Neutrónová hviezda: Rozdiel medzi revíziami
Smazaný obsah Přidaný obsah
-{{Pracuje sa}} > [-7days] |
Presnejšie som opísal gravitačné pole (predovšetkým som zdôraznil, prečo by malo teleso na neutrónovej hviezde takú veľkú hmotnosť). Pridanie poznámky. |
||
Riadok 1:
{{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.]]
Řádek 21 ⟶ 22:
== 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 [[Čierna diera|čiernej diery]]. Limit pre hornú hranicu hmotnosti neutrónových hviezd sa všeobecne pohybuje okolo 2,3 M☉, hoci podľa nedávnych objavov je to približne 2,4-2,5 M☉ slnečnej hmotnosti. Vychádza sa totiž z údaju, že hmotnosť väčšiny pozorovaných neutrónových hviezd je ''2,14M''☉. I keď sa predpokladá, že za hranicou 2,4 M☉ nastane gravitačný kolaps ďalej pokračujúci do vzniku čiernej diery, najmenšia hmotnosť pozorovaných čiernych dier je 5 M☉. Medzi 2,4M☉ a 5M☉ boli navrhnuté rôzne hypotetické hviezdy a objekty (napr. ''[[Kvarková hviezda|kvarkové hviezdy]])'' a hoci kandidáti 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, v ktorej žiari väčšina neutrónových hviezd v pozorovateľnom vesmíre. ▼
===== Gravitačné a magnetické pole =====
[[Súbor:Neutronstar 2Rs.svg|náhľad|''Gravitačná výchylka'' svetla na neutrónovej hviezde. Vďaka relativistickému vychýleniu svetla je viditeľná viac ako polovica povrchu.]]
Hoci si v laickej oblasti ľudia často zamieňajú tiaž a hmotnosť, v oblasti astrofyziky predstavujú tieto pojmy odlišné javy. Hmotnosť (fyzikálna značka <math>m</math>) je miera množstva hmoty, z ktorej objekt pozostáva. Hmotné teleso sa prejavuje v tom, že kladie odpor voči zmene svojho pohybového stavu (zotrvačnosť, zotrvačná hmotnosť) a že vzájomne pôsobí na ostatné hmotné telesá (gravitácia). Gravitačná hmotnosť je hmotnosť, ktorá je príčinou gravitácie- napríklad práve tiaž. Pomer gravitačnej a zotrvačnej hmotnosti je konštantný (pri správnej voľbe jednotiek je rovný 1). To znamená, že: ''gravitačná hmotnosť=zotrvačná hmotnosť=hmotnosť''. Tiaž (fyzikálne značky <small><math>F_G</math>, <math>G</math>, <math>Q</math></small>) je miera, ktorá udáva, koľko teleso váži v gravitačnom poli (na rozdiel od hmotnosti nie je nemenná). Teleso by vážilo na rôznych planétach a iných vesmírnych objektoch rôzne. Napríklad na Zemi by mohlo vážiť 75kg, pričom na Mesiaci len 12kg. Jeho hmotnosť sa však nezmenila (stále ho tvorí to isté množstvo hmoty, masy), ale zmenila sa veľkosť gravitačnej sily pôsobiaca na jeho hmotnosť-čím sa zmenila jeho tiaž. Čím je vesmírny objekt väčší, tým gravitácia silnejšie pôsobí na teleso. Keďže má ale väčší povrch, čím sa teleso nachádza ďalej od stredu planéty, tým aj ťah medzi ním a planétou úmerne klesá so štvorcom vzdialenosti. Rovnica bude vyzerať takto: <math>F \backsim \frac{Mm}{r^2}</math> (kde <small><math>F</math></small> reprezentuje <small><math>M</math></small> znamená hmotnosť planéty a <math>m</math> hmotnosť telesa [v kg], <math>r^2</math> je vzdialenosť od stredu planéty, ''pozn.'' hmotnosti sú v čitateľovi, pretože sila sa s narastajúcou hmotnosťou zväčšuje. Vzdialenosť je v menovateli, pretože sila sa zmenšuje, keď sa vzdialenosť zväčší). Jupiter, najväčšia planéta slnečnej sústavy, je 316-krát masívnejší ako Zem, no keďže je 11-násobkom polomeru Zeme, teleso sa bude nachádzať 11-krát ďalej od centra- nebude teda 316-krát ťažšie ako na Zemi (vzhľadom na faktor 11<sup>2</sup> sa bude povrchová gravitácia Jupitera pohybovať okolo 2.35 g) {{ref|a}} Keďže je ale neutrónová hviezda veľmi hmotná a zároveň veľmi malá (polomer okolo 10 km), teleso by sa nachádzalo veľmi blízko centra- dosiahlo by hmotnosť, ktorá by sa pohybovala v miliardových číslach.
