Neutrónová hviezda

Neutrónová hviezda je vesmírny objekt s extrémnou hustotou, ktorý vznikne po výbuchu supernovy. Je to degenerovaná hviezda z neutrónového plynu a predstavuje záverečné štádium vývoja hmotných hviezd. Neutrónové hviezdy sa ďalej delia na pulzary a magentary.

Neutrónová hviezda v srdci Krabej hmloviny.

Hmotnosť neutrónových hviezdy je vždy väčšia, ako 1,4 hmotnosti Slnka, ale menšia, než 3 hmotnosti Slnka. Po prekročení 3-násobku hmotnosti Slnka (Oppenheimerova-Volkoffova medza), by gravitačný kolaps hviezdy pokračoval až do vzniku objektu s extrémne silnou gravitáciou – čiernej diery.

VznikUpraviť

Degenerovaný tlakUpraviť

Každá hviezda vo vesmíre spaľuje vodík pomocou jadrovej fúzie v jej jadru na hélium, poprípade na ťažšie prvky, čím vzniká tlak, ktorý bráni gravitácii hviezdu stlačiť na jadro. Počas jej života sa jadrové reakcie v jadre zrýchľujú, hviezda sa vďaka ubúdaniu zásob ťažkých prvkov zväčšuje, začína viac žiariť a jej životnosť sa kráti. V jadre hviezd podobným nášmu Slnku sa spaľuje vodík na hélium pomocou základného jadrové cyklu známeho ako protón-protónový cyklus. Keď hviezde dôjde vodík, prejde na fúziu hélia a keď sa jej minie aj ten, svoju hornú plynnú vrstvu odhodí v podobe planetárnej hmloviny a jej jadro sa zmenší na bieleho trpaslíka. Biely trpaslíci sú druhmi hviezd, ktoré by vedeli ostať donekonečna v gravitačnej rovnováhe bez toho, aby potrebovali akýkoľvek zdroj energie či jadrovej reakcie.[1] Na rozdiel od iných hviezd, ich náhodný pohyb častíc nezávisí na teplote plynu v ich jadre, čo znamená, že keď sa biely trpaslíci ochladzujú a vyžarujú termálnu energiu, nezmršťujú sa a nestrácajú ani oporu tlaku. Druh tlaku, ktorý gravitačne udržuje biele trpaslíky, sa nazýva degenerativný tlak a vzniká pomocou kvantového mechanického efektu, známeho ako Pauliho vylučovací princíp, ktorý tvrdí, že dve rovnaké častice nemôžu mať rovnakú hybnosť a ani polohu.[1] Tento jav zabraňuje fermiónom aby sa nachádzali blízko seba a súčasne mať rovnaké rýchlosti. Keď sa fermióny k sebe približujú, vylučovací princíp ich núti k veľkým rýchlostiam, ktorý odoláva silnému stláčaniu a vzniká degenerovaný plyn, ktorý udržuje bieleho trpaslíka v gravitačnej rovnováhe. Hviezda sa môže stať bielym trplaslíkom, keď jej elektróny zdegenerujú a stlačia sa na hustotu miliónkrát vyššiu, ako je hustota vody.

Chandrasekharova medzaUpraviť

Keď sa hmotnosť bielych trpaslíkov zvyšuje, náhodné rýchlosti spôsobené degeneráciou sa zvyšujú tiež 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,[1] neexistuje gravitačná rovnováha, pretože pri zvyšovaní rýchlosti elektrónov blížiacich sa rýchlosti svetla oslabuje odolnosť degenerovaného plynu, schopnosť odolávať stláčaniu gravitácie. Vďaka tomu by sa biely trpaslík, s hmotnosťou presahujúcu Chandrasekharovu medzu gravitačne zrútil za ani nie sekundu. Pri výbuchu supernovy prepadnú k bielemu trpaslíkovi silné tlaky, ktoré začnú stláčať elektróny blízko 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 1014 g/cm3.[chýba zdroj]

Vnútorná štruktúraUpraviť

Súčasné pochopenie vnútornej štruktúry neutrónových hviezd je možné vďaka matematickým a fyzikálnym modelom, ktoré sa snažia aplikovať asteroizesmológiu, štúdium oscilácií vo hviezdach, na neutrónové hviezdy a analýzou pozorovaných spektier. Hoci sú tieto modely v mnohých prípadoch presné, nedá sa s istotou povedať, že naše pochopenie štruktúry neutrónových hviezd je správne a preto by sa nasledovné údaje mali brať s odstupom.

 
Hypotetický prierez neutrónovou hviezdou.

