Neutronová hvězda

Z Wikina

Přejít na: navigace, hledání

Neutronová hvězda je degenerovaná hvězda z neutronového plynu.

Obsah

Velikost a hmotnost neutronových hvězd

Její hmotnost je větší než 1,4 Mo (Chandrasekharova mez), ale menší než Oppenheimerova-Volkoffova mez (kolem 4 Mo). Degenerované hvězdy o hmotnosti menší než Chandrasekharova mez jsou bílími trpaslíky. Objekty hmotnější než Oppenheimerova–Volkoffova mez jsou černými dírami. Průměr neutronových hvězd je mezi 20 a 30 km. Obrovská hmotnost vměstnaná do tak malého objemu znamená hustoty větší než 1014, což jsou přibližně hustoty atomového jádra. Látka za takových hustot je neutronovým plynem. Tlak degenerovaného neutronového plynu působí proti obrovské vlastní gravitaci a zabraňuje kolapsu neutronové hvězdy – pokud ovšem hmotnost nepřesáhne Oppenheimerovu–Volkoffovu mez.

Vznik hvězd

Neutronové hvězdy vznikají gravitačním kolapsem červených veleobrů, tj. při výbuchu supernovy typu II. Zhroucení veleobra způsobí v jeho vyhořelém jádru obrovský tlak a obrovskou hustotu. Volné elektrony jsou vtlačeny do protonů a vzniknou neutrony (a neutrina). Tento proces, nazývaný neutronizace, je důsledkem Pauliho principu.

Při zhroucení veleobra do neutronové hvězdy každý jeho nukleon přeměnil svou potenciální energii v kinetickou. Snadno vypočteme, že je to asi 100 MeV. Tato kinetická energie padajícího nukleonu se ve zhroucené neutronové hvězdě srážkami přemění v chaotický tepelný pohyb (s Maxwellovým rozložením rychlostí). Tento proces přeměny jednosměrného pohybu v chaotický tepelný se nazývá termalizace (nebo též maxwellizace). Výsledná teplota vzniklé neutronové hvězdy tedy dosahuje 1012 K (neboť průměrnou kinetickou energii 1 eV mají částice při teplotě 104 K).

V prvých sekundách nově zrozené neutronové hvězdy se uvolnilo obrovské množství neutrin (tzv. URCA proces). Neutrina pronikají látkou (na rozdíl od fotonů) téměř bez překážky do okolního vesmíru. To potvrdila pozorování supernovy ve Velkém Magellanovu oblaku v roce 1987. V únoru tohoto roku zaznamenaly neutrinové observatoře několik neutrin z této supernovy.

Nesmírné teplo vytvořené při zhroucení červeného veleobra snadno uniká ve formě neutrin z jádra ven a neutronová hvězda velmi rychle chladne: během několika prvých sekund se ochladí z 1012 K na 1011 K a teplota prudce klesá. S ní klesá i emise neutrin. Při povrchové teplotě několika mil. K hvězda vyzařuje rentgenové záření. Vysoké teploty mladých neutronových hvězd jsou dotvrzeny pozorováními.

Magnetické pole

Většina hvězd (ne-li všechny) mají magnetická pole, která jsou zamrzlá do hvězdného plazmatu. Při zhroucení hvězdy o průměru 2,5 mil. km do neutronové hvězdy o průměru 25 km se průměr zmenšil 105krát, objem se zmenšil a hustota vzrostla 1015krát, povrch se zmenšil 1010krát. Siločáry zůstaly všechny, jejich hustota (intenzita magnetického pole) tedy vzrostla 1010-krát. Magnetické pole obyčejné hvězdy je několik gaussů. Na neutronové hvězdě jsou proto velice silná magnetická pole, od 108 G az 1012 G. A právě tato silná pole dělají z neutronové hvězdy pulzary, zdroje pravidelně se opakujících záblesků. Všechny pulzary jsou neutronové hvězdy, ale většina neutro pulzary nejsou. Některé neutronové hvězdy jsou osamocené. Osamocených hvězd (nejen osamocených pulzarů) je však ve vesmíru málo. Pozorování osamocené neutronové hvězdy je navíc nesnadné: jsou to velmi slabé objekty, neboť jejich povrch je velice malý. Vzhledem k vysoké povrchové teplotě (statisíce až mil. K) vysílají ultrafialové a rentgenové záření.

Dvojhvězdy

Dvojhvězdy (obecně vícenásobné hvězdy či hvězdy s planetární soustavou) jsou ve vesmíru častější než osamocené. Neutronové hvězdy vytvářejí vždy v prostoru kolem sebe velmi hlubokou gravitační "propast". Je-li ve dvojhvězdě, přepadává k ní z průvodce plazma. Z méně hmotných průvodců (o hmotnosti menší než 0,5 Mo přetéká proud plazmatu z jejich Rocheova laloku a tvoří kolem neutronové hvězdy [akreční disk] (viz obr...) s vysokým úhlovým momentem. Vnitřní hranice akrečního disku velmi rychle rotuje. Zasahuje magnetosféru neutronové hvězdy a urychluje do závratné rychlosti její rotaci. Po vyrovnání rychlosti rotace neutronových hvězd s oběžnou rychlostí vnitřní části akrečního disku je dosažen ustálený stav – neutronová hvězda se otáčí několiksetkrát za sekundu (tzv. milisekundové pulzary).

Pokud je neutronová hvězda je ve společnosti obří hvězdy (o hmotnosti větší než 10 Mo), přepadává její látka do gravitační propasti ve formě hvězdného větru. Ten však má jen slabý úhlový moment a rotaci neutronové hvězddy neurychluje. Takové pulzary rotují pomalu; otočka může trvat čtvrt hodiny i déle.

Ve dvojhvězdě padá plazma z obyčejné plazmové hvězdy do akrečního disku nebo až na povrch neutronové hvězdy. Velká kinetická energie dopadajících částic se mění v teplo a energetické fotony. Proto jsou dvojhvězdy s neutronovou hvězdou zdrojem rentgenového záření (rentgenové dvojhvězdy).

Počet neutronových hvězd ve vesmíru

Kolik je v Galaxii neutronových hvězd? Je jich podstatně víc, než můžeme pozorováním zjistit. Lze však udělat hrubý odhad: podle pozorování se za století v Galaxii vyskytnou průměrně 3 supernovy, které po sobě zanechají neutronové hvězdy. Těch, které zanechávají černou díru, je značně méně (neboť velmi hmotné hvězdy jsou poměrně vzácné). Stáří Galaxie je 10 mld. let. V Galaxii by tedy mělo být asi 300 mil. neutronových hvězd. Galaxie má 150 mld. hvězd. Tzn. že z 500 hvězd je 1 neutronová.

Odkazy

Reference

Velká encyklopedie vesmíru

Související témata

Literatura

Internetové odkazy

Osobní nástroje
Jmenné prostory
Varianty
Akce
Navigace
Stránky
Nástroje
[CNW:Counter]