Neutronové hvězdy, pulzary a magnetary

Neutronové hvězdy se podstatně liší od hvězd jako Slunce. Hvězda hlavní posloupnosti (například právě Slunce) je složena z plazmatu a v jejím jádru probíhají termonukleární reakce. Gravitace je kompenzována tlakem plazmatu při vysoké teplotě. Naproti tomu během vzniku neutronové hvězdy jsou pod velkým tlakem elektrony vmáčknuty do jader atomů, čímž se protony v jádrech změní na neutrony (za vyzáření příslušného počtu neutrin), čímž vzniká tzv. neutronový degenerovaný plyn. Tento proces se nazývá neutronizace. Neutronová hvězda se tedy skládá ze samých neutronů a gravitace je kompenzována tlakem.

Neutronové hvězdy vznikají převážně rychlým gravitačním kolapsem jader hmotných hvězd. Vznikají jako pozůstatek po výbuchu supernovy typu II, typu Ib nebo Ic. Při tomto procesu se musí zachovávat moment hybnosti. Je to podobné, jako když se roztočíme na kancelářské židli: pokud upažíme, otáčení se zpomalí, pokud opět připažíme, otáčení se zrychlí. Jádro neutronové hvězdy zmenší při svém vzniku svůj poloměr ze stovek tisíc kilometrů přibližně na deset kilometrů. Pokud aplikujeme zákon zachování momentu hybnosti, můžeme odhadnout novou rotační periodu, která bude výsledkem násobení původní rotační periody (typicky desítky dnů) a kvadrátu poměru velikosti po kolapsu a před ním. Hvězda s rozměrem jádra 500 000 km a rotační periodou měsíc se pak po kolapsu na neutronovou hvězdu musí roztočit s periodou jedné milisekundy.

Jedná se vlastně o nejmenší druh hvězd vůbec. I když slovo hvězda bychom měli používat opatrně! Neutronová hvězda je totiž pozůstatkem po supernově (tj. po hvězdě, která je alespoň 10krát hmotnější než Slunce). Když hvězdě, nejčastěji se jedná o rudé obry, dojde její palivo (vodík), začnou se její termonukleární reakce, “živit” čím dál těžšími prvky, až se atomy blízko jádra sloučí na atomy železa. To vede k prudkému odvržení všech vrchních vrstev hvězdy  – exploze supernovy. Nevybuchlé jádro se vlivem vnějšího tlaku začne rychle smršťovat. V degenerovaném a velmi hustém plynu se volné protony a elektrony začnou slučovat a vznikají neutrony za doprovodu velkého množství energie v podobě neutrin. Celý tento proces nazýváme neutronizace (neutronová degenerace).

Hmotnost typických neutronových hvězd se pohybuje v rozmezí od 1,35 slunečních hmot do 2,1 slunečních hmot (teoreticky až 3-5 slunečních hmot, což je hodnota známá jako Tolman-Oppenheimer-Volkoffova mez a představuje mez, při které se těleso složené z degenerovaného neutronového plynu přemění na černou díru, nebo na kvarkovou hvězdu), rozměry neutronové hvězdy jsou však jen mezi 10 a 20 km v průměru neutronová hvězda s vyšší hmotností má menší poloměr. To odpovídá hustotám 8×1013 až 2×1015 g/cm³, za kterých se látka chová jako degenerovaný neutronový plyn.

Intenzivní gravitační pole v okolí neutronové hvězdy dokáže přitáhnout vše hmotné k jejímu gravitačnímu centru. Případné srážky s jinými vesmírnými tělesy jsou doprovázeny uvolněním velkého množství energie, indikovaným mohutnou emisí gama záření – gama záblesk.

Většina hvězd má magnetická pole zamrzlá v hvězdném plazmatu. Při zhroucení hvězdy např. o průměru 2,5 mil. km do neutronové hvězdy o průměru 25 km se její průměr zmenšil o několik řádů, stejně tak se zmenšil i objem a povrch, ale vzrostla hustota. Siločáry mag. pole zůstaly všechny, ale jejich hustota vzrostla, tedy vzrostla také intenzita magnetického pole. Magnetické pole obyčejné hvězdy je několik setin tesla, na neutronových hvězdách jsou magnetická pole velmi silná, od 106 až do 109 T. A právě tato silná magnetická pole dělají z neutronových hvězd pulsary, zdroje pravidelně se opakujících záblesků. Všechny pulzary jsou neutronové hvězdy, ale většinu neutronových hvězd jako pulzary nepozorujeme, neboť pulzy jejich záření míjejí Zemi.

Ve vesmíru je málo pozorovaných osamocených neutronových hvězd, pozorování osamocené neutronové hvězdy je nesnadné, protože jsou to velmi slabě zářící objekty, neboť jejich povrch je velmi malý. Vzhledem k vysoké povrchové teplotě vysílají ultrafialové a rentgenové záření. Častěji neutronové hvězdy pozorujeme jako neutronové dvojhvězdy.

Neutronové hvězdy jsou často pozorované jako pulsary, výjimečně jako magnetary.

