Neutrónové hviezdy
Hranica ChandrasekharKolapsFotodisociáciaVyššie prvkyrotáciadegeneráciakonštrukciaMôže sa to nejako priblížiť? Kvarkové hviezdy!
Od určitej hmotnosti nahor už hviezda nemôže zomrieť na relatívne „tichú smrť“, ktorú jedného dňa predbehne aj naše slnko, a tá po fáze červeného obra nakoniec mutuje v bieleho trpaslíka. Už v roku 1931 vypočítal astronóm S. Chandrasekhar, že hviezda nad hranicou 1,4 slnečnej hmoty už nemôže existovať ako biely trpaslík veľkosti Zeme. Zvyšok hviezdy, jej centrálna oblasť, je naopak stlačený dohromady beztiažovou gravitáciou a vytvorí guľu s priemerom iba 20 [km]. Táto štruktúra je neutrónová hviezda. Ak je zvyšná hmotnosť viac ako 2 slnečné hmoty, kolaps nevyhnutne pokračuje k čiernej diere.
Masívna hviezda neustále stráca hmotu v dôsledku emitovaného žiarenia a silného slnečného vetra. Ak bude mať jeho stred stále hmotnosť nad limitom Chandrasekhar aj po skončení všetkých reakcií syntézy a teda uplynie aktívny život, bude jeho koniec mimoriadne dramatický. Jadro pozostáva iba zo železa a niklu, ktoré sa už nemôžu ďalej taviť. Ďalšie fúzie budú prebiehať v rôznych škrupinách sústredených okolo jadra ako cibuľa, ale stále tu uvoľnená energia nie je dostatočná na to, aby vydržala gravitáciu. Nakoniec, v strede hviezdy je teraz železná/niklová guľa, ktorá je väčšia ako Zem. Tu však úplne chýba plyn a radiačný tlak generovaný jadrovými fúziami, ktoré kompenzovali dovnútra smerovaný gravitačný efekt. Gravitácia je teraz silná a stláča jadro. Dokonca ani počiatočný nástup degeneratívneho tlaku z elektrónov už nemôže vydržať, kolaps hviezdy nezadržateľne pokračuje.
Ako už bolo uvedené, nad zónou jadra pokračuje fúzia v rôznych obaloch, zatiaľ čo jadro pokračuje v kompresii pod gravitačným tlakom, pričom môže dosiahnuť teplotu 5 až 10 miliárd [K]. V určitom okamihu začína proces známy ako fotodisociácia sa volá. Môžeme si predstaviť, že pri horení škrupiny vznikajú vysokoenergetické fotóny, ktoré prenikajú do jadra a sú tu celkom aktívne ako gama kvantá. Postupná kontrakcia hviezdy tiež zvyšuje tlak v jednotlivých škrupinách a tým zvyšuje teplotu. Jadrové fúzie preto prebiehajú čoraz rýchlejšie a uvoľnené fotóny získavajú neustále sa zvyšujúci energetický obsah. Teraz ste schopní rozbiť väčšinu železných jadier v strede (myslia sa tu iba „nahé“ atómové jadrá, sú úplne ionizované a už nemajú elektróny). V tejto reakcii zostávajú častice alfa, to znamená jadrá hélia, pozostávajúce z 2 protónov a 2 neutrónov.
Neutrónová hviezda RXJ 185635-3754 V Corone Australis (Južná koruna) bol zdroj röntgenových lúčov objavený už v roku 1992 vo vzdialenosti iba 400 svetelných rokov. HST (Hubblov ďalekohľad) teraz umiestnil túto hviezdu vo viditeľnom svetle. Objekt má povrchovú teplotu vyššiu ako
650 000 [K] a priemer iba asi 28 [km], takže môže ísť iba o neutrónovú hviezdu. Žiadny iný objekt s takými vlastnosťami nemohol existovať. Neutrónová hviezda dostala označenie RXJ 185635-3754.
