným [[Magnetické pole|magnetickým poľom]], ktoré je v porovnaní so [[Zem|Zemou]] trilión krát silnejšie<ref name=":2">https://medium.com/@sin_gularity/9-types-of-neutron-stars-3566cb18c7b8</ref>- pole dosahujúce približne 10 GT dokáže už na vzdialenosť 1000 kilometrov deformovať elektrónové obaly [[Atóm|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 [[Röntgenové žiarenie|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|Venera 11]] a [[Venera-12|Venera 12]], čo zvýšilo hodnoty žiarenia na obidvoch sondách zo 100 impulzov za sekundu na takmer 200 000 impulzov za sekundu.<ref>''Scientific American''; Strana 41: Kouveliotou, C.; Duncan, R. C.; Thompson, C. (February 2003). "Magnetars". </ref> Neskôr boli gama lúčmi zasiahnuté aj sondy Helios 2 amerického programu [[Nasa|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''' |
|||
[[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.]] |
|||
[[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)]]''' |
|||
==== Binárne systémy: ==== |
|||
* '''Nízkohmotné röntgenové binárne súbory (LMXB)''' |
|||
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 [[gravitácia|gravitáciou]] neutrónovej hviezdy je z nej strhávaná [[plazma (fyzika)|plazma]] a vytvára okolo neutrónovej hviezdy [[akrečný 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]]. 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 == |
== Referencie == |
||
Verzia z 20:27, 21. 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. |
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.
História objavov
Matematický základ pre samotnú myšlienku existencie čiernych a neutrónových hviezd poskytol už roku 1930 Subrahmanyan Chandrasekhar, ktorý si uvedomil, že pri hranici 1,4 násobku hmotnosti Slnka neexistuje pre bieleho trpaslíka žiadna gravitačná rovnováha (pozri Vznik a fyzikálne vlastnosti). Keďže sa ešte vtedy neuvažovalo o objektoch, ktoré by vznikli po zrútení veľmi hmotných hviezd, teória bola medzi vedeckou komunitou prijatá s veľkou, v niektorých prípadoch až útočnou kritikou na jeho meno -dnes však vieme, že Chandrasekhar mal pravdu. O niečo neskôr, konkrétne v roku 1934, astronómovia Walter Baade a Fritz Zwicky usúdili, že zrútenie veľmi hmotných hviezd, jav známy ako výbuch supernovy, je spôsobený energiou gravitácie, ktorá sa pri zrútení jadra impulzívne uvoľní.[1] Po tomto zrútení je hviezda stlačená do veľkosti 10 kilometrov a s hustotou zrovnateľnou s hustotou atómového jadra. Hoci na konci 30. rokov 20. storočia boli fyzikálne zákonitosti neutrónových hviezd niekoľko krát teoreticky potvrdené, ich existencia ostala až do roku 1968 len čisto hypotetická.
V roku 1967 sa študentke na MRAO (Milliard Radio Astronomy Observatory) Jocelyn Bell Burnellovej a vedúcou jej práce Antony Hewishom pri preskúmavaní nočnej oblohy novým rádioteleskopom, náhodne podarilo objaviť zdroj vysielajúci pravidelné pulzy rádiových vĺn v 1,3 sekundových intervaloch-išlo o rádiový signál od vzdialenej a izolovanej neutrónovej hviezdy PSR B1919+21. Čoskoro bolo takýchto hviezd objavených viac a nielenže sa existencia neutrónových hviezd potvrdila, ale so zodpovedanou otázkou sa vynoril aj ďalší otáznik. Každá takáto hviezda "tykala" s pravidelnou periódou- povaha týchto zdrojov, nazývaných ako pulzary, ostala po určitý čas nejasná. Thomas Gold a Franco Pacini navrhli, že oným zdrojom sú rotujúce neutrónové hviezdy.
O rok neskôr vykonávali John Cocke, Don Taylor a Michael Disney pozorovania hviezdy v Krabej hmlovine. Zistili, že hviezda v strede hmloviny bliká 30 krát za sekundu-objavenie pulzaru v srdci Krabej hmloviny prvý krát preukázalo, že pulzary sú rotujúce neutrónové hviezdy. Objav rýchle točiaceho sa pulzaru vyriešil záhadu, prečo hmlovina stále tak jasno žiari.
