Neutrónová hviezda: Rozdiel medzi revíziami

[[Súbor:CollidingAn isolated neutron starsstar in the Small Magellanic ESA385307Cloud.jpg|náhľad|SimuláciaIzolovaná kolízieneutrónová dvochhviezda hmotných(modrá neutrónovýchškvrna hviezd,v prostredníctvomstrede ktorejčerveného vznikliprstenca) v [[Časopriestor|časopriestore]]Malom [[GravitačnáMagellanove vlnamraky|gravitačnéMagellanovom vlnymračne.]].]]

[[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 stále tak jasne žiari.]]

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.

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. Pre bieleho trpaslíka s hmotnosťou vyššou ako 1,4 násobok Slnka však gravitačná rovnováha neexistuje- minimálna hmotnosť neutrónovej hviezdy sa teda pohybuje v rozmedzí 1,4 násobku slnečnej hmotnosti a až po hornú hranicu jej hmotnosti-''Oppenheimerova-Volkoffova medzu-,'' kde by gravitačný kolaps biehehobieleho trpaslíka nevyhnutne pokračoval do vzniku objektu s extrémne silnou gravitáciou[[Čierna diera|-čiernej diery]]. Limit pre hornú hranicu 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''☉. I keď sa predpokladá, že za hranicou 2,6 M☉ nastane gravitačný kolaps ďalej pokračujúci do vzniku čiernej diery, najmenšia hmotnosť pozorovaných čiernych dier je 5 M☉. Medzi 2,16M☉ a 5M☉ boli navrhnuté rôzne hypotetické hviezdy a objekty (napr. ''[[Kvarková hviezda|kvarkové hviezdy]])'' a hoci kandidáti na tieto hypotetické objekty neexistujúexistujú, stále sa ich existencia nepotvrdila. Teploty vo vnútri novovzniknutej 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 prostredníctvom emitovania [[Neutríno|neutrín]] a [[Fotón|fotónov]] rapídne klesne zhruba na 10⁶ K. Pri tejto prechádza žiarenie emitované neutrónovou hviezdou prevažne do 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.

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 neuveriteľnúvysokú 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 jadrajadrá 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 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" />