S láskavým dovolením STScI, Fred Walter (Štátna univerzita v New Yorku a Stony Brook) a NASA
Na zničenie atómových jadier železa musí byť použitá väzobná energia, čo znamená, že tlak klesá a konečne začína kolaps. Jadro hviezdy je úplne mimo rovnováhy a zrúti sa v priebehu niekoľkých milisekúnd. Hustota sa zvyšuje tak ohromne, že elektróny (e -), ktoré sú stále neviazané, sú stlačené tak blízko k protónom (p), že s nimi fúzujú a vytvárajú neutróny (N). Počas tohto procesu (tzv. Inverzný β-rozpad) sa súčasne vytvárajú masy neutrín (n), ktoré takmer nikdy neinteragujú s inými jadrovými časticami:
Posledné menované predstavujú väčšinu teraz uvoľnenej gravitačnej energie a bežia nerušene z jadra takmer rýchlosťou svetla (pozri tiež Supernova). Keď hustota dosiahne asi 4,10 11 [gcm -3], neutróny vychádzajú z jadier a tvoria so zvyšnými atómovými jadrami akúsi zmiešanú fázu. Keď hustota jadrovej hmoty dosiahne 2,8 x 10 14 [gcm -3], existujú prakticky iba neutróny. Pred tým, pri hustote 10 12 [gcm -3], režim teraz preberá degeneračný tlak neutrónov, ktorý teraz začína.
Ak sa dosiahne tento bod, náhle sa zvýši stlačiteľnosť zvyšku (= Zvyšky) neutróny už nemôžu kondenzovať. Až teraz si vonkajší plášť hviezdy „všimne“ zmenšenie veľkosti jadra a vrhne sa dovnútra veľkou rýchlosťou. Je brutálne zastavený, keď zasiahne jadro, ktoré bolo vďaka zotrvačnosti stlačené oveľa ďalej, ako to jeho koncový stupeň v skutočnosti umožňuje. Vďaka tomu sa otočí dozadu a padajúca hviezdna hmota sa náhle odkloní a zrýchli smerom von. Plášť hviezdy je vyvrhnutý nadzvukovou rýchlosťou.
To spustí rázovú vlnu, ktorá teraz prechádza celou zvyšnou hviezdou v opačnom smere. To zvyšuje teplotu škrupiny do takej miery (pravdepodobne kvôli zriedkavým, ale vyskytujúcim sa reakciám neutrín s inými jadrovými časticami), že sú vyvolané ďalšie jadrové fúzie. Za tento krátky čas zostávajúci hviezde sa v rôznych škrupinách generujú vyššie prvky až po urán, hlavne zachytávaním neutrónov. Distribúcia vo veľkej miere zodpovedá kvantitatívnemu rozdeleniu prvkov tak, ako ich nájdeme v celom vesmíre.
Neutrónová hviezda v hre Puppis
V južnom súhvezdí Puppis (Schiff Argo) observatórium Rosat objavilo jeden z najsilnejších röntgenových zdrojov na oblohe. Ide o výbuch supernovy, šokované, horúce zvyšky bývalej hviezdnej škrupiny intenzívne žiaria v röntgenovom svetle. Stále môžete vidieť malý jasný bod: Toto je mladá neutrónová hviezda, ktorá uniká z boku rýchlosťou viac ako 1 000 [km/s] od centra asymetrického výbuchu.
S láskavým dovolením S. Snowden, R. Petre (LHEA/GSFC), C. Becker (MIT) a kol., ROSAT Project, NASA
Rázová vlna vyvolaná kolapsom potom praskne (po niekoľkých hodinách) vonkajšiu škrupinu s rýchlosťou 10 000 [km/s] alebo viac, čím sa ťažké prvky tiež vyhodia do vesmíru ako horúci plyn - vytvorí sa supernova. Toto vyhodenie sa neskôr použije ako medzihviezdny materiál na stavbu nových generácií hviezd, formovanie planét a dokonca aj na vytváranie života. Všetci sme vyrobené z tohto materiálu - nič iné ako hviezdicový popol!
Počas kontrakcie si zvyškové jadro zachováva krútiaci moment pôvodnej hviezdy, čo enormne zvyšuje jeho rotáciu. Kvôli zachovaniu momentu hybnosti sa neutrónová hviezda môže otáčať až viac ako tisíckrát za sekundu. Ak má stále magnetické pole, stáva sa z neho pulzar.
Pri priemere asi 20 [km] sa kolaps zastaví. Toto výsledné teleso, ktoré má teraz stále viac ako hmotnosť nášho slnka, má teraz o jeden kvadrilión (10 15) hustotu vyššiu ako voda; jeden kubický centimeter hmoty na jeho povrchu „váži“ maličkosť miliardy ton. Osoba na tomto povrchu by preto
70 000 000 000 000 ton vážiť!
