Neutrónová hviezda: Rozdiel medzi revíziami
Bez shrnutí editace |
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 |
||
| Riadok 1: | Riadok 1: | ||
[[Súbor:Moving heart of the Crab Nebula.jpg|náhľad|Neutrónová hviezda v srdci [[Krabia hmlovina|Krabej hmloviny.]] ]] |
|||
| ⚫ | |||
| ⚫ | '''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]]. Neutrónové hviezdy sa ďalej delia na [[Pulzar|pulzary]] a [[Magnetar|magentary.]] |
||
[[Súbor:Accretion Disk Binary System.jpg|thumb|Umelecká predstava [[dvojhviezda|dvojhviezdy]], pričom jedna zo zložiek je neutrónová hviezda, na ktorú dopadá hmota druhej zložky]] |
|||
| ⚫ | |||
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 pravdepodobne najťažšiu neutrónovú hviezdu. Ide o objekt |
V roku 2019 objavili pravdepodobne najťažšiu neutrónovú hviezdu. Ide o objekt '''J0740+6620''', ktorý váži približne 2,14-krát viac ako Slnko.<ref>{{Citácia elektronického dokumentu |
||
| priezvisko = |
| priezvisko = |
||
| meno = |
| meno = |
||
| Riadok 20: | Riadok 19: | ||
}}</ref> |
}}</ref> |
||
== |
== Vznik == |
||
Neutrónové hviezdy sú zložené z materiálu s extrémnou hustotou, prevažne z [[neutrón]]ov. Tento materiál vzniká pri výbuchu supernovy extrémnym tlakom, ktorý spôsobí zatlačenie [[elektrón]]ov do [[atómové jadro|atómových jadier]] a následnou premenou [[protón]]ov na neutróny. Neutrónové hviezdy majú priemer 10 – 30 kilometrov. Obrovská hmotnosť hviezdy stlačená do takého malého objemu znamená obrovskú [[hustota|hustotu]], ktorá dosahuje väčšie hodnoty než 10<sup>14</sup> g/cm<sup>3</sup>. Tlak degenerovaného neutrónového plynu pôsobí proti obrovskej vlastnej gravitácii a zabraňuje ďalšiemu [[Gravitačný kolaps (astronómia)|gravitačnému kolapsu]]. |
|||
===== Degenerovaný tlak ===== |
|||
| ⚫ | |||
Každá [[hviezda]] vo vesmíre spaľuje [[vodík]] pomocou [[Jadrová fúzia|jadrovej fúzie]] v jej jadru na [[hélium]], poprípade na ťažšie prvky, čím vzniká [[tlak]], ktorý bráni [[Gravitácia|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 [[Fúzia|fúziu]] hélia a keď sa jej minie aj ten, svoju hornú plynnú vrstvu odhodí v podobe [[Planetárna hmlovina|planetárnej hmloviny]] a jej jadro sa zmenší na [[Biely trpaslík|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.<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> Na rozdiel od iných hviezd, ich náhodný pohyb častíc ''nezávisí'' na [[Teplota|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.<ref name=":0" /> Tento jav zabraňuje [[Fermión|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 [[Hustota (objemová hmotnosť)|hustotu]] miliónkrát vyššiu, ako je hustota [[Voda|vody]]. |
|||
[[Súbor:Star Chart.jpg|náhľad|Porovnanie veľkostí: '''neutrónová hviezda''', [[biely trpaslík]], [[hnedý trpaslík]], [[červený trpaslík]], [[žltý trpaslík]], [[modrý trpaslík]], [[červený obor]], [[modrý obor]], [[modrý nadobor]], [[modrý hyperobor]], [[červený nadobor]], [[žltý hyperobor]], [[červený hyperobor]]]] |
|||
| ⚫ | 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]]. |
||
'''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,<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 "Chandrasekharovu medz" gravitačne zrútil za ani nie sekundu. Pri výbuchu supernovy 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>''' |
|||
== 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 [[Magnetické pole|magnetickým poľom.]] Pod atmosférou sa nachádza pevná "kôra" hviezdy, ktorá je extrémne tvrdá a veľmi hladká-maximálne nepravidelnosti dosahujú 5 [[Milimeter|mm]].<ref name=":1">{{Citácia knihy|meno=Haensel, Paweł; Potekhin, Alexander Y.; Jakovlev, Dmitrij|titul=Neutron Stars|rok=2007|isbn=978-0-387-33543-8}}</ref> Čím viac sa postupuje do vnútra, tým väčšie a väčšie tlaky tam narastajú.<ref name=":1" /> Takéto jadrá by sa už na [[Zem|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 [[Neutrón|neutróny]]. Od tohto bodu sa (pre nás) známa hmota správa podľa modelov veľmi zvláštne, že im vedci priraďujú k [[Cestovina|cestovinám]] (od toho aj názov '''nukleárne cestoviny''').<ref name=":1" /> 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.<ref name=":1" /> |
|||
| ⚫ | |||
[[Súbor:RX J1856.5-3754.jpg|náhľad|Snímok '''RX J1856.5−3754''']] |
|||
| ⚫ | 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). |
||
====== Charakteristiky '''RX J1856.5−3754''' ====== |
|||
{| class="wikitable" |
|||
|+''Astronomické údaje o '''RX J1856.5−3754''''' |
|||
!Súhvezdie |
|||
!Správne nanebovstúpenie |
|||
!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 == |
||
| Riadok 32: | Riadok 66: | ||
== Iné projekty == |
== Iné projekty == |
||
{{projekt}} |
{{projekt}} |
||
{{Astronomický výhonok}} |
|||
{{Hviezdy}} |
{{Hviezdy}} |
||
Verzia z 11:59, 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 pravdepodobne najťažšiu neutrónovú hviezdu. Ide o objekt J0740+6620, ktorý váži približne 2,14-krát viac ako Slnko.[1]
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.[2] 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.[2] 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,[2] 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.[3] Čím viac sa postupuje do vnútra, tým väčšie a väčšie tlaky tam narastajú.[3] 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).[3] 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.[3]
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).
Charakteristiky RX J1856.5−3754
| Súhvezdie | Správne nanebovstúpenie | Deklinácie | Zdanlivá magitúda |
|---|---|---|---|
| Corona Australis[4] | 18h 56m 35s[4] | −37° 54′ 36"[4] | ~25,6[4] |
| Hmotnosť | Polomer | Odhadovaný vek |
|---|---|---|
| 0,9 M[4] | 19 – 41 km[4] | 1 milión rokov[4] |
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)
- ↑ 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.
- ↑ a b c d e f g RX J185635-3754 [online]. www.astro.sunysb.edu, [cit. 2021-04-03]. Dostupné online.
Iné projekty
Commons ponúka multimediálne súbory na tému Neutrónová hviezda
