 |
Nejsem si tím jist, proto ji vkládám nejdřív sem...
Neutronové hvězdy
Život hvězdy je náročný. Je neustále v práci, pokud má děti, neustále kolem ní obíhají a nedají pokoj, dokud je sama nepohltí.
Hvězd existuje několik druhů. Typy hvězd jsou spíše různá vývojová stádia, která závisí na stáří stálice a její hmotnosti.
Jedním z těchto druhů jsou neutronové hvězdy.
Co jsou zač?
Základním omylem, který o neutronových hvězdách panuje, je to, že jsou staré a obtloustlé. Není to pravda. Jsou sice staré, ale nejsou při těle, jen mají těžké kosti. Na rozdíl od jiných hvězd, kde má hmotu na starost impozantní objem hořících prvků (vodík, hélium, uhlík, popř. křemík) spalované v oblasti o průměru klidně i několika milionů kilometrů, u neutronových hvězd je to ne tolik impozantní objem (tyto objekty mají dvacet kilometrů v průměru) velmi nahuštěných neutronů v podobě tzv. neutronového plynu, který má hustotu 10 na 14 g/cm krychlový, což je tak hrozně moc, že mě ani nenapadá přirovnání. Prý kdybyste vzali mililitr z neutronové hvězdy, vážil by tolik, co celková lidská populace.
Neutronová hvězda je totiž degenerovaná. To (z astrofyzikálního hlediska) v podstatě znamená, že její hmota byla stlačena do vysoké hustoty a teploty.
Jak vznikají?
Když hvězda stárne, spotřebovává své palivo a výdej její energie se zmenšuje. To jí dost zvedá tlak (představte si, miliardy tun hmoty, za které můžete jen a jen vy, jak vás drtí ze všech stran a už nemáte pořádně sílu je od sebe držet dál. Trochu jako nevděčné děti). Degenerace může proběhnout pouze u hvězd, jejichž tlak záření představuje jen 9,21% celkového tlaku. Tlak záření roste se čtvrtou mocninou teploty, která ve středové oblasti roste s hmotností hvězdy. Dobrý ne?
Zkrátka: Čím hmotnější hvězda, tím větší teplota uvnitř, tím větší tlak záření, tím nenaplněnější podmínka degenerace. Tahle podmínka se dá označit jako Oppenheimerova- Volkoffova mez. Tato mez označuje horní hmotnost hvězdy, která se může stát neutronovou (přesněji čtyři hmotnosti slunce).
Zvyšování tlaku v jádru probíhá postupně a nejdříve má za následek obyčejnou degeneraci. To znamená, že nejdřív se vlivem tlaku uvolní elektrony z elektronových obalů (hustota je tu 1000 g/cm krychlových, což je zhruba jako dvě kapky kapaliny, které budou vážit kilogram).
Při dalším stlačení vzniká tzv. Fermiho plyn- ten tvoří jádra bílých trpaslíků. Všichni trpaslíci nejsou bílí, pozor na rasové předsudky. Když budeme tuto hmotu dále stlačovat, nastane tzv. relativistická degenerace, kdy se elektrony začnou pohybovat relativistickou rychlostí (větší než 1/3 rychlosti světla), pro tyto elektrony je výhodnější, aby se spojily s protony, a tak nastane inverzní beta rozpad. Tadá, už je všechno jasné, jak Slunce ze vzdálenosti deseti parseků? Nicmoc, co? Haha.
Inverzní beta rozpad probíhá podle rovnice: p + e- → n + ν
Kde ν bude představovat elektronové neutrino, poněvadž nevím, jak tu dělat spodní indexy, abych udělal dolní pravý index e, který by značil elektronovou podstatu neutrina, p je proton, e s mínusem je elektron a n je neutron.
Tomuto procesu se též říká neutronizace.
Protože jsou v tomto stavu dřívější červené hvězdy vyhořelé existence, s nezaplaceným nájmem, pod velkým vnitřním tlakem (způsobující hustotu 10 na 11 g/cm krychlových), se závislostí na matce (a navíc pravděpodobně kouřící cigaretu někde v koutku), jejich jádra obsahují velké množství Helia s nukleonovým číslem 4, zde 4He (Nukleonové číslo udává počet neukleonů (protonů a neutronů) v atomovém jádru, 4He má tedy dva neutrony a dva protony), které při takové hustotě podléhá neutronizaci:
4He → 3He + n
To ale ještě není vše, přátelé, protože: Takové 3He se dále rozpadá podle rovnice: 3He + 2e- → 3n + 2ν
Takže z jednoho atomu He se stanou čtyři neutrony. Přitom každý neutron je o něco málo těžší, než proton.
Navíc... čím větší je hustota, tím víc je neutronů a ty jsou stabilní (protože rozpad neutronu na proton, elektron a elektronové antineutrino, není možné- elektron by se v takovém krutém světě neuživil).
Z hvězd, které podléhají degeneraci se může stát několik dalších nebeských útvarů. Buď bílý trpaslík a planetární mlhovina, nebo (v případě rychlé neutronizace) supernova, po níž přijde buď roztomiloučká neutronová hvězda, nebo černá díra.
1. Kolik hmotností sluncí je Oppenheimerova- Volkoffova mez?
Jaká je hustota neutronového plynu v neutronových hvězdách? |