Exotické podmienky Na neutrónovej hviezde vládnu skutočne exotické podmienky. Gravitácia je 10 12-krát väčšia ako na zemi, človek by tu mal nepredstaviteľnú váhu. Vďaka silnému zakriveniu svetla mohla byť polovica hviezdy prehliadnutá a vzdialený pozorovateľ dokonca videl až za horizont. Náš zlý návštevník by musel dosiahnuť takmer polovičnú rýchlosť svetla, aby znovu unikol z hviezdy. Ak by sa však chcel venovať „horolezectvu“, musel by na zdolanie 1 mm vysokého vrcholu použiť viac energie, ako by potreboval na opustenie zemského gravitačného poľa. Pre návštevníka by tiež nebolo veľmi prospešné magnetické pole, ktoré je viac ako 10 miliárdkrát silnejšie ako zemské a rotácia hviezdy až 1000 krát za sekundu. niekoľko stotisíc [K] mu dovtedy nemalo nič urobiť.
Prečo sa jadro ďalej nezrúti, položíme si teraz otázku? Horná hranica hmotnosti neutrónovej hviezdy je medzi 1,8 a 2 hmotami Slnka. Ak prekročí túto hranicu, nevyhnutne sa z nej stane čierna diera. Ak zostane pod ním, môže pôsobiť proti pôsobiacej gravitácii tlakom, ktorý vychádza z neutrónov. Tie sa za takých extrémnych podmienok zdegenerujú, to znamená, že sa pohybujú relativistickými rýchlosťami. Ich kinetické energie (kinetické energie) sú také vysoké, že ich možno porovnať so zvyšnou hmotnosťou častíc (E = mc 2) častíc.
Za týchto relativistických podmienok kinetická energia už nezanedbateľne prispieva k hmotnosti.
Neutróny sú zvyčajne stabilné iba vtedy, ak sú viazané na protóny, ako v bežných atómových jadrách. Inak sa rozpadajú (v dôsledku β-rozpadu) s polčasom rozpadu okolo 880 sekúnd na protón, elektrón a antineutríno (náprotivok neutrína). Ale v ohromnej hustote v neutrónovej hviezde sú elektróny už zabalené tak blízko pôvodným protónom, že kvôli Pavlovmu princípu vylúčenia už nie je priestor pre ďalšie elektróny.
To znamená, že už neexistujú žiadne neobsadené kvantové stavy, ktoré by mohli elektróny obsadiť. To je dôvod, prečo (takmer) iba neutróny môžu existovať v takýchto extrémnych podmienkach. Neutrónový plyn je zdegenerovaný.
Štruktúra neutrónovej hviezdy bude vyzerať asi takto:
Zvonku bude pravdepodobne mať pevnú tenkú kôru zo železných jadier. Na jeho povrchu budete márne hľadať prevýšenia; obrovská gravitácia umožňuje „hory“ najviac 1 mm.
Štruktúra neutrónovej hviezdy Ako je zrejmé z tohto náčrtu, je možné si predstaviť štruktúru neutrónovej hviezdy. Čím hlbšie preniknete, tým exotickejšie sú zložky, ako napríklad (izotopy) kobaltových, niklových, germániových a dokonca kryptónových jadier. Za normálnych okolností by sa rozpadli (s uvoľnením elektrónov a antineutrín, ale tu to nie je možné kvôli Pauliho zákazu). Ďalej vo vnútri sa hustota zvyšuje čoraz viac, až kým sa nedostane do rozsahu hustoty jadrových častíc (10 14 [g cm 3]). Pravdepodobne tu zostali iba čisté neutróny, okrem niekoľkých protónov a elektrónov. Neutróny tu majú vlastnosti supertekutiny, kvapaliny bez vnútorného trenia. Ak by ste to „premiešali“, vygenerovaný vír by pokračoval v nekonečnom krúžení. Niekoľko protónov a elektrónov tiež spôsobuje supravodivosť, to znamená, že neexistuje elektrický odpor. Po indukcii by prúd tiekol navždy.
Magnetické pole takto zrútenej hviezdy dosahuje nepredstaviteľnú silu (pozri tiež magnetary). Spolu s vysokou rýchlosťou otáčania pôsobí ako obrovské dynamo a za určitých okolností sa môže javiť ako pulzar.
Ďalší koniec neutrónovej hviezdy je menej dramatický.
