Neutrónová hviezda: Rozdiel medzi revíziami

Pridaných 2 541 bajtov ,  pred 6 mesiacmi
Planéty pri neutrónových hviezdach- začiatok písania o "neutrónových" planétach.
d
(Planéty pri neutrónových hviezdach- začiatok písania o "neutrónových" planétach.)
V roku 2019 sa vedcom podarilo objaviť (doteraz) najhmotnejšiu neutrónovú hviezdu- ''J0740+6620.'' Ide o pulzar, ktorý je súčasťou binárneho systému, dvojhviezdy s bielym trpaslíkom. Hmotnosť J0740+6620 bola určená na 2,14 násobok hmotnosti Slnka, čo je veľmi tesne k teoretickej hornej hranici hmotnosti neutrónových hviezd.
 
==== Planéty pri neutrónových hviezdach ====
== Vznik a fyzikálne vlastnosti ==
Z nedávnych objavov je už oficiálne potvrdené, že neutrónové hviezdy, resp. pulzary alebo iné rýchlo otáčajúce sa neutrónové hviezdy môžu hostiť planéty. Keď okolo pulzaru obieha určitý objekt (v tomto prípade planéta), spôsobí pravidelné zmeny v jeho pulzácií, čo vie byť zistené pomocou presných časových meraní.
 
Oznámenie o vôbec prvej planéte, ktorá obieha okolo neutrónovej hviezdy, je z roku 1991, kedy Andrew G. Lyne objavil planétu rotujúcu okolo pulzaru PSR 1829–10. O rok na to Aleksander Wolszczan a Dale Frail oznámili objav planetárneho systému okolo milisekundového pulzaru PSR 1257 + 12. Išlo o prvé [[Extrasolárna planéta|extrasolárne planéty]], u ktorých sa existencia skutočne potvrdila.
===== 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=}}</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'').
Z údajov z roku 2000 sa zistilo, že milisekudnový pulzar PSR B1620–26 má spoločníka- konkrétne cirkubinárnu planétu (planéta, ktorá obieha dve hviezdy namiesto jednej), pomenovanú ako PSR B1620–26 b ktorá zároveň obieha okolo bieleho trpaslíka WD B1620–26. Vek planéty sa udáva podľa odhadov na až 12,6 miliárd rokov,<ref>{{Citácia elektronického dokumentu|titul=Found! Oldest Known Alien Planet That Might Support Life|url=https://www.space.com/26115-oldest-habitable-alien-planet-kapteyn-b.html|vydavateľ=Space.com|dátum prístupu=2021-07-08|jazyk=en|meno=Mike Wall 03|priezvisko=June 2014}}</ref> čo z nej robí doteraz najstaršiu objavenú planétu v histórii.
{| class="wikitable"
|+Zoznam niekoľkých potvrdených planét, ktoré obiehajú neutrónové hviezdy.
!Názov pulzaru
!Názov objektu
!Hmotnosť
!Rok objavu
|-
|PSR B1620-26
|PSR B1620-26 b
|2.5 ''M''<sub>J</sub>
|2003
|-
|PSR B1257+12
[[Súbor:Location of pulsar B1620-26.jpg|bezrámu|80x80bod]]
 
|PSR B1257+12 A
PSR B1257+12 B
 
PSR B1257+12 C
|0.020 ''M''<sub>⊕</sub>
4.3 ''M''<sub>⊕</sub>
 
3.90 ''M''<sub>⊕</sub>
|1994
1992
 
1992
|-
|PSR B1957+20
[[Súbor:B1957 comp.jpg|bezrámu|80x80bod]]
 
|PSR B1957+20 b
|22 ''M<sub>J</sub>''
|1988
|}
 
===== Vznik =====
[[Súbor:Neutronstarsimple.png|náhľad|269x269bod|Zjednodušený proces vzniku neutrónovej hviezdy. '''Horný riadok'''- vonkajšie vrstvy masívnej hviezdy sa začnú rútiť na vnútorné jadro, čím vzniká rázová vlna. '''Stredný riadok-''' hmota klesajúcich vrstiev sa stláča, čo spôsobí výbuch neutrín a zahreje plyn vo vnútri. '''Spodný riadok-''' hviezda vybúcha ako supernova, vzniká silná rázová vlna, ktorá odhodí vonkajšie vrstvy rýchlosťou až 20 000 kilometrov za sekundu. Z jadra vznikne neutrónová hviezda. ]]
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=}}</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'').
 
== Vznik a fyzikálneFyzikálne vlastnosti ==
 
===== 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 2,14M☉. I keď sa predpokladá, že za hranicou 2,6 M☉ nastane gravitačný kolaps ďalej pokračujúci do vzniku čiernej diery, najmenšia pozorovateľná hmotnosť pozorovaných čiernych dier je 5 M☉. Preto boli medzi 2,16M☉ a 5M☉ navrhnuté rôzne hypotetické hviezdy, ako napr. ''[[Kvarková hviezda|kvarkové hviezdy]]'', no stále sa ich (teoretická) existencia nepotvrdila, hoci existujú kandidáti na tento typ hviezd. 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.
 
'''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 =====
[[Súbor:Neutronstar 2Rs.svg|náhľad|''Gravitačná výchylka'' svetla na neutrónovej hviezde. Vďaka relativistickému vychýleniu svetla je viditeľná viac ako polovica povrchu.|240x240bod230x230pixelů]]
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 výhodnéhovýchodného, 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 10<sup>8</sup>-10<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 a uvoľňuje sa obrovské množstvo energie. Magnetar ''SGR 1806-20'' uvoľnil 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.
 
===== Hustota a vnútorná štruktúra =====
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" />
 
Vo vnútornej kôre dostáva hmota neobyčajný tvar veľmi podobný cestovinám, z toho aj neodborné označenie "nukleárne cestoviny".
 
== Referencie ==
{{Referencie}}
51

úprav