Neutrónová hviezda: Rozdiel medzi revíziami

[[Súbor:Colliding neutron stars ESA385307.jpg|náhľad|280x280bod|Simulácia kolízie dvoch hmotných neutrónových hviezd, prostredníctvom ktorej vznikli v priestore[[Časopriestor|časopriestore]] [[Gravitačná vlna|''gravitačné vlny'']]. ]]

'''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 2,116 hmotnosti Slnka. Po prekročení 2,116-násobku hmotnosti Slnka (''Oppenheimerova-Volkoffova medza''), by gravitačný kolaps hviezdy pokračoval až do vzniku objektu s extrémne silnou gravitáciou – [[čierna diera|čiernej diery]].

[[Súbor:Crab Nebula pulsar x-ray.jpg|vľavo|náhľad|Rýchlo rotujúca neutrónová hviezda-pulzar- v srdci [[Krabia hmlovina|Krabej hmloviny]] (''biela bodka blízko stredu''). Objavenie pulzaru J. Cockeom, D. Taylorom a M. Disneyom po niekoľkých rokoch prinieslo odpoveď na otázku, prečo Krabia hmlovina jasne žiari.|200x200bod]]

[[Súbor:1997NeutronStar.jpg|náhľad|Prvé priame pozorovanie neutrónovej hviezdy ( [[RX J1856.5−3754]]) vo viditeľnom svetle.|269x269bod]]

V roku 1967 sa študentke na MRAO (Milliard Radio Astronomy Observatory) [[Jocelyn Burnellová|Jocelyn Bell Burnellovej]] a vedúcouvedúcim jej práce [[Antony Hewish|Antony Hewishom]] pri preskúmavaní nočnej oblohy novým [[Rádioteleskop|rádioteleskopom]], náhodne podarilo objaviť zdroj vysielajúci pravidelné pulzy rádiových vĺn v 1,3 sekundových intervaloch-išlo o rádiový signál od vzdialenej a izolovanej neutrónovej hviezdy ''PSR B1919+21.'' ČoskoroNeskôr bolosa takýchto hviezdobjektov objavenýchpodarilo objaviť viac a nielenže sa existencia neutrónových hviezd potvrdila, ale so zodpovedanou otázkou sa vynoril aj ďalší otáznik. Každákaždý takátoz hviezdanich "tykala"tykal s pravidelnou periódou- povaha týchto zdrojov, nazývaných ako pulzary, ostala po určitý čas nejasná. Thomas Gold a Franco Pacini navrhli, že oným zdrojom sú rotujúce neutrónové hviezdy.

O rok neskôr vykonávali John Cocke, Don Taylor a Michael Disney pozorovania hviezdy v [[Krabia hmlovina|Krabej hmlovine]]. Zistili, že hviezda v strede hmloviny bliká 30 krát za sekundu-objavenie. Objavenie pulzaru v srdci Krabej hmloviny prvý krát preukázalo, že pulzary sú rotujúce neutrónové hviezdy. Objav rýchle točiaceho sa pulzaru vyriešil záhadu, prečo hmlovina stále tak jasne žiari.<ref name=":0" />

V roku 1974 bola Antony Hewisovi za jeho hlavnú úlohu v objave pulzarov udelená Nobelova cena, bez Jocelyn Bellovej, ktorá sa o objav prepred tým podelila. Don Backer objavil v roku 1982 prvý milisekundový pulzar PSR B1937+21. Rotoval 642 krát za sekundu a po dobu 24 rokov ostal do objavu pulzaru PSR J1748-2446ad (rotujúci viac ako 700 krát za sekundu) najrýchlejšie rotujúcim milisekundovým pulzarom.

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☉14M☉. I keď sa predpokladá, že za hranicou 2,166 M☉ nastane gravitačný kolaps ďalej pokračujúci do vzniku čiernej diery, najmenšia pozorovateľná hmotnosť pozorovaných čiernych dier je 5 M☉. Preto boli medzi 2,6M☉16M☉ 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 10¹¹ do 10¹² 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 10⁶ 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.

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 10¹⁷ kg/m³ (4,1 × 10¹⁴ násobok hustoty Slnka), pričom hustota atómového jadra je 3 × 10¹⁷ 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 × 10¹⁷ kg/m³, 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 10¹⁴ 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 10¹⁴ g/cm³ , 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" />