Je isté, že časom (miliardy rokov!) Spomalí svoju rotáciu. Okrem toho sa postupne úplne ochladí, až kým v priestore nebude plávať iba čierne, neskutočne kompaktné telo, podobne ako na konci bielych trpaslíkov. Takýchto ochladených škvarových hrudiek môžu byť vo vesmíre miliardy, ale extrémne dlhá fáza ochladzovania naznačuje, že všetky neutrónové hviezdy, ktoré sa doteraz vytvorili, sú stále viditeľné. Okrem toho je tiež možné, že hviezda opäť zachytí medzihviezdnu hmotu vďaka svojmu mimoriadne silnému gravitačnému poľu (možno aj úplnej hviezde, ak má spoločníka). Potom sa určite zrúti do čiernej diery, keď dôjde k prekročeniu určitého hmotnostného limitu. Stretnutie dvoch neutrónových hviezd alebo jednej s čiernou dierou je ešte dramatickejšie. Potom budú krúžiť okolo ako predátori číhajúci na korisť. Rýchlosti sa zvýšia, čím viac sa objekty priblížia. Krátko pred splynutím s čiernou dierou sa to deje takmer rýchlosťou svetla. Generujú sa mimoriadne silné gravitačné vlny, ktoré nám jedného dňa môžu povedať o takýchto udalostiach.
V poslednej dobe sa už nepredpokladá, že neutrónová hviezda je tvorená iba neutrónmi. Môže sa stať, že je tvorený niečím, čo sa nazýva hyperóny sa skladá. Jedná sa o ťažké častice (baryóny), ktoré pozostávajú nielen z kvarkov hore a dole ako protóny a neutróny, ale obsahujú aj zvláštne a čarovné kvarky. Takáto štruktúra by potom bola o niečo „mäkšia“, stlačiteľnejšia ako hviezda vyrobená z neutrónov a mohla by mať priemer menší ako 20 [km]. Jeho rotačný čas potom môže mať hodnoty až 1 [ms] bez toho, aby sa hviezda roztrhla. Dnes poznáme celú sériu pulzarov, ktoré rotujú v milisekundovom rozmedzí, takže by mohli pozostávať z hyperónov.
Kvarky vytvoril v šesťdesiatych rokoch fyzik Murray Gell-Mann a George Zweig vyvinutý ako časticový model, podľa ktorého sú z nich tvorené protóny a neutróny. Spočiatku boli postulované iba 3 rôzne kvarky, hore, dole a zvláštne kvarky. Neskôr boli zistené ďalšie kvarky s názvom vrchný, pôvabný a spodný kvark. Takže sú (okrem elektrónov) najmenšími stavebnými blokmi hmoty a držia ich pohromade takzvané gluóny (= Lepiace častice). Kvarky nemožno pozorovať ako voľné častice, je ich však možné identifikovať, ak sa atómové jadrá zrazia pri vysokých rýchlostiach vo veľkých urýchľovačoch častíc. Bolo dokonca možné zistiť nový stav hmoty, takzvanú kvark-gluónovú plazmu.
Vďaka spolupráci medzi dvoma observatóriami, Chandrou a Hubbleom, bolo možné skúmať dva objekty, ktoré sú pre neutrónové hviezdy v skutočnosti príliš malé.
Kvarková hviezda RXJ1856.3-3754 Rovnako ako tu objekt s názvom RXJ1856.3-3754, ktorá je v južnej korune vzdialená iba 400 svetelných rokov. Okrem šokujúco vysokej teploty 700 000 [K], ktorá je viac ako 100-krát horúcejšia ako slnko (!), Má „hviezda“ tiež priemer iba 11 [km]. Ale to je pre neutrónovú hviezdu v obvyklom zmysle príliš malé, pravdepodobne to môže byť iba kvarková hviezda.
3C58 3C58, ďalší kandidát na hviezdu Quark. Jeho povrchová teplota je tiež necelých milión [K]! Táto neutrónová hviezda pravdepodobne pochádzala zo supernovy, ktorú popísali japonskí a čínski astronómovia už v roku 1181. Predchádzajúci model chladenia neutrónových hviezd je potrebné kvôli jeho existencii prehodnotiť.
Zdvorilosť NASA/Chandra
Na rozdiel od hviezd zložených z hyperónov (malo by sa povedať: kompaktné objekty!), Hviezdy z kvarku už nepozostávajú z diskrétnych baryónov, ale skôr pravdepodobne v ich jadre existuje čistá kvarková hmota. Takýto stav hmoty by bol o niečo stlačiteľnejší ako objekt pozostávajúci z hyperónov a mohol by tak poskytnúť vysvetlenie pre novoobjavené hviezdy. Mohli by byť poskytnuté ďalšie dôkazy, ak možno nájsť pulzar s periódou rotácie menej ako 1 [ms].
O týchto exotických objektoch nazývaných neutrónové hviezdy už vieme veľa, reprodukuje sa tu iba zlomok z nich. Avšak s každým novým objavom ste na novom začiatku, kde je nespočetné množstvo odpovedí.
Späť k Dying Stars
Prejsť na: pulzary