Neutrónová hviezda: Rozdiel medzi revíziami

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 ''degenerativnýdegeneratívny 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 10¹⁴ g/cm³. Z jadra začína vznikať pozostatok hviezdy, ktorý je prakticky tvorený neutrónmi (''z toho aj názov neutrónová hviezda'').

===== Teplota a hmotahmotnosť =====

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, prePre bieleho trpaslíka s hmotnosťou vyššou ako 1,4 násobok Slnka neexistujevšak gravitačná rovnováha neexistuje- minimálna hmotnosť neutrónovej hviezdy sa teda pohybuje v rozmedzí 1,4 násobku slnečnej hmotnosti a viac.až Prepo neutrónovéhornú hviezdyhranicu existuje aj horná hranicajej hmotnosti-''Oppenheimerova-Volkoffova medzu-,'' ktorákde určuje,by kedygravitačný sakolaps bielybieheho trpaslíktrpaslíka gravitačnenevyhnutne zrútipokračoval do vzniku objektu s extrémne silnou gravitáciou- čiernej diery. Limit pre Oppenheimerova-Volkoffovahornú medzuhranicu hmotnosti neutrónových hviezd 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 totiž z údaju, že hmotnosť väčšiny pozorovaných neutrónových hviezd je ''2,14M☉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 medziMedzi 2,16M☉ a 5M☉ boli navrhnuté rôzne hypotetické hviezdy, akoa objekty (napr. ''[[Kvarková hviezda|kvarkové hviezdy]])'', noa stálehoci sakandidáti ichna existenciatieto nepotvrdila,hypotetické hociobjekty existujúneexistujú, kandidátistále nasa tentoich typexistencia hviezdnepotvrdila. Teploty vo vnútri vzniknutejnovovzniknutej 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 vďakaprostredníctvom veľkému emitovaniuemitovania [[Neutríno|neutrín]] a [[Fotón|fotónov]] rapídne klesne zhruba na 10⁶ K. Pri tejto teploteprechádza začnežiarenie neutrónováemitované hviezdaneutrónovou emitovaťhviezdou väčšinuprevažne svojho žiarenia vdo röntgenovej oblasti elektromagnetického spektra. Podobne, ako podľa [[Hertzsprungov-Russellov diagram|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 a magnetické pole =====

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 / c² (kde GM znamená súčin gravitačnej konštanty a hmotnosti telesa, a c² 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. AkPri byvystavení smesilnej nejakýgravitačnej objektsile, sakú polomeromdosahuje 12neutrónová kmhviezda, pustiliby nasa povrchobjekt neutrónoveješte hviezdy,pred pádom na povrch bytakmer saokamžite dostalroztiahol približnena sdlhý rýchlosťoupás 1400materiálu- km/hod.jav V(neodborne) tomtonazývaný prípadeako sme[[špagetizácia]]. všakAk upustiliby odsme špagetizácie,položili (neodborné)objekt označeniena prepovrch silnéneutrónovej natiahnutiehviezdy, telesazväčšila priby vystavenísa silnejveľkosť gravitačnej sile-sily objektpôsobiacej na jeho hmotnosť, čím by bolsa eštezmenila predaj pádomtiaž- nav neutrónovúgravitačnom hviezdupoli takmerneutrónovej okamžitehviezdy roztiahnutýby navážil dlhýaž pás7 materiálumiliárd ton.

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 hlbšie vyskytovať neobyčajné jadra bohaté na neutróny-ku príkladu jadra z [[Nikel|niklu]], [[kryptón|kryptónu]] či [[Germánium|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" />