Neutrónová hviezda: Rozdiel medzi revíziami

 

 

== Vznik ==

 

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]].

 

 

 

== 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. ]]

 

== Výskyt vo vesmíre ==

 

== Žiarenie ==

 

[[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.

 

 

 

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.