Neutrónová hviezda: Rozdiel medzi revíziami

Odobraných 820 bajtov ,  pred 6 mesiacmi
d
chýba zhrnutie úprav
(Napísanie o ďalších binárnych systémoch.)
d
{{Pracuje sa}}
[[Súbor:An isolated neutron star in the Small Magellanic Cloud.jpg|náhľad|Izolovaná neutrónová hviezda (modrá škvrna v strede červeného prstenca) v Malom [[Magellanove mraky|Magellanovom mračne.]]]]
'''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 kelvinov. Ich magnetické a gravitačné polia sú miliárdkrát silnejšie ako má Zem. Hmotnosť neutrónových hviezdy je vždy väčšia, ako 1,4 [[hmotnosť Slnka|hmotnosti Slnka]], ale menšia, než 2,164 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, alebo aj ďalšia neutrónová hviezda. Väčšina neutrónových hviezd je však veľmi starých a chladných –keďže žiaria veľmi málo, je ich veľmi ťažké detegovať. 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''.
V roku 1974 bola Antonymu Hewisovi za jeho hlavnú úlohu v objave pulzarov udelená Nobelova cena, bez Jocelyn Bellovej, ktorá na objave predtým spolupracovala. [[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 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.<ref>''Časopis Quark'' '''(RNDr. Zdeněk Komárek)''''':'' Najhmotnejšia neutrónová hviezda
 
https://www.quark.sk/najhmotnejsia-neutronova-hviezda/</ref>
 
== Vznik ==
[[Súbor:Neutronstarsimple.png|náhľad|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 ''degeneratívny 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 len neutrónmi (''z toho aj názov neutrónová hviezda'').
 
== Fyzikálne vlastnosti ==
 
===== Teplota a hmotnosť =====
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 až po hornú hranicu jej hmotnosti-''Oppenheimerova-Volkoffova medzu-,'' kde by gravitačný kolaps bieleho 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 2,13 M☉, hoci podľa nedávnych objavov je to približne 2,164-2,5 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 2,64 M☉ nastane gravitačný kolaps ďalej pokračujúci do vzniku čiernej diery, najmenšia hmotnosť pozorovaných čiernych dier je 5 M☉. Medzi 2,16M☉4M☉ a 5M☉ boli navrhnuté rôzne hypotetické hviezdy a objekty (napr. ''[[Kvarková hviezda|kvarkové hviezdy]])'' a hoci kandidáti na tieto hypotetické objekty existujú, stále sa ich existencia nepotvrdila. Teploty vo vnútri novovzniknutej 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 prostredníctvom emitovania [[Neutríno|neutrín]] a [[Fotón|fotónov]] rapídne klesne zhruba na 10<sup>6</sup> K. Pri tejto prechádza žiarenie emitované neutrónovou hviezdou prevažne do röntgenovej oblasti elektromagnetického spektra. Podobne, akov podľaktorej [[Hertzsprungov-Russellovžiari diagram|Hertzsprungov-Russellovho]] diagramu klasifikujeme hviezdy do jednotlivých kategórií, tak aj vedci navrhli klasifikáciuväčšina neutrónových hviezd podľav ichpozorovateľnom rýchlostivesmíre. 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 =====
===== Hustota a vnútorná štruktúra =====
[[Súbor:Neutron star cross-section.JPG|náhľad|254x254bod|Prierez neutrónovou hviezdou.]]
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 vysokú 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 hlbšie vyskytovať neobyčajné jadra bohaté na neutróny-ku príkladu jadrá z [[Nikel|niklu]], [[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 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" />
 
== Binárne systémy ==
51

úprav