Súčasné modely nám naznačujú, že hmota na povrchu neutrónových hviezd sa pravdepodobne skladá len z obyčajných atómových jadier s morom elektrónov, ktoré prenikajú medzerami medzi nimi. Všeobecne sa predpokladá, že dynamika atmosféry neutrónovej hviezdy je riadená jej silným magnetickým poľom. Pod atmosférou sa nachádza pevná "kôra" hviezdy, ktorá je extrémne tvrdá a veľmi hladká-maximálne nepravidelnosti dosahujú 5 mm.[2] Čím viac sa postupuje do vnútra, tým väčšie a väčšie tlaky tam narastajú.[2] Takéto jadrá by sa už na Zemi dávno rozpadli, no vďaka silným tlakom sú stabilné. V tých najnižších vrstvách neutrónovej hviezdy sa jadrá zmenšujú (gravitácia a tlak prevládajú silnú silu) a dosahujeme bod, kde sú prakticky len samé neutróny. Od tohto bodu sa (pre nás) známa hmota správa podľa modelov veľmi zvláštne, že im vedci priraďujú k cestovinám (od toho aj názov nukleárne cestoviny).[2] V samom srdci neutrónovej hviezdy sa podľa výpočtov nachádza ten najhustejší materiál, ktorý je miliárd krát hustejší ako železo. Zloženie takejto hmoty je však ešte stále neisté. Niektorý vedci preto preto predpokladajú, že môže ísť o zvláštnu exotickú hmotu, ktorá môže obsahovať aj neznáme častice a vykazuje odlišné fyzikálne správanie od bežnej hmoty.[2]

Výskyt vo vesmíreUpraviť

Odhaduje sa, že v našej Galaxii sa nachádza okolo 30 miliónov neutrónových hviezd. Pozorovanie osamotených neutrónových hviezd je ťažké, pretože majú len veľmi malý povrch a to z nich robí veľmi slabé objekty. Častejšie sú pozorované ako zložky neutrónovej dvojhviezdy. Pokiaľ je druhý člen dvojhviezdy plazmová hviezda, silnou gravitáciou neutrónovej hviezdy je z nej strhávaná plazma a vytvára okolo neutrónovej hviezdy akrečný disk s vysokým uhlovým momentom. Plazma dopadajúca na povrch disku prípadne až na povrch samotnej neutrónovej hviezdy sa prejavuje emisiou röntgenového žiarenia a systém sa prejavuje ako röntgenová dvojhviezda. Niektoré z najbližších známych neutrónových hviezd sú RX J1856.5−3754, (cca 400 svetelných rokov od Zeme) a PSR J0108−1431 (cca 424 svetelných rokov od Zeme).

ŽiarenieUpraviť

PulzaryUpraviť

Bližšie informácie v hlavnom článku: pulzar
Animácia rotujúceho pulzaru. Čierna guľa v strede predstavuje neutrónovú hviezdu, krivky označujú čiary magnetického poľa a vyčnievajúce kuželi predstavujú emisné zóny žiarenia.

Pulzary sú neutrónové hviezdy, ktoré vykazujú pravidelné záblesky v rôznych oblastiach elektromagnetického spektra. Predpokladá sa, že vznik týchto svetelných pulzov spôsobuje zrýchlený tok elektrických častíc v oblasti ich magnetických pólov. V nich sa nahromadí elektrostatické pole, čo následne vedie k emisiám elektrónov. Emitované elektróny sú v pozdĺž magnetických línií zrýchlené, čo vedie zakriveniu žiarenia do kuželov pri rovníku, ktoré zasahujú len určitú časť vesmíru. Okrem ich pulzujúcich rádiových vĺn boli už neutrónové hviezdy identifikované v iných oblastiach elektromagnetického spektra. To okrem viditeľného spektra zahŕňa aj žiarenie blízko infračerveného či ultrafialového spektra, ale aj röntgenových či gama lúčov. Pulzary, ktoré sú pozorované v röntgenových oblastiach spektra sú známe ako röntgenové pulzary a optické pulzary sú zase druh pulzarov, ktorých je možné vidieť vo viditeľnom spektre (v súčasnosti je ich veľmi málo objavených).

História objavovUpraviť

Pojem neutrónová hviezda prvý krát použili astrofyzici Walter Baade a Fritz Zwicky na stretnutí Americkej fyzikálnej spoločnosti v decembri 1993, kedy zdôraznili, že po výbuchu hmotnej hviezdy (výbuch supernovy) by sa hviezda mohla premeniť na hviezdu, ktorá by pozostávala z extrémne tesne nabalených neutrónov.[3] V tej dobe sa ale uvažovalo, že neutrónové hviezdy sú až príliš slabé na to, aby ich bolo s vtedajšou technikov možné detekovať. V roku 1967 Franco Panini poukázal, že že ak sa neutrónové hviezdy točia a majú zároveň silné magnetické pole, budú emitovať silné elektromagnetické a rádiové vlny. Hneď na to bol rádioastronónom Antony Hewisom a jeho výskumnou asistentkou Jocelyn Bellovou v Cambridgi zachytili krátke, no zato po určitých časových intervaloch opakujúce sa rádiové impulzy z pulzaru. Išlo o naozaj prevratný objav a jeden z prvých dôkazov, že neutrónové hviezdy skutočne existujú-v roku 1974 bola preto Hewisovi udelená Nobelova cena za fyziku, hoci bez Jocelyn Bellovej, ktorá sa objav predtým podelila.

