Wikipédia

Neutrónová hviezda: Rozdiel medzi revíziami

Interaktívne prechádzať históriu
← Predchádzajúca úpravaĎalšia úprava →
Smazaný obsah Přidaný obsah
VizuálneWikitext
TeslaBot (diskusia | príspevky)
Boti
142 141 editací
d -{{Pracuje sa}} +{{Na úpravu}}, 10 dní bez úpravy
Sh66mos (diskusia | príspevky)
51 editací
Zmeny vo formulácii, upravenie textových, poprípade formulačných chýb.
Značky: odstránenie referencie vizuálny editor
Riadok 3:
'''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.
== História objavov ==
[[Súbor:1997NeutronStar.jpg|náhľad|Prvé priame pozorovanie neutrónovej hviezdy ([[RX J1856.5−3754]]) vo viditeľnom svetle.]]Matematický podklad pre vznik myšlienky čiernych dier a neutrónových hviezd položil v roku 1930, teda 37 rokov pred objavom prvej neutrónovej hviezdy, indický teoretický fyzik Subrahmanyan Chandrasekhar so svojím fyzikálno-matematickým príspevkom o konci života hviezd vyšších hmotností. Pomocou rovníc degenerácie (časť z nich je podrobnejšie rozobraná v časti článku- Fyzikálne vlastnosti) vypočítal, že ak má hmotná hviezda na konci svojho hviezdneho vývoja viac ako 1,4 násobok slnečnej hmotnosti, pri kolapse a výbuchu hviezdy vo forme supernovy tlak gravitácie preváži degenerovaný plyn- ide o typ plynu, ktorý vzniká degeneráciou elektrónov v bielom trpaslíkovi a zabraňuje jeho gravitačnému kolapsu aj napriek tomu, že biely trpaslík predstavuje mŕtve teleso, resp. je bez jadrových zdrojov energie. Chandrasekhar stanovil (na astronomické pomery tenkú) teoretickú hranicu, ktorá určuje kritickú hmotnosť hviezdy, za ktorou nasleduje kolaps jej vyhoreného pozostatku jadra. Biely trpaslík preto v končenom dôsledku nepredstavuje teleso, ktoré by reprezentovalo záverečné štádium hviezd hmotnejších ako Slnko. V roku 1939 Robert Oppenheimer a George Volkoff, prostredníctvom pokračovania v práci Richarda Tolmana navrhli stavové rovnice, ktoré sú hmotnostným limitom pre neutrónové hviezdy- teda že pri kritickej hmotnosti masívnej hviezdy vytvorí kolaps bieleho trpaslíka čiernu dieru. Tolman – Oppenheimer – Volkoffov (TOV) limit sa pohybuje v intervale hodnôt od 2,14-2,24 ''M''<sub>⊙</sub> (presný horný limit sa zatiaľ nepodarilo presne určiť, v súčasnosti sa vychádza z objavu pulzaru PSR J0740+6620<ref>{{Citácia elektronického dokumentu|titul=Just How Massive Can A Neutron Star Be?|url=https://www.forbes.com/sites/briankoberlein/2019/09/18/just-how-massive-can-a-neutron-star-be/|vydavateľ=Forbes|dátum prístupu=2021-09-13|jazyk=en|meno=Brian|priezvisko=Koberlein}}</ref>).
[[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 zdegenerovaním 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.
 