Na základě současných matematických modelů soudíme, že povrch neutronové hvězdy se skládá z klasických atomových jader a elektronů. „Atmosféra“ neutronové hvězdy je asi 1 m silná a pod ní je pevná „kůra“. Hlouběji jsou atomy stále těžší se stále více neutrony (zpravidla izotopy, které by se v pozemských podmínkách dávno rozpadly, za takto vysokého tlaku jsou však stabilní). Hlouběji se nalézá tzv. neutronová mez přesycenosti (orig. neutron drip), tedy mez, kde mohou existovat jak samotné volné neutrony, tak atomová jádra s elektrony. Směrem do hloubky jader stále více ubývá a přibývají volné neutrony – v dostatečné hloubce již zůstávají jen neutrony – tato oblast se nazývá jádro. Přesná podstata superhusté hmoty v jádru není ještě přesně známá. Zpravidla se nazývá neutronový degenerovaný plyn – jde o (pravděpodobně) supratekutou směs neutronů, (malého podílu) protonů a elektronů a (s přibývající hustotou stále více zastoupených) pionů, kaonů, nebo tzv. podivné hmoty (orig. strange matter, odvozeno od kvantové vlastnosti pojmenované jako podivnost), která zahrnuje směs kvarků.

Pulzar

Pulzar je velmi rychle rotující neutronová hvězda, která vysílá pravidelné záblesky v různých spektrech elektromagnetického záření (gama, ultrafialové, infračervené, radiové i světelné). Jednotlivé pulzy se s železnou pravidelností opakují v krátkých intervalech. Ty jsou v rozmezí od 0,03s do několika mála sekund, ale nikdy netrvají méně než 0,01 sekundy.

Při gravitačním kolapsu řítící se plazma s sebou strhne magnetické siločáry původní hvězdy. Protože se průměr kolapsem zmenší až milionkrát, zhustí se jeho siločáry bilionkrát (tolikrát se totiž zmenší její povrch) a to je důsledek zamrzlosti siločar. Proto na pulzaru vznikne velmi silné magnetické pole. Od své mateřské hvězdy pulzar přebere nejen velkou část její vnitřní hmoty a magnetické pole, ale i její rotaci (úhlový moment) tzn., že se prudce roztočí. A právě tato rotační energie pulzaru je zdrojem jeho záření. Je to obrovské zásobárna energie. Vyzařováním však pulzar svoji rotační energii ztrácí, zpomaluje se a perioda pulzů se pozvolna prodlužuje. Osamocený pulzar chladne a mění se v chladnoucí infračervenou a pak černou kouli, nesmírně hustou a pomalu zastavující své otáčení.

Pulsary jsou rotující neutronové hvězdy, které vyzařují elektromagnetické záření. Intenzita záření se pro vzdáleného pozorovatele pravidelně mění, pravděpodobně v souvislosti s rotací hvězdy. Jedná se o takzvaný majákový efekt.

Rotací poháněné pulsary, kde ztráta rotační energie hvězdy pohání radiaci.

Pulsary poháněné přírůstkem hmoty (to platí pro většinu, ale ne všechny, rentgenové pulsary), kde gravitační energie z přirůstající hmoty je zdrojem energie (a produkuje rentgenové záření pozorovatelné ze Země).

Magnetary, kde radiaci pohání rozklad extrémně silného magnetického pole.

Magnetar

Když se supernova zhroutí do neutronové hvězdy, síla jejího magnetického pole dramaticky vzroste. Duncan a Thompson vypočítali, že magnetické pole neutronové hvězdy, běžně dosahující ohromných 108 T, může za jistých okolností narůst ještě více, na více než 1011 T. Takovou vysoce magnetickou neutronovou hvězdu nazýváme magnetar.

Magnetar je neutronová hvězda s extrémně silným magnetickým polem. Rozpad nestabilní kůry doprovází mohutné emise vysokoenergetického elektromagnetického záření, především rentgenového a gama záření.

Ve vnějších vrstvách magnetaru, které se skládají z plazmy těžkých prvků (většinou železa), může tlak vzrůst natolik, že to vede k „hvězdotřesení.“ Energie těchto seismických vibrací je extrémně vysoká a má za následek záblesk rentgenového a gama záření. Astronomové takové objekty znají jako SGR.

Odhaduje se, že asi desetina explozí supernovy vyústí v magnetar a ne v obvyklejší neutronovou hvězdu nebo pulsar. To se stává, jen pokud má hvězda rychlou rotaci a silné magnetické pole, ještě než vybuchne jako supernova. Předpokládá se, že magnetické pole magnetaru způsobuje konvekcí řízené dynamo horké neutronové hmoty z jádra hvězdy, které začne fungovat asi v prvních 10 sekundách života neutronové hvězdy. Pokud neutronová hvězda na počátku rotuje stejně rychle, jako je perioda konvekce, asi deset milisekund, mohou konvekční proudy působit globálně a přenášet významné množství své kinetické energie do energie magnetického pole. U pomaleji rotujících neutronových hvězd se konvekční proudy formují jen místně.

Život magnetaru jako SGR je krátký: energie vydávaná explozemi při hvězdotřesení zpomaluje rotaci (způsobuje, že magnetary rotují mnohem pomaleji než jiné neutronové hvězdy srovnatelného věku) a oslabuje magnetické pole, takže hvězdotřesení asi po 10 000 letech utichnou. Hvězda pak ještě vyzařuje rentgenové paprsky a změní se tak v objekt nazývaný astronomy AXP. Po dalších 10 000 přestane vydávat i tyto záblesky. Na počátku svého života je však zdrojem obrovských vzplanutí, z nichž některá byla přímo pozorována.

Magnetické pole magnetaru by bylo smrtelné na vzdálenost do 1000 km kvůli deformaci atomů v živé hmotě.

http://www.youtube.com/watch?v=VgGXaIU0lTU

Zdroj: Wikipedie, internet

 

magnetar magnetar1  neutronová hvězda2 pulzar

Leave a Reply