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. Pri vystavení silnej gravitačnej sile, akú dosahuje neutrónová hviezda, by sa objekt ešte pred pádom na povrch takmer okamžite roztiahol na dlhý pás materiálu- jav (neodborne) nazývaný ako [[špagetizácia]]. Ak by sme položili objekt na povrch neutrónovej hviezdy, zväčšila by sa veľkosť gravitačnej sily pôsobiacej na jeho hmotnosť, čím by sa zmenila aj tiaž- v gravitačnom poli neutrónovej hviezdy by vážil až 7 miliárd ton. ▼
▲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
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 spôsobuje "rozpad" kôry neutrónovej hviezdy, 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 1/10 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" /> Iné teórie vznik magnetického poľa vysvetľujú jednoducho ako gravitačné zrútenie hviezd s neobvykle silným magnetickým poľom vo vesmíre. ▼
▲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 spôsobuje "rozpad" kôry neutrónovej hviezdy, 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 1/10 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" /> Iné teórie vznik magnetického poľa vysvetľujú jednoducho ako gravitačné zrútenie hviezd s neobvykle silným magnetickým poľom vo vesmíre.
▲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 [[Čierna diera|čiernej diery]]. Limit pre hornú hranicu hmotnosti neutrónových hviezd sa všeobecne pohybuje okolo 2,3 M☉, hoci podľa nedávnych objavov je to približne 2,4-2,5 M☉ slnečnej hmotnosti. Vychádza sa totiž z údaju, že hmotnosť väčšiny pozorovaných neutrónových hviezd je ''2,14M''☉. I keď sa predpokladá, že za hranicou 2,4 M☉ nastane gravitačný kolaps ďalej pokračujúci do vzniku čiernej diery, najmenšia hmotnosť pozorovaných čiernych dier je 5 M☉. Medzi 2,4M☉ a 5M☉ boli navrhnuté rôzne hypotetické hviezdy a objekty (napr. ''[[Kvarková hviezda|kvarkové hviezdy]])'' a hoci kandidáti 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, v ktorej žiari väčšina neutrónových hviezd v pozorovateľnom vesmíre.
===== Hustota a vnútorná štruktúra =====
Řádek 51 ⟶ 55:
Kvazar je kompaktná oblasť v strede masívnej galaxie, obklopujúca [[Supermasívna čierna diera|supermasívnu čiernu dieru]]. Mikrokvazar (niekedy aj ''röntgenový binárny systém emitujúci rádiové vlny'') je sústava normálnej hviezdy a kompaktného objektu- čiernej alebo neutrónovej hviezdy. Ich názov je odvodený z kvazarov, pretože majú niektoré spoločné vlastnosti: premenlivé a silné rádiové vyžarovanie, jasný akréčny disk, ktorý obklopuje kompaktný objekt. Naopak, u kvazarov, kde supermasívna čierna diera dosahuje hmotnosť miliónov Sĺnk, kompaktný objekt v mikrokvazaroch má hmotnosť len niekoľko [[Hmotnosť Slnka|M<sub>☉</sub>]]. V dôsledku trenia sa môže akréčny disk zohriať na tak vysokú teplotu, že začne emitovať röntgenové lúče.<ref>{{Citácia elektronického dokumentu|titul=Microquasars in the Milky Way|url=https://www.nrao.edu/pr/2000/vla20/background/superlum/|vydavateľ=www.nrao.edu|dátum prístupu=2021-07-11}}</ref>
== Poznámky ==
:1.{{note|a}}Tabuľka údajov polomeru, hmotnosti a povrchovej gravitácie planét<ref>{{Citácia elektronického dokumentu|titul=Calculating your Weight on another Planet {{!}} National Schools' Observatory|url=https://www.schoolsobservatory.org/discover/quick/weight|vydavateľ=www.schoolsobservatory.org|dátum prístupu=2021-07-29}}</ref>
{| class="wikitable"
!
!Mercury
!Venus
!Earth
!Mars
!Jupiter
!Saturn
!Uranus
!Neptune
|-
|''Polomer (v km)''
|2,440
|6,052
|6,378
|3,397
|71,492
|60,268
|25,559
|24,746
|-
|''Hmotnosť (Zemská hmotnosť)''
|0.055
|0.82
|1.0
|0.11
|318
|95.2
|14.5
|17.1
|-
|''Povrchová gravitácia (g)''
|0.38
|0.91
|1.0
|0.38
|2.34
|0.93
|0.92
|1.12
|}
== Referencie ==
| |||