V 1934, štyri roky neskôr, dvaja poprední astronómovia [[Walter Baade]] a [[Fritz Zwicky]] dedukovali, že ak Chandrasekharové výpočty skutočne reprezentujú opísanú realitu, hviezda, resp. jej pozostatok jadra, by bol stlačený do kompaktnej gule s polomerom pár desiatok kilometrov, praktický tvorený len neutrónmi. Neutrónová hviezda by predstavovala objekt s odlišnými fyzikálnymi vlastnosťami a správaním, na rozdiel od iných astronomických telies vo vesmíre.
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 rádioteleskop na pôde univerzity Cambridge v Anglicku zachytil signál, s pravidelne sa opakujúcim 1.3 sekundovým intervalom. Tento signál nemal pred tým žiadnu obdobu a keď ho prvý krát Jocelyn Bell Burnellová identifikovala na registračných páskach, dostal pomenovanie ako LGM1 ('''L'''ittle '''G'''reen '''M'''an 1)- Burnellová si jednoducho myslela, že sa jej podaril zachytiť signál od mimozemskej civilizácie. Keď však boli identifikované ďalšie podobné signály, predstava, že by vo vesmíre existovalo viac takýchto civilizácii vysielajúcich rádiové zdroje k Zemi, sa rýchlo vytratila a začalo sa uvažovať o nových vesmírnych objektoch. Tie medzi časom dostali pomenovanie pulzar, z anglického originálu '''pul'''sating '''ra'''dio '''s'''ource- v preklade pulzujúci rádiový zdroj). V roku 1968 vykonávali J. Cocke, D. Taylor a M. Disney pozorovania centrálnej hviezdy, ktorá sa nachádza v srdci Krabej hmloviny. Podarilo sa im zistiť, že hviezda "bliká" až 30-krát sa sekundu. Pulzujúce rádiové zdroje boli vysvetlené ako rýchlo rotujúce neutrónové hviezdy.
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 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.]]
Hviezdy sú definované ako plynné (resp. plazmové) gule, ktoré majú vlastný zdroj viditeľného a termálneho žiarenia. Zdrojom žiarenia, ktoré môžeme pozorovať vo viditeľných vlnových dĺžkach elektromagnetického spektra, je termonukleárna fúzia vodíka (H) na hélium (He), ktorá prebieha vo vnútri hviezdy (pri vzniku hélia vzniká fotón, teda častica svetla). Po vyčerpaní vodíka sa jadrová syntéza zastaví a gravitácia začne zmršťovať jadro hviezdy k teplote 100 miliónov °C -pri tejto teplote začína syntéza hélia a vytvárajú sa chemické prvky kyslíka (O) a uhlíka (C). Po vyčerpaní hélia teplota v jadre presiahne kritickú hodnotu 100 miliónov °C- začnú sa zlučovať jadrá uhlíka za vytvárania ťažších prvkov ako sodík (Na), horčík (Mg) či hliník (Al). Termonukleárna fúzia pokračuje až do vzniku železa (Fe) v jadre hviezdy-ide o najťažší prvok, ktorý sa môže vo hviezde vytvoriť (zo železa už nejde získať ďalšia energia potrebná na priebeh jadrovej syntézy). V prípade hviezd hlavnej postupnosti budú jadrové reakcie pokračovať až do vyčerpania zásob vodíka a hélia (nemajú dostatočnú hmotnosť na zapálenie termonukleárnej reakcia uhlíka)- stane sa z nich červený obor, odhodia plynné vrstvy v podobe planetárnej hmloviny a z jadra sa stane biely trpaslík- astronomický objekt malých rozmerov a vysokej povrchovej teploty, ktorá sa pohybuje medzi teplotami od 80008 tisíc až po 40 000tisíc K. Náhodný pohyb častíc v bielom trpaslíkovi nezávisí na teplote plynu- inak povedané, keď sa biele trpaslíky ochladzujú a vyžarujú termálnu energiu, na(nahromadenú rozdielv odpredchádzajúcich hviezdštádiách savývoja hviezdy) nezmršťujú sa a hoci majú veľmi malú hmotnosť na zapálenie jadrových reakcií, vedeli by ostať do nekonečna v gravitačnej rovnováhe.<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> V ich vnútri sa nachádza degenerovaný plyn- ide o plyn, ktorého fyzikálne vlastnosti sa v dôsledku kvantovo mechanických efektov (Pauliho vylučovací princíp) odlišujú od vlastnosti ideálneho plynu. Vylučovací princíp sa vzťahuje na všetky častice s poločíselným spinom (1/2, 5/2,...), teda k fermiónom. Zabraňuje, aby sa dve identické fermióny nachádzali v tom istom fyzikálnom systéme súčasne v tom istom kvantovom stave. Pri hustote '''5×10³ g.cm<sup>−3</sup>''' nastane elektrónová degenerácia (elektróny zdegenerujú a stlačia sa na [[Hustota (objemová hmotnosť)|hustotu]] miliónkrát vyššiu, ako je hustota [[Voda|vody]])- tlak degenerovaného plynu (degenerovaný tlak) udržuje bieleho trpaslíka v rovnovážnom stave.
 
VTeoretický rokufyzik [[1930Subrahmanyan Chandrasekhar]] siv indickýroku teoretický1930 fyzik [[Subrahmanyan Chandrasekhar]]správne uvedomilvypočítal, že priak bielychmá trpaslíkovhviezda hmotnostihmotnosť vyššejvyššiu ako 1,.4 násobok Slnka,<ref name=":0"biely />trpaslík (pozrisa Fyzikálnezrúti vlastnosti)do neexistujeneutrónovej gravitačnáhviezdy. rovnováha, pretože pri zvyšovaníZvyšovanie rýchlosti [[Elektrón|elektrónov]] blížiacichk sahranici [[Rýchlosť svetla|rýchlosti svetla]] oslabuje odolnosťdegenerovaný degenerovanéhoplyn plynu,a schopnosťpri odolávaťkritickej stláčaniuhmotnosti gravitácie.začne Vďakagravitácia tomubieleho bytrpaslíka sa biely trpaslík, s hmotnosťou presahujúcu [[Chandrasekharova medza|Chandrasekharovu medzu]] gravitačne zrútil za ani nie sekunduzmršťovať. PriElektróny výbuchusa supernovy, zväčša typu II alebo aj Ic či Ib, prepadnúdostanú k bielemutesnej trpaslíkovi silné tlaky, ktoré začnú stláčať elektróny blízko [[Atómovéblízkosti jadro|atómového jadra]]. Tie pri silných tlakoch, narazia do protónov, ktoré sa rozpadnú na ďalšie neutróny. aVznikne praktickyobjekt celýmalých priestor atómu vyplnia tieto časticerozmerov, čo vedie k neuveriteľnej hustote, ktorá v jadre dosahuje vyššie hodnotys nežhustotou nad '''10<sup>14</sup> g/cm<sup>3</sup>. Z jadra stálice začína vznikať pozostatok hviezdy''', ktorý je prakticky tvorený len neutrónmi (z toho vzniká aj odvodený názov neutrónová hviezda, ''vzťahové prídavné meno'' ).
 
