Neutrónová hviezda: Rozdiel medzi revíziami

Pridaných 1 876 bajtov ,  pred 6 mesiacmi
Zmena úvodu a histórie objavov (budem ešte doplňovať). V priebehu času ešte upravím aj fyzikálne charakteristiky.
d
(Zmena úvodu a histórie objavov (budem ešte doplňovať). V priebehu času ešte upravím aj fyzikálne charakteristiky.)
Značky: vizuálny editor odstránenie referencie
{{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 je výsledkom výbuchu supernovy typu '''II''', v niektorých prípadoch aj typu '''Ic''' či '''Ib.''' Ide o degenerovaný pozostatok hviezdneho jadra, ktorý je zložený z neutrónov (subatomárnych častíc s neutrálnym nábojom) a predstavuje záverečné štádium vývoja hmotných hviezd. Typické neutrónové hviezdy dosahujú polomer približne 10 kilometrov a hmotnosť ekvivalentnú 1,4 násobku Slnka- ide o minimálnu hmotnosť materskej hviezdy, kde pri výbuchu supernovy gravitácia prekoná tlaky elektrónovej degenerácie a spôsobí gravitačné zrútenie bieleho trpaslíka v priebehu ani nie jednej sekundy. Spodná hranica hmotnosti neutrónových hviezd nesie meno fyzika Subrahmanyana Chandrasekhara, ktorý preukázal, že biely trpaslík pri explodovaní hviezdy 1,4 násobku slnečnej hmotnosti nemôže ostať gravitačne stabilný. So svojím objavom priniesol matematický podklad pre myšlienku neutrónových hviezd a čiernych dier, ktoré sa podarilo detailnejšie preskúmať v minulých rokoch 20. a 21. storočia. Pre neutrónové hviezdy existuje aj horná hranica ich hmotnosti, kde by gravitačný kolaps ďalej pokračoval do vzniku objektu s vysokou koncentráciou hmoty a silnou gravitáciou-čiernej diery. Horná hranica ich hmotnosti sa zvyčajne pohybuje okolo 2,3-2,5 násobku hmotnosti Slnka (''Oppenheimerova-Volkoffova medz''a), hoci ešte žiadne súčasné a priame pozorovania blízkej či vzdialenej neutrónovej hviezdy nepreukázali hodnoty v tomto prípade. Hmotnosť prevažnej väčšiny neutrónových hviezd v pozorovateľnom vesmíre mala hmotnosť 2,12 Sĺnk, pričom doteraz najťažšia objavená neutrónová hviezda- ''J0740+6620,'' dosahuje podľa pozorovaní 2,14 násobok slnečnej hmotnosti. [[Súbor:Crab Nebula pulsar x-ray.jpg|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.]]
'''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]].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 2,4 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.
Prostredníctvom vyžarovania neutrín a fotónov v priebehu niekoľkých rokov teplota neutrónovej hviezdy klesá na teplotu, kde začne napájanie röntgenovej emisie- väčšina pozorovaných neutrónových hviezd žiari práve v tejto oblasti elektromagnetického spektra. V pozorovateľnom vesmíre sa nachádzajú aj (mladé) neutrónové hviezdy, ktoré dominujú v emitovaní optického žiarenia (žiarenie, ktoré zahrňuje oblasti ultrafialového žiarenia-UV, infračerveného žiarenia- IR a viditeľného svetla- VIS<ref>{{Citácia elektronického dokumentu|titul=What is optical radiation?|url=https://www.bfs.de/EN/topics/opt/introduction/introduction.html|vydavateľ=Federal Office for Radiation Protection|dátum prístupu=2021-07-11|jazyk=en}}</ref>). Neutrónové hviezdy, napr. pulzary, emitujú pravidelné pulzy v rádiových vlnách- prvá objavená neutrónová hviezda, pulzar PSR B1919+21 zachytený rádioteleskopom v observatóriu MRAO (Milliard Radio Astronomy Observatory) na pôde univerzity Cambridge, bol spozorovaní prostredníctvom emitovania rádiových pulzov, opakujúcich sa v 1,3 pravidelných sekundových intervaloch.
 
V našej galaxii- Mliečnej ceste sa podľa dnešných odhadov nachádza až jedna miliarda neutrónových hviezd a približne 5% z nich tvoria binárne systémy- systém dvoch astronomických objektov (zvyčajne hviezdy či planéty), ktoré obiehajú okolo ich spoločného ťažiska. Medzi základné binárne systémy, kde sa vyskytujú neutrónové hviezdy patria '''LMXBs''' (Low Mass X-ray Binnaries- v preklade ''Röntgenové binárne systémy s nízkou hmotnosťou''), '''IMXBs''' (Intermediate-mass X-ray binary- v preklade ''Medzihmotné röntgenové binárne systémy'') a HMXBs (High Mass X-ray Binnaries- ''Vysoko hmotné röntgenové binárne systémy''). V týchto binárnych systémoch sa ako hlavná zložka, resp. kompaktný objekt nachádza neutrónová hviezda alebo čierna diera a druhá zložka pozostáva z plazmovej hviezdy (väčšinou) strednej hmotnosti (červený obor), bieleho trpaslíka alebo aj druhej neutrónovej hviezdy (pre viac informácií pozri "''Binárne systémy"'').
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''.
 
