|
Astronomický snímok dňa 
|
|
|
 |
| |
Milí spoluBOINCovníci, takže máme spustenú oficiálnu verziu projektu Einstein@Home. Táto séria troch ?lánkov by chcela doplni? základný popis projektu a pozrie? sa na? aj z troška iného uhlu a osvetli? vám niektoré zaujímavé a dôležité súvislosti.
Jednotlivé ?asti sú pomerne výrazne obsahovo oddelené.
Jedným z hlavných pôvodcov gravita?ných v?n, na ktorých sú zamerané aj zariadenia, z ktorých údaje vaše po?íta?e analyzujú, sú neutrónové hviezdy/pulzary (tieto pojmy si samozrejme vysvetlíme). V prvej ?asti sa teda pozrieme na zrod, život a smr? hviezdy a osvetlíme kedy a pre?o môžu neutrónové hviezdy a pulzary vzniknú?. Je písaná jednoduchou formou prístupnou každému, nemusíte vedie? ni? o fyzike ani astronómii.
Druhá ?as? sa takisto zrozumite?nou formou venuje popisu širšieho pozadia problému gravita?ných v?n a vysvet?uje ?o to vlastne je, pre?o sú pre fyziku také zaujímavé a ?o môžme získa? ak sa nám ich podarí nájs?.
V tretej, ostatnej ?asti sa opä?, tentoraz však už troška podrobnejšie, pozrieme priamo na neutrónové hviezdy (teda aj pulzary), na to, z ?oho sa presne skladajú, ?o o nich veda v sú?asnosti vie a ako sa vlastne o nich môžme dozvedie? nie?o nové. Táto ?as? je trošku zložitejšia, ale každý z vás kto niekedy namontoval aspo? žiarovku v obýva?ke by mal tomu porozumie?, takže smelo do ?ítania. Akurát to možno nepre?ítate za pä? minút ako správu z novín, ale ve? o to tu ide – poznanie je vzrušujúce, tak na?o si ten pôžitok skracova?, nie?
Takže, skúste si urobi? pohodlie a ponorte sa do vzrušujúceho sveta vedy a jej popisu vesmíru. Verím, že sa mi pre vás podarilo pripravi? vcelku zaujímavé a obohacujúce ?ítanie, takže ak vás veda zaujíma, neo?utujete, že ste sa do?ho za?ítali.
Na úvod si môžme teda nie?o poveda? o tom, ?o vlastne neutrónová hviezda je a odkia? sa tieto zaujímavé vesmírne objekty nabrali.
Neutrónová hviezda, ako už z jej názvu vyplýva, je hviezdou. Ako vyzerá životopis priemernej neutrónovej hviezdy? Hviezdy vznikajú z medzihviezdnych prachovoplynových mra?ien, ktoré sa „pova?ujú“ po Galaxii od jej vzniku. Sú to obrovské, studené (len pár stup?ov nad absolútnou nulou, ktorá zodpovedá teplote mínus 273.15 stup?ov Celzia) a ve?mi riedke oblaky obsahujúce prevažne vodík a hélium, ktoré stámilióny až miliardy rokov bez zmeny plávajú v priestore. Ke? sa však v ich blízkom okolí vyskytne nejaký neobvyklý proces, môže to naruši? ich rovnováhu a – za?nú sa zmrš?ova?. Takýmto po?iato?ným impulzom môže by? napr. výbuch blízkej supernovy, gravita?ný „kopanec“ od hviezdy prelietavajúcej blízko mra?na, zrážka dvoch galaxií at?. Mra?no sa za?ne teda zmrš?ova?, zahus?ova? a zahrieva?. V strede narastá hustota aj teplota (presne ako ke? napr. stla?íte vzduch v pieste vzduchovky – zohreje sa!). Ke?že pojem „teplota“ nám nehovorí ni? iné ako nie?o o „trasení“ atómov (?