Neutrónová hviezda: Rozdiel medzi revíziami

Pridaných 3 493 bajtov ,  pred 7 mesiacmi
Napísanie o fyzikálnych vlastnostiach, ´vnútorná štruktúra´ a ´typy neutrónových hviezd´ ešte budem upravovať.
(Úprava úvodu, fyzikálne charakteristiky (budem v nich pokračovať).)
Značky: vizuálny editor odstránenie referencie
(Napísanie o fyzikálnych vlastnostiach, ´vnútorná štruktúra´ a ´typy neutrónových hviezd´ ešte budem upravovať.)
{{Pracuje sa}}
[[Súbor:Colliding neutron stars ESA385307.jpg|náhľad|280x280bod|Simulácia kolízie dvoch hmotných neutrónových hviezd.]]
'''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 32,1 hmotnosti Slnka. Po prekročení 32,1-násobku hmotnosti Slnka (''Oppenheimerova-Volkoffova medza''), by gravitačný kolaps hviezdy pokračoval až do vzniku objektu s extrémne silnou gravitáciou – [[čierna diera|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 J1856.5−3754|RX J185635-3754]] vďaka Hubbleovmu vesmírnemu teleskopu v 90. rokoch 20. storočia bolo detegovaných niekoľko blízkych neutrónových hviezd, ktoré zjavne emitujú iba tepelné žiarenie.
 
===== 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 [[Teplota|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<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>- zabraňuje tak [[Fermión|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 [[Hustota (objemová hmotnosť)|hustotu]] miliónkrát vyššiu, ako je hustota [[Voda|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,<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 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 [[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>'''.''' 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.<ref>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)</ref> 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 10<sup>11</sup> do 10<sup>12</sup> K.<ref>Lattimer, James M. (2015). "Introduction to neutron stars". ''American Institute of Physics Conference Series''. AIP Conference Proceedings. '''1645''' (1</ref> V priebehu niekoľkých rokov však žiarenie vďaka veľkému emitovaniu neutrín a fotónov rapídne klesne zhruba na 10<sup>6</sup> 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 =====
[[Súbor:Neutronstar 2Rs.svg|náhľad|''Gravitačná výchylka'' svetla na neutrónovej hviezde. Vďaka relativistickému vychýleniu svetla je viditeľná viac ako polovica povrchu.]]
Gravitačná sila priemernej neutrónovej hviezdy dosahuje vysoké hodnoty- gravitačné pole neutrónovej hviezdy je približne 2000 krát silnejšie ako má Zem.<ref>'''Green, Simon F.; Jones, Mark H.; Burnell, S. Jocelyn (2004)'''. ''An Introduction to the Sun and Stars''</ref> 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.<ref>'''Zahn, Corvin (1990-10-09)'''. "Tempolimit Lichtgeschwindigkeit</ref> Ak je polomer neutrónovej hviezdy 3GM / c<sup>2</sup> (kde GM znamená súčin gravitačnej konštanty a hmotnosti telesa, a c<sup>2</sup> 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 (''pozri Vnútorná štruktúra''), pričom tento rozpad sprevádzajú krátke svetelné záblesky žiarenia gama s periódou 5-8 sekúnd. 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.<ref name=":3">'''Reisenegger, A. (2003).''' "Origin and Evolution of Neutron Star Magnetic Fields"</ref> Táto hypotéza však úplne nevysvetľuje intenzitu magnetického poľa neutrónových hviezd.<ref name=":3" />
 
===== Vnútorná štruktúra =====
 
== Typy neutrónových hviezd ==
''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. 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).Neutrónové hviezdy sa klasifikujú do rôznych kategórií podľa ich fyzikálnych charakteristík:''
 
* '''Magnetary'''
 
[[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)]]'''
 
Anomálne röntgenové pulzary, skrátene AXP (''Anomalous X-ray pulsar),'' sú relatívne mladé, izolované a vysoko magnetizované neutrónové hviezdy, o ktorých sa v súčasnosti predpokladá, že ide o magnetary. Tieto neutrónové hviezdy sa vyznačujú svojimi pomalými periódami rotácie (viz. tabuľku). Od roku 2017 je potvrdených 12 AXP pulzarov.
{| class="wikitable"
|+Zoznam kandidátov na AXP a ich odhadovaná rotačná perióda (od roku 2003)<ref name=":2" />
!Názov AXP pulzaru
!Rotačná perióda (v sekundách)
|-
|''AXP 1RXS 1708-40''
|11,0
|-
|''AXP 1E 1048-59''
|6,45
|-
|''AXP CXJ0110-7211''
|5,44
|-
|''AXP 1E 1841-045''
|11,8
|-
|''AXP AXJ1844-0258''
|6,97
|-
|''AXP 4U 0142+61''
|8,69
|-
|''AXP 1E 2259+586''
|6,98
|}
 
==== Binárne systémy: ====
''V našom pozorovateľnom vesmíre je približne 5% binárnych systémov, ktoré sú tvorené neutrónovou hviezdou, pričom druhá zložka pozostáva z plazmovej hviezdy, bieleho trpaslíka, červeného obra, poprípade aj z druhej neurónovej hviezdy či v niektorých prípadoch aj z čiernej diery. Spojenie dvoch neutrónových hviezd alebo čiernej diery v rámci binárneho systému bolo zistené prostredníctvom gravitačných vĺn.''
* '''Nízkohmotné röntgenové binárne súbory (LMXB)'''
 
 
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.
 
== Video-Galéria ==
<gallery widths="150" heights="170">
Súbor:Neutron star collision.ogv|Simulácia ''kolízie'' dvoch neutrónových hviezd.
Súbor:Neutron Star Manhattan.ogv
</gallery>
 
== Referencie ==
51

úprav