Vznik a 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 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 samotnej neutrónovej hviezdy (pozri Vnútorná štruktúra), pričom tento rozpad sprevádzajú krátke, mohutné svetelné záblesky žiarenia gama a uvoľňuje sa obrovské množstvo energie. Magnetar SGR 1806-20 uvoľnil pri výbuchu, ktorý trval 1 desatinu sekundy, viac energie ako Slnko za posledných 100 000 rokov.[6] Magnetické pole magnetarov by už zo vzdialenosti 1000 km dokázalo deformovať elektrónové obaly atómov živej hmoty, čím by v dôsledku narušenia biochemických procesov zapríčinilo smrť živých organizmov. [7] 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.[8] Táto hypotéza však úplne nevysvetľuje intenzitu magnetického poľa neutrónových hviezd. [8] Sú tu aj teórie, ktoré vznik magnetického poľa vysvetľujú jednoducho ako gravitačné zrútenie hviezd s neobvykle silným magnetickým poľom.
Hustota a vnútorná štruktúra
Podrobné zloženie a aj samotná štruktúra neutrónových hviezd predstavuje ešte stále veľký otáznik. Podrobnejší obraz o vnútri sme si vytvorili podľa presného štúdia zmien rýchlosti otáčania neutrónovej hviezdy, alebo (ako nám neskôr umožnili vesmírne röntgenové teleskopy) podľa priameho určenia súvislostí medzi hmotnosťou a jej polomerom pomocou merania vyžarovaného spektra z povrchu. Prierez neutrónovou hviezdou by vyzeral veľmi podobne ako rez štruktúrou Zeme-začali by sme plášťom, pokračovalo by tekuté vnútro a pravdepodobne aj pevné jadro.[1] Celková hustota neutrónových hviezd je približne 5,9 x 1017 kg/m3 (4,1 × 1014 násobok hustoty Slnka), pričom hustota atómového jadra je 3 × 1017 kg / m3, čo vysvetľuje neuveriteľnú hustotu, ktoré neutrónové hviezdy po zrútení bieleho trpaslíka dosahujú. Vonkajší plášť by mal byť tvorený zo železa, ale pri čoraz vyšších hustotách, ktoré dosahujú hodnoty 6 × 1017 kg/m3, by sa mali vyskytovať neobyčajné jadra bohaté na neutróny-ku príkladu jadra z niklu, kryptonu či germánia-ktoré by boli usporiadané v kryštalickej štruktúre.[1] Hlboko pod plášťom hustota dosahuje až 1014 gramov na centimeter kubický. Za týchto podmienok sa hmota vyskytuje prevažne v podobe voľných neutrónov, ktoré vykazujú vlastnosti analogické tekutému héliu na Zemi pri teplotách blížiacich sa ku absolútnej nule. Priamo v jadre, kde je hustota niekoľko krát vyššia ako 1014 g/cm3 , platia (nám) neznáme fyzikálne mechanizmy. Predpokladá sa, že v jadre sa nachádza ten najhustejší materiál vo vesmíre, miliárd krát hustejší ako železo. Podľa iných, stále kontroverznejších variant, sa v jadre nachádzajú tzv. podivné kvarkové hrudky-pevné látky zložené z neviazaných protónov, neutrónov a ďalších elementárnych častíc.[1]
Referencie
- ↑ a b c d e f BEGELMAN, REES, Mithchell. Osudová přitažlivost gravitace. Martin : Argo, 2010. ISBN 978-80-257-0806-4.
- ↑ 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)
- ↑ Lattimer, James M. (2015). "Introduction to neutron stars". American Institute of Physics Conference Series. AIP Conference Proceedings. 1645 (1
- ↑ Green, Simon F.; Jones, Mark H.; Burnell, S. Jocelyn (2004). An Introduction to the Sun and Stars
- ↑ Zahn, Corvin (1990-10-09). "Tempolimit Lichtgeschwindigkeit
- ↑ Neutron Stars, Pulsars, and Magnetars - Introduction [online]. imagine.gsfc.nasa.gov, [cit. 2021-06-20]. Dostupné online.
- ↑ Sky & Telescope [online]. 2005-11-18, [cit. 2021-06-20]. Dostupné online. (po anglicky)
- ↑ a b Reisenegger, A. (2003). "Origin and Evolution of Neutron Star Magnetic Fields"
- ↑ BEGELMAN, REES, Mitchell, Martin. Osudová přitažlivost gravitace. [s.l.] : Argo, 2010. ISBN 978-80-257-0806-4. S. 57-58.
Iné projekty
Commons ponúka multimediálne súbory na tému Neutrónová hviezda
