Neutrónová hviezda: Rozdiel medzi revíziami

Pridaných 947 bajtov ,  pred 1 rokom
chýba zhrnutie úprav
(Prepojenie stránky so stránkou PSR J0108−1431.)
No edit summary
[[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.]].
 
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]].
 
== Vznik ==
 
===== 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]].
 
=== Chandrasekharova medza ===
'''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 "[[Chandrasekharova medza|Chandrasekharovu medz"medzu]] 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>'''. {{chýba citácia}}
 
== 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.svg|náhľad|Hypotetický 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" />
| priezvisko = Haensel
| meno = P.
| autor =
| odkaz na autora =
| priezvisko2 =
| meno2 =
| autor2 = A.Y. Potekhin
| odkaz na autora2 =
| priezvisko3 =
| meno3 =
| autor3 = D.G. Yakovlev
| odkaz na autora3 =
| titul = Neutron Stars 1 (Equation of State and Structure)
| vydanie =
| vydavateľ = Springer Science & Business Media
| miesto =
| rok = 2006
| počet strán = 620
| url =
| isbn = 978-0-387-33543-8
| kapitola =
| strany =
| jazyk =
}}</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|SnímokSnímka '''[[RX J1856.5−3754''']]|205x205bod]]
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 [[akréčnyakrečný 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).
 
== Žiarenie ==
 
====== ''Pulzary'' ======
{{hlavný článok|pulzar}}
''Viac v hlavnom článku: [[Pulzar|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 veľmi málo objavených).
Pojem neutrónová hviezda prvý krát použili [[Astrofyzika|astrofyzici]] [[Wilhelm Heinrich Walter Baade|Walter Baade]] a [[Fritz Zwicky]] na stretnutí Americkej fyzikálnej spoločnosti v decembri [[1993]], kedy zdôraznili, že po [[Explózia|výbuchu]] hmotnej [[Hviezda|hviezdy]] ([[Supernova|výbuch supernovy]]) by sa hviezda mohla premeniť na hviezdu, ktorá by pozostávala z extrémne tesne nabalených [[Neutrón|neutrónov]].<ref>{{Citácia periodika|titul=Possible Existence of a Neutron|url=https://www.nature.com/articles/129312a0|periodikum=Nature|dátum=1932-02|dátum prístupu=2021-04-04|ročník=129|číslo=3252|strany=312–312|issn=1476-4687|doi=10.1038/129312a0|jazyk=en|meno=J.|priezvisko=Chadwick}}</ref> V tej dobe sa ale uvažovalo, že neutrónové hviezdy sú až príliš slabé na to, aby ich bolo s vtedajšou technikov možné detekovať. V roku [[1967]] [[Franco Panin]]<nowiki/>i poukázal, že že ak sa neutrónové hviezdy točia a majú zároveň silné [[magnetické pole]], budú emitovať silné [[Elektromagnetické vlnenie|elektromagnetické]] a [[rádiové vlny]]. Hneď na to bol rádioastronónom [[Antony Hewish|Antony Hewisom]] a jeho výskumnou asistentkou [[Jocelyn Burnellová|Jocelyn Bellovou]] v [[Cambridge|Cambridgi]] zachytili krátke, no zato po určitých časových intervaloch opakujúce sa rádiové impulzy z [[Pulzar|pulzaru]]. Išlo o naozaj prevratný objav a jeden z prvých dôkazov, že neutrónové hviezdy skutočne existujú-v roku 1974 bola preto Hewisovi udelená [[Nobelova cena]] za fyziku, hoci bez Jocelyn Bellovej, ktorá sa objav predtým podelila.
 
Neskôr sa ukázalo, že nezvyčajný zdroj, ktorý v roku [[1965]] objavili Antonius Hewish a [[Samuel Okoye]] v strede [[Krabia hmlovina|Krabej hmloviny]], je v skutočnosti pulzar (znamýznámy ako aj krabí pulzar), ktorý bol výsledkom výbuchu [[Supernova|supernovy]] v roku [[1054]]. <ref>'''Hewish,{{Citácia A.elektronického & Okoye'''-''"Evidence of an unusual source of high radio brightness temperature in the Crab'' Nebula". Nature (1965)</ref>dokumentu
| priezvisko =
| meno =
| autor = HEWISH, A., OKOYE, S.
| odkaz na autora =
| titul = Evidence for an Unusual Source of High Radio Brightness Temperature in the Crab Nebula
| url = https://www.nature.com/articles/207059a0
| vydavateľ = nature.com
| dátum vydania = 1965-07-03
| dátum aktualizácie =
| dátum prístupu = 2021-04-07
| miesto =
| jazyk =
}}</ref>
 
V roku [[1967]] robil [[Iosif Shklovsky]] optické a röntgenové pozorovania röntgenového zdroja [[Škorpión X-1|Škorpióna X-1]] a správe usúdil, že žiarenie z tohto zdroja v skutočnosti pochádza z neutrónovej hviezdy, ktorá sa nachádzala vo fáze [[Akcelerácia|akcelerácie]]. <ref>'''Shklovsky'''-''"On{{Citácia theelektronického Nature of the Source of X-Ray Emission of SCO XR-1"''. ''Astrophysical Journal''. (April 1967)</ref>dokumentu
| priezvisko =
| meno =
| autor = Shklovsky, I. S.
| odkaz na autora =
| titul = On the Nature of the Source of X-Ray Emission of Sco XR-1.
| url = http://adsabs.harvard.edu/full/1967ApJ...148L...1S
| vydavateľ = Astrophysical Journal, vol. 148, p.L1
| dátum vydania = 1967
| dátum aktualizácie =
| dátum prístupu = 2021-04-07
| miesto =
| jazyk = en
}}</ref>
 
V roku [[1967]] Jocelyn Bell Burnell a Antony Hewish objavili pravidelné rádiové impulzy z pulzaru '''PSR B1919+21''', ktorý bol neskôr interpretovaný ako izolovaná rotujúca neutrónová hviezda. Skúmaním tohto pulzaru sa zistilo, že zdrojom energie pulzaru je práve rotačná [[energia]] neutrónovej hviezdy.
57 265

úprav