Gravitačné pole neutrónovej hviezdy je rádovo 2000 krát silnejšie ako má Zem. Pri takom silnom gravitačnom poli nastane podľa teórii relativity gravitačné šošovkovanie. Silné gravitačné pole ohýba fotóny emitované neutrónovou hviezdou, ktoré môžu byť zachytené na jej obežnej dráhe, v dôsledku čoho sa zviditeľní celý povrch neutrónovej hviezdy z pozorovaného bodu. Magnetické pole neutrónových hviezd vie dosiahnuť hodnoty 10<sup>8</sup>-10<sup>11</sup> T- neutrónové hviezdy s takýmto neobyčajne silným magnetickým polom sú známe pod názvom magnetary. Stali sa prijímanou hypotézou na vysvetlenie Mäkkých gama opakovačov (SGRs-Soft Gama Repeaters) a mladých, izolovaných neutrónových hviezd- [[Anomálny röntgenový pulzar|anomálnych röntgenových pulzarov]] (AXP- Anomalous X-ray pulsars).
== 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 stále tak jasne žiari.]]
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. Dnes 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 niekoľkokrát 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.]]
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 sa opakoval 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.
 
== História objavov ==
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" />
[[Súbor:1997NeutronStar.jpg|náhľad|Prvé priame pozorovanie neutrónovej hviezdy ([[RX J1856.5−3754]]) vo viditeľnom svetle.]]V roku 1930 teoretický fyzik indického pôvodu Subrahmanyan Chandrasekhar počas svojej dlhej cesty z Indie do Anglicka zistil, že ak má hviezda, ktorá už vyčerpala svoje zásoby prvkov, 1.4 násobok slnečnej hmotnosti, pre bieleho trpaslíka neexistuje gravitačná rovnováha, pretože tlak vyvíjaný gravitáciou pri výbuchu supernovy prekoná degenerativný tlak, ktorý vzniká degenerovaním elektrónov vo vnútri bieleho trpaslíka (pre viac informácií pozri ''"Vznik"''). To, čo sa stane, ak sa biely trpaslík gravitačne zrúti, predstavoval pre vedeckú komunitu ťažko stráviteľný problém- a keďže sa ani o takýchto objektoch v tej dobe neuvažovalo, jeho teória bola zamietnutá. Chandrasekhar síce sám nevysvetlil, aký objekt presne vznikne po zrútení trpaslíka, ale priniesol matematický základ pre samú myšlienku čiernych dier a neutrónových hviezd. O štyri roky neskôr dvaja astronómovia- [[Walter Baade]] a [[Fritz Zwicky]]- usúdili, že zrútenie hmotných hviezd vo forme výbuchu supernovy je spôsobený energiou gravitácie, ktorá sa pri zrútení jadra impulzívne uvoľní. Jadro hviezdy je po zrútení stlačené do veľkosti 10 kilometrov a hustotou, ktorá by sa dala porovnať s hustou atómového jadra. Navrhli, že tento objekt by mal byť praktický tvorený neutrónmi- čo bolo len dva roky po objave neutrónu, ktorý sa podarilo objaviť James Chadwickovi. Na konci 30. rokov 20. storočia boli fyzikálne zákonitosti neutrónových hviezd niekoľko krát potvrdené, no ich existencia ostala až do roku 1968- rok po objavení prvej neutrónovej hviezdy PSR B1919+21- len čisto hypotetická.
 
V roku 1967 robili Jocelyn Bell Burnellová a vedúci jej práce Antony Hewish na pôde univerzity Cambridge preskúmavanie nočnej oblohy pomocou nového rádioteleskopu. Podarilo sa im zachytiť nezvyčajný signál, ktorý bol vysielaný v pravidelných 1,3 sekundových intervaloch prostredníctvom rádiových vĺn. Po objave prvej, vzdialenej a izolovanej neutrónovej hviezdy nasledovali ďalšie objavy. Povaha týchto zdrojov, ktoré sa medzičasom začali nazývať ako pulzary, ostala až do roku 1968 nejasná. Vtedy vykonávali John Cocke, Don Taylor a Michael Disney pozorovania hviezdy v strede Krabej hmloviny. Zistili, že blikala až 30-krát za sekundu. Prvý krát sa tak podarilo preukázať, že pulzary, sú rotujúce neutrónové hviezdy, kde odstredivá sila formuje tvar ich emitovaného žiarenia.
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 ==
'''Vysoko-hmotný röntgenový binárny systém'''
 
Vysoko-hmotný röntgenový binárny systém ('''HMXB'''''-High-mass X-ray binary'') je typom binárneho systému, ktorý obsahuje veľmi hmotné hviezdy- zvyčajne ide o hviezdy typu O až B, ktorých hmotnosť sa pohybuje od 2,1-16 [[Hmotnosť Slnka|M<sub>☉</sub>]] alebo viac a druhá zložka predstavuje kompaktný objekt-čiernu dieru alebo neutrónovú hviezdu, ktorá je dominantná emisiou röntgenových lúčov. Hmotná hviezda je veľmi jasná, pretože je dominantná emisiou optického svetla (žiarenie, ktoré zahrňuje oblasti ultrafialového žiarenia-UV, infračerveného žiarenia- IR a viditeľného svetla- VIS<ref>{{Citácia elektronického dokumentu|titul=What is optical radiation?|url=https://www.bfs.de/EN/topics/opt/introduction/introduction.html|vydavateľ=Federal Office for Radiation Protection|dátum prístupu=2021-07-11|jazyk=en}}</ref>) a dajú sa ľahko rozoznať. Asi najznámejším príkladom HMXB systému je [[Cygnus X-1]]-prvý kandidát na čiernu dieru.
 
'''Mikrokvazar'''
51

úprav