== Fyzikálne vlastnosti ==
Táto časť článku sa zaoberá základnými fyzikálnymi vlastnosťami neutrónových hviezd: rozoberá ich kritickú hmotnosť, teda minimálnu (Chandrasekharovu) a hornú (TOV limit) hmotnosť neutrónových hviezd, gravitačné pole, gravitačnú šošovku, magnetické pole (magnetary), hustotu a štruktúru vnútra, teda jednotlivých vrstiev neutrónovej hviezdy. Väčšina údajov bola získaná teoreticky výpočtami, alebo podľa počítačových simulácií.
'''Hmotnosť (Chandrasekharov limit)'''▼
 
▲'''HmotnosťKritická hmotnosť (Chandrasekharov a TOV limit)'''
 
Aby sme vedeli vypočítať Chandrasekharov limit, potrebujeme vedieť celkovú energiu bieleho trpaslíka. Túto energiu zistíme nasledovnou rovnicou:
Řádek 37 ⟶ 35:
\sqrt{\frac{c^3 \hbar^3}{G^3 N m^4 p}}= 1.41 M \odot</math><ref name=":1" />
 
ktorá vyjadruje Chandrasekharov limit, teda 1.41 (zaokrúhlene 1.40) slnečnej hmotnosti. 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 [[Čiernahustého objektu, teda diera|čiernej diery alebo inej formy hypotetického telesa, ako napríklad [[kvarková hviezda]]. Limit pre hornú hranicu hmotnosti neutrónových hviezd sa všeobecne pohybuje okolo 2,3 M☉, hoci podľa nedávnych objavov je to približne 2,414- 2,54 M☉ slnečnej hmotnosti.
 
===== Gravitačné pole =====
Řádek 47 ⟶ 45:
Gravitačná sila priemernej neutrónovej hviezdy dosahuje vysoké hodnoty- gravitačné pole je približne 2 miliárd krát silnejšie ako má Zem. Z teórie relativity vyplýva, že objekt s veľmi silnou gravitáciou bude ohýbať svetelné lúče a vytvárať tak (gravitačnú) šošovku. Pri neutrónovej hviezde silné gravitačné pole ohýba vyžiarené fotóny tak, aby boli viditeľné časti bežne neviditeľného zadného povrchu.<ref>'''Zahn, Corvin (1990-10-09)'''. "Tempolimit Lichtgeschwindigkeit</ref> Ak je polomer neutrónovej hviezdy <math>3GM / c2</math> (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]].
 
==== Magnetické pole- magnetary ====
(Viac informácií v hlavnom článku: [[magnetar]])
Neutrónové hviezdy, ktorých magnetické pole dosahuje intenzitu '''10<sup>8</sup>-10<sup>11</sup>''' T (pre porovnanie – magnetické pole na zemskom magnetickom rovníku dosahuje len '''0,00000305''' [ '''0.305 x 10-4''' ] T) sú všeobecne známe ako [[Magnetar|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, pričom tento rozpad sprevádzajú krátke, mohutné svetelné záblesky žiarenia gama a uvoľňuje sa obrovské množstvo energie (magnetar ''SGR 1806-20'' uvoľnil počas rozpadu kôry, ktorý trval <math>\tfrac{1}{10}</math> sekundy, viac energie ako Slnko za posledných sto tisíc 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>). 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> ▼
 
▲Neutrónové hviezdy, ktorých magnetické pole dosahuje intenzitu '''10<sup>8</sup>-10<sup>11</sup>''' T (pre porovnanie – magnetické pole na zemskom magnetickom rovníku dosahuje len '''0,00000305''' [ '''0.305 x 10-4''' ] T) sú všeobecne známe ako [[Magnetar|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, pričom tento rozpad sprevádzajú krátke, mohutné svetelné záblesky žiarenia gama a uvoľňuje sa obrovské množstvo energie (magnetar ''SGR 1806-20'' uvoľnil počas rozpadu kôry, ktorý trval <math>\tfrac{1}{10}</math> sekundy, viac energie ako Slnko za posledných sto tisíc 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>). 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> Ich silné magnetické pole je pravdepodobne hlavnou príčinou krátkeho života, ktorý trvá rádovo tisíc rokov. V súčasnosti pozorujeme malú časť počtu týchto objektov, momentálne máme len 31 potvrdených magnetarov<ref>{{Citácia elektronického dokumentu|titul=EarthSky {{!}} What is a magnetar?|url=https://earthsky.org/space/what-is-a-magnetar/|vydavateľ=earthsky.org|dátum vydania=2021-06-13|dátum prístupu=2021-09-13|jazyk=en-US}}</ref>.
 
'''Hustota a vnútorná štruktúra'''
Riadok 77:
: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"
!Veličiny a planéty
!
!Merkúr
!Venuša
Zdroj: „https://sk.wikipedia.org/wiki/Neutrónová_hviezda“