ím vyššia teplota, tým prudšie sa atómy pohybujú a tým prudšie sú aj ich vzájomné zrážky), s narastajúcou teplotou sa zrážky atómov stávajú prudšie a prudšie, až pri istej kritickej teplote (približne desa? miliónov stup?ov Celzia) sa zrazu jadrá vodíka dokážu spoji? na jadro hélia. Pri tomto procese sa uvo?ní pomerne ve?ké množstvo energie vo forme fotónov (napr. svetla) a neutrín (ve?mi zaujímavé ?astice, pre náš výklad však momentálne nepodstatné). ?iže – „zapálili“sa jadrové reakcie a hviezda sa narodila! Zárove? tento proces zastaví ?alšie zmrš?ovanie mra?na, teraz už hviezdy, a ustáli sa na pekný gu?ovitý tvar (presnejšie v?aka rotácii mierne sploštený). Je to kvôli tomu, že svetlo, teda fotóny, vytvárajú zvnútra hviezdy na jej hmotu tlak, podobne ako vietor (keby ste do vákua umiestnili nejakú „vrtu?ku“, pomali?ky by sa pod vplyvom tlaku svetla zo Slnka rozto?ila). Takže – máme tu výbornú rovnováhu – gravitácia sa snaží hmotu stla?i? do ?o najmenšieho objemu, zatia? ?o tlak žiarenia zvnútra hviezdy sa snaží hviezdy „rozfúknu?“. Výsledkom je rovnováha, pekná stabilne svietiaca hviezda. Lenže – zásoby vodíka v jadre hviezdy nie sú ve?né, a jedného d?a sa minie. Naše Slnko je napr. približne 5 miliárd rokov staré, a bude pok?udne spa?ova? svoj vodík ešte cca ?alších 5 miliárd rokov. Ale ?o sa stane potom? Ke? vyhoria zásoby vodíka v strede hviezdy, nastane problém. Nie je ?o spa?ova?, v strede nie je žiaden vodík, len hélium ako „popol“. Prestane sa vyžarova? žiarenie, stratí sa tlak zvnútra hviezdy, a po mnohých miliónoch ?i miliardách rokov sa hviezda opä? podvolí gravitácii a za?ne sa znova zmrš?ova?. V strede za?ne ešte viac narasta? teplota a hustota, jadrá hélia sa za?nú zráža? stále vä?šími rýchlos?ami, až zrazu – jadrá hélia sa pri zrážkach za?nú zlu?ova? na ešte ?ažšie prvky! Opä? sa teda zapália termojadrové reakcie a opä? hviezda za?ne žiari? a vytvorí sa nová rovnováha. Hviezda je teraz v strede hustejšia, horúcejšia. Lenže – hélia je menej ako pôvodne vodíka, a okrem toho zlu?ovanie hélia neposkytuje už to?ko energie, „nehreje“ tak ve?a. Zákonite, po istom ?ase aj hélium vyhorí. Opä? nastane „výpadok“ žiarenia, ?alšie zmrš?ovanie jadra hviezdy, zvyšovanie teploty...
V týchto fázach vývoja všetko závisí od celkovej hmotnosti hviezdy. Ak má dostato?nú hmotnos?, gravitácia dokáže takýmto spôsobom postupne stlá?a? jadro hviezdy viac a viac až do extrémnych hustôt a teplôt, pri ktorých vznikajú postupne jadrá kyslíka (áno, všetok kyslík, ktorý teraz na Zemi dýchame, vznikol kedysi dávno v dnes už m?tvych hviezdach, v ich jadrovom „kotli“.Aj v našom Slnku sa nachádza omnoho viac jadier kyslíka ako na Zemi), uhlíka, kremíka at?. Ale aj toto má raz koniec – každá ?alšia reakcia tohto cyklu je totiž menej a menej energetická, a potom už ani akoko?vek hmotná hviezda nedokáže produkova? vo svojom jadre dostatok energie na to, aby sa udržala v rovnováhe. A vtedy – prichádza smr?.
