Neutrónová hviezda: Rozdiel medzi revíziami

Pridaných 135 bajtov ,  pred 6 mesiacmi
šablóna pracuje sa sa nepoužíva tak dlho
(šablóna pracuje sa sa nepoužíva tak dlho)
{{Pracuje sa}}
[[Súbor:Colliding neutron stars ESA385307.jpg|náhľad|280x280bod|Simulácia kolízie dvoch hmotných neutrónových hviezd, prostredníctvom ktorej vznikli v [[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]]- – [[Nadobor|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 Kelvinovkelvinov. Ich magnetické a gravitačné polia sú miliárd krátmiliárdkrát silnejšie ako má Zem. Hmotnosť neutrónových hviezdy je vždy väčšia, ako 1,4 [[hmotnosť Slnka|hmotnosti Slnka]], ale menšia, než 2,16 hmotnosti Slnka. Po prekročení 2,16-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 detekovaťdetegovať. 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.
 
Matematický predpoklad pre čierne a neutrónové hviezdy poskytol už v roku 1930 teoretický fyzik Subrahmanyan Chandrasekhar, neutrónové hviezdy boli však potvrdené až v roku 1967, kedy rádioastronómka Jocellyn Bell Burnelová spolu s Antony Hewisom zachytili rádiový signál od vzdialenej a izolovanej rotujúcej neutrónovej hviezdy- – pulzaru ''PSR B1919+21''.
 
== História objavov ==
[[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]]
Matematický základ pre samotnú myšlienku existencie čiernych a neutrónových hviezd poskytol už roku 1930 [[Subrahmanyan Chandrasekhar]], ktorý si uvedomil, že pri hranici 1,4 -násobku hmotnosti Slnka neexistuje pre bieleho trpaslíka žiadna gravitačná rovnováha (''pozri Vznik a fyzikálne vlastnosti''). Keďže sa ešte vtedy neuvažovalo o objektoch, ktoré by vznikli po zrútení veľmi hmotných hviezd, teória bola medzi vedeckou komunitou prijatá s veľkou, v niektorých prípadoch až útočnou kritikou na jeho meno. -dnesDnes však vieme, že Chandrasekhar mal pravdu. O niečo neskôr, konkrétne v roku 1934, astronómovia [[Walter Baade]] a [[Fritz Zwicky]] usúdili, že zrútenie veľmi hmotných hviezd, jav známy ako výbuch supernovy, je spôsobený energiou gravitácie, ktorá sa pri zrútení jadra impulzívne uvoľní.<ref name=":0" /> Po tomto zrútení je hviezda stlačená do veľkosti 10 kilometrov a s hustotou zrovnateľnou s hustotou atómového jadra. Hoci na konci 30. rokov 20. storočia boli fyzikálne zákonitosti neutrónových hviezd niekoľko krátniekoľkokrát teoreticky potvrdené, ich existencia ostala až do roku 1968 len čisto hypotetická.
[[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 vedúcim 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.'' Neskôr sa takýchto objektov podarilo objaviť viac a každý zsa nich tykalopakoval 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 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 AntonyAntonymu Hewisovi za jeho hlavnú úlohu v objave pulzarov udelená Nobelova cena, bez Jocelyn Bellovej, ktorá sana objavobjave predpredtým tým podelilaspolupracovala. [[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 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 ====
|PSR B1620-26
|PSR B1620-26 b
|2.,5 ''M''<sub>J</sub>
|2003
|-
 
PSR B1257+12 C
|0.,020 ''M''<sub>⊕</sub>
4.,3 ''M''<sub>⊕</sub>
 
3.,90 ''M''<sub>⊕</sub>
|1994
1992
 
== 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'').
 
== Fyzikálne vlastnosti ==
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 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.
 
===== Gravitačné pole =====
[[Súbor:Neutronstar 2Rs.svg|náhľad|''Gravitačná výchylka'' svetla na neutrónovej hviezde. Vďaka relativistickému vychýleniu svetla je viditeľná viac ako polovica povrchu.|230x230pixelů]]
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 východného, 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 (jednotka)|tesla]]) sú všeobecne známe ako magnetary, ktoré sa stali prijímanou hypotézou na vysvetlenie mäkkých gama opakovačov (SGR) a [[Anomálny röntgenový pulzar|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 [[Nikel|niklu]], kryptonu[[kryptón|kryptónu]] či [[Germánium|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" />
 
== Referencie ==
{{Referencie}}
{{projekt}}
 
{{koncové šablóny|{{Hviezdy}}}}
 
[[Kategória:Neutrónové hviezdy| ]]
56 968

úprav