Neutrónová hviezda: Rozdiel medzi revíziami

Pridaných 5 617 bajtov ,  pred 9 mesiacmi
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.
(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: vizuálny editor prvá úprava redaktora
[[Súbor:Moving heart of the Crab Nebula.jpg|náhľad|Neutrónová hviezda v srdci [[Krabia hmlovina|Krabej hmloviny.]] ]]
[[Súbor:Neutron star cross section-sk.svg|thumb|Prierez neutrónovou hviezdou]]
'''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]]. AkNeutrónové neutrónováhviezdy hviezdasa rotujeďalej adelia vysielana pritom[[Pulzar|pulzary]] rýchle záblesky žiarenia, hovoríme oa [[pulzarMagnetar|magentary.]]e.
[[Súbor:Accretion Disk Binary System.jpg|thumb|Umelecká predstava [[dvojhviezda|dvojhviezdy]], pričom jedna zo zložiek je neutrónová hviezda, na ktorú dopadá hmota druhej zložky]]
'''Neutrónová hviezda''' je vesmírny objekt, ktorý vznikne po výbuchu [[supernova|supernovy]]. Je to [[degenerovaná hviezda]] z neutrónového plynu, záverečné štádium vývoja hmotných [[hviezda|hviezd]]. Ak neutrónová hviezda rotuje a vysiela pritom rýchle záblesky žiarenia, hovoríme o [[pulzar]]e.
 
JejHmotnosť hmotnosťneutrónových hviezdy je vždy väčšia, ako 1,4 [[hmotnosť Slnka|hmotnosti Slnka]], ale menšia, než 3 hmotnosti Slnka. Po prekročení 3-násobku hmotnosti Slnka (táto hranica je známa ako [[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 [['''J0740+6620]]''', ktorý váži približne 2,14-krát viac ako Slnko.<ref>{{Citácia elektronického dokumentu
| priezvisko =
| meno =
}}</ref>
 
== ZloženieVznik ==
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&nbsp;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 =====
== Výskyt ==
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.''
[[Súbor:Neutron star cross section-sk.svg|thumbnáhľad|PrierezHypotetický prierez neutrónovou hviezdou. ]]
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" />
 
== Výskyt vo vesmíre ==
[[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 ==
== Iné projekty ==
{{projekt}}
 
 
{{Astronomický výhonok}}
 
{{Hviezdy}}
51

úprav