Neutrónová hviezda: Rozdiel medzi revíziami

Pridaných 1 531 bajtov ,  pred 7 mesiacmi
Napísanie o hustote a štruktúre.
d
(Napísanie o hustote a štruktúre.)
 
===== 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 =====
 
===== 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.|240x240bod]]
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 10810<sup>8</sup>-101110<sup>11</sup> 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 [[Anomálny röntgenový pulzar (AXP)|anomálne röntgenové pulzary (AXP)]]. Ich magnetické pole je také silné, že spôsobuje "rozpad" kôry samotnej neutrónovej hviezdy (''pozri Vnútorná štruktúra''), pričom tento rozpad sprevádzajú krátke, mohutné svetelné záblesky žiarenia gama sa periódouuvoľňuje 5sa obrovské množstvo energie. Magnetar ''SGR 1806-820'' sekúnduvoľnil pri výbuchu, ktorý trval 1 desatinu sekundy, viac energie ako Slnko za posledných 100 000 rokov.<ref>{{Citácia elektronického dokumentu|titul=Neutron Stars, Pulsars, and Magnetars - Introduction|url=https://imagine.gsfc.nasa.gov/science/objects/neutron_stars1.html|vydavateľ=imagine.gsfc.nasa.gov|dátum prístupu=2021-06-20}}</ref> Magnetické pole magnetarov by už zo vzdialenosti 1000 km dokázalo deformovať elektrónové obaly atómov živej hmoty, čím by v dôsledku narušenia biochemických procesov zapríčinilo smrť živých organizmov. <ref>{{Citácia elektronického dokumentu|titul=Sky & Telescope|url=https://skyandtelescope.org/astronomy-news/powerful-magnetar-blast-from-another-galaxy/|dátum vydania=2005-11-18|dátum prístupu=2021-06-20|jazyk=en-US}}</ref> 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" /> Sú tu aj teórie, ktoré vznik magnetického poľa vysvetľujú jednoducho ako gravitačné zrútenie hviezd s neobvykle silným magnetickým poľom.
 
===== VnútornáHustota a vnútorná štruktúra =====
[[Súbor:Neutron star 2.png|náhľad|230x230bod|Vnútorná štruktúra neutrónovej hviezdy. Hmota vnútri jadra je 10<sup>14</sup> krát hustejšia ako voda, jej hustota presahuje aj hustotu atómového jadra. Na obrázku sú zobrazené tri teoretické modely, ktoré opisujú štruktúru neutrónovej hviezdy s polomerom 10 až 16 km. '''Modrá'''-vonkajšia časť '''svetlo-fialová-''' vnútorná časť (supratekuté neutróny) '''tmavo-fialová-'''jadro '''fialová-'''vnútorné jadro (neznáme fyzikálne mechanizmy. <ref>{{Citácia knihy|priezvisko=Begelman, Rees|meno=Mitchell, Martin|titul=Osudová přitažlivost gravitace|vydavateľ=Argo|rok=2010|isbn=978-80-257-0806-4|strany=57-58}}</ref>]]
Často sme predpokladali, že stavba neutrónovej hviezdy je jednoduchá: povrch tvorí pevná kôra a vnútri sa nachádza tekuté jadro. Avšak podľa nových výskumov a matematicko-fyzikálnych modelov predpokladáme, že stavba bude o čosi zložitejšia. 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
Podrobné zloženie a aj samotná štruktúra neutrónových hviezd predstavuje ešte stále veľký otáznik. Podrobnejší obraz o vnútri sme si vytvorili podľa presného štúdia zmien rýchlosti otáčania neutrónovej hviezdy, alebo (ako nám neskôr umožnili vesmírne röntgenové teleskopy) podľa priameho určenia súvislostí medzi hmotnosťou a jej polomerom pomocou merania vyžarovaného spektra z povrchu. Prierez neutrónovou hviezdou by vyzeral veľmi podobne ako rez štruktúrou Zeme-začali by sme plášťom, pokračovalo by tekuté vnútro a pravdepodobne aj pevné jadro.<ref name=":0" /> Celková hustota neutrónových hviezd je približne 5,9 x 10<sup>17</sup> kg/m<sup>3</sup> (4,1 × 10<sup>14</sup> násobok hustoty Slnka), pričom hustota atómového jadra je 3 × 10<sup>17</sup> kg / m3, čo vysvetľuje neuveriteľnú hustotu, ktoré neutrónové hviezdy po zrútení bieleho trpaslíka dosahujú. Vonkajší plášť by mal byť tvorený zo železa, ale pri čoraz vyšších hustotách, ktoré dosahujú hodnoty 6 × 10<sup>17</sup> kg/m<sup>3</sup>, by sa mali vyskytovať neobyčajné jadra bohaté na neutróny-ku príkladu jadra z niklu, kryptonu či germánia-ktoré by boli usporiadané v kryštalickej štruktúre.<ref name=":0" /> Hlboko pod plášťom hustota dosahuje až 10<sup>14</sup> gramov na centimeter kubický. Za týchto podmienok sa hmota vyskytuje prevažne v podobe voľných neutrónov, ktoré vykazujú vlastnosti analogické tekutému héliu na Zemi pri teplotách blížiacich sa ku absolútnej nule. Priamo v jadre, kde je hustota niekoľko krát vyššia ako 10<sup>14</sup> g/cm<sup>3</sup> , platia (nám) neznáme fyzikálne mechanizmy. Predpokladá sa, že v jadre sa nachádza ten najhustejší materiál vo vesmíre, miliárd krát hustejší ako železo. Podľa iných, stále kontroverznejších variant, sa v jadre nachádzajú tzv. ''podivné kvarkové hrudky''-pevné látky zložené z neviazaných protónov, neutrónov a ďalších elementárnych častíc.<ref name=":0" />
| 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- vedci jej tvar a správanie často 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, to sú však len hrubé domnienky.<ref name=":1" />
 
== Typy neutrónových hviezd ==
51

úprav