Neskôr sa ukázalo, že nezvyčajný zdroj, ktorý v roku 1965 objavili Antonius Hewish a Samuel Okoye v strede Krabej hmloviny, je v skutočnosti pulzar (známy ako aj krabí pulzar), ktorý bol výsledkom výbuchu supernovy v roku 1054.[4]

V roku 1967 robil Šklovskij optické a röntgenové pozorovania röntgenového zdroja Škorpióna X-1 a správe usúdil, že žiarenie z tohto zdroja v skutočnosti pochádza z neutrónovej hviezdy, ktorá sa nachádzala vo fáze akcelerácie.[5]

V roku 1967 Jocelyn Bell Burnell a Antony Hewish objavili pravidelné rádiové impulzy z pulzaru PSR B1919+21, ktorý bol neskôr interpretovaný ako izolovaná rotujúca neutrónová hviezda. Skúmaním tohto pulzaru sa zistilo, že zdrojom energie pulzaru je práve rotačná energia neutrónovej hviezdy.

V roku 1971 boli Herbert Gurskym, Riccardo Giacconim, R. Levinsonom, Ed Kelloggom, H. Tananbaumom a E. Schreierom objavené 4,8 sekundové pulzácie v súhvezdí Centaurus, Cen X-3, čo definovali ako vznik horúcej neutrónovej hviezdy.

V roku 1974 Joseph Taylor a Russell Hulse objavili prvý binárny pulzar PSR 1913+16, ktorý sa skladá z dvoch neutrónových hviezd, jednej z nich považovaná za pulzar, ktoré sa navzájom obiehali. Na základe všeobecnej teórie relativity predpovedali, že takéto masívne objekty vyžarujú do časopriestoru gravitačné vlny a tak by sa ich dráha mala postupom času rozpadať-čo bolo aj skutočne pozorované a v roku 1993 im bola udelená Nobelova cena za fyziku. [6]

Prvý milisekundový pulzar, označený ako PSR B1937+21 bol objavený Donom Backerom a jeho kolegami v roku 1982. Tento pulzar sa otočí 642-krát za sekundu, čo z neho robilo najrýchlejšie otáčajúci pulzar až do objavu pulzaru PSR J1748-2446ad, ktorý sa otočí 700-krát za sekundu.

V roku 2003 Marta Burgayová a jej kolegovia objavili objekt PSR J0737−3039. Ide zatiaľ o jediný objavený dvojsystém neutrónových hviezd, kde obe zložky tvoria pulzary.

V auguste 2017 detektory Virgo a LIGO prvýkrát zistili gravitačné vlny, ktoré boli produkované kolíziou neutrónových hviezd.[7]

V roku 2019 objavili jednu z najťažších neutrónových hviezd. Ide o objekt PSR J0740+6620 milisekundový pulzar, ktorý váži približne 2,14-krát viac ako Slnko a nachádza sa v binárnom systéme s bielym trpaslíkom cca 4 600 svetelných rokov od Zeme.[8][9]

ReferencieUpraviť

  1. a b c BEGELMAN, REES, Mithchell. Osudová přitažlivost gravitace. Martin : Argo, 2010. ISBN 978-80-257-0806-4. S. 334.
  2. a b c d HAENSEL, P.; A.Y. Potekhin; D.G. Yakovlev. Neutron Stars 1 (Equation of State and Structure). [s.l.] : Springer Science & Business Media, 2006. 620 s. ISBN 978-0-387-33543-8.
  3. CHADWICK, J.. Possible Existence of a Neutron. Nature, 1932-02, roč. 129, čís. 3252, s. 312–312. Dostupné online [cit. 2021-04-04]. ISSN 1476-4687. DOI10.1038/129312a0. (po anglicky)
  4. HEWISH, A., OKOYE, S.. Evidence for an Unusual Source of High Radio Brightness Temperature in the Crab Nebula [online]. nature.com, 1965-07-03, [cit. 2021-04-07]. Dostupné online.
  5. Shklovsky, I. S.. On the Nature of the Source of X-Ray Emission of Sco XR-1. [online]. Astrophysical Journal, vol. 148, p.L1, 1967, [cit. 2021-04-07]. Dostupné online. (po anglicky)
  6. HAENSEL, P.; POTEKHIN, A. Y.; YAKOVLEV, D. G.. Neutron Stars 1: Equation of State and Structure. [s.l.] : Springer Science & Business Media, 2007-12-06. Google-Books-ID: fgj_TZ06niYC. Dostupné online. ISBN 978-0-387-47301-7. (po anglicky)
  7. LIGO Detection of Colliding Neutron Stars Spawns Global Effort to Study the Rare Event [online]. LIGO Lab | Caltech, [cit. 2021-04-04]. Dostupné online.
  8. H. T. Cromartie. Relativistic Shapiro delay measurements of an extremely massive millisecond pulsar [online]. nature.com, 16. september 2019, [cit. 2019-09-19]. Dostupné online. (po anglicky)
  9. Millisecond pulsar PSR J0740+6620 has a white dwarf companion with helium atmosphere, study suggests [online]. phys.org, [cit. 2021-04-03]. Dostupné online. (po anglicky)

Iné projektyUpraviť