To, do akého „neba“ hviezda pôjde, záleží len a len na jej celkovej hmotnosti. Existujú iba tri rôzne možnosti. Ak má hviezda v okamihu svojej smrti hmotnos? menšiu než cca 1.44 hmotnosti Slnka, hviezdne jadro bude gravitáciou tak silno stla?ené, až sa sa vytvorí polievka zložená z atómových jadier a vo?ne pohybujúcich sa elektrónov, tzv. elektrónovo degenerovaný plyn (nevytvoria sa žiadne atómy - ?iže jadrá okolo ktorých pekne obiehajú elektróny - tak ako ich tu máme na Zemi). ?alšiemu stlá?aniu zabráni tlak, ktorým sa odpudzujú elektricky pozitívne nabité jadrá. Takáto extrémna forma hmoty má samozrejme ve?mi vysokú hustotu, zápalková škatu?ka takejto hmoty by vážila na Zemi asi dve tony. Ke?že hviezda je už m?tva, neprodukuje už žiadnu novú energiu, avšak pomaly vyžaruje do okolitého priestoru zásoby energie nazhromaždené po?as jej života a po?as koncového výbuchu (ktorý mimochodom voláme „nova“, ke?že na krátky ?as hviezda prudko zažiari a na oblohe sa môže objavi? ako „nová“ hviezda, paradoxne napriek tomu že je to v skuto?nosti jej zánik...). Jej do biela rozžeravený povrch dal tomuto objektu aj názov – biely trpaslík (názov trpaslík je ve?mi výstižný, ke?že napriek hmotnosti porovnate?nej s hmotnos?ou Slnka je priemer takéhoto objektu približne rovný priemeru Zeme).
?o sa však stane ak je hviezda ?ažšia ako tých 1.44 hmotnosti slnka? Zaujímavá vec – v tomto prípade totiž v závere?nom gravita?nom zmrš?ovaní bude hmota hviezdy tak ve?ká, že tlak odpudzujúcich sa jadier a elektrónov nedokáže zastavi? zmrš?ovanie a – zjednodušene povedané, elektróny sa za?nú „vráža?“ do protónov, a vzniknú neutróny. Pri tomto procese nastane zárove? obrovský výbuch, jeden z najenergetickejších procesov od vzniku vesmíru. Hviezda sa nieko?komiliardkrát zjasní a teda na chví?u (pár dní, maximálne týžd?ov) zažiari viac ako všetky ostatné hviezdy v galaxii dohromady (riadny oh?ostroj, však?), tento výbuch voláme „supernova“. Teplota v strede hviezdy dosiahne na krátky ?as nieko?ko miliárd stup?ov Celzia (áno, nie je to preklep, miliárd). Supernovy sú v?aka svojej obrovskej jasnosti výborným merítkom vzdialeností v ?alekom vesmíre. Ale neodbo?ujme od témy... Po výbuchu nám teda zostane neutrónová hviezda. Zvyšok hmoty hviezdy (obohatený o ?ažké prvky, ktoré vznikli až po?as výbuchu, ke? bol dostatok energie na ich vytvorenie – napr. železo, zlato, olovo, urán...) sú rozprášené a vyvrhnuté do medzihviezdneho prostredia. ?iže – napr. všetko zlato aj urán, ?o na Zemi máme, pochádza z dávnych supernov (a teda aj štiepením jadier uránu v atómových elektrár?ach vlastne len opä? získavame naspä? energiu, ktorú do nich kedysi „natla?ila“ supernova pri výbuchu). Ale vrá?me sa k problému - hmota neutrónovej hviezdy je asi najextrémnejšou formou hmoty aká môže existova?. Je totiž ešte nieko?konásobne hustejšia ako atómové jadro, takže napr. špendlíková hlavi?ka hmoty neutrónovej hviezdy by na Zemi vážila to?ko ?o celá Cheopsova pyramída. Práve istá skupina neutrónových hviezd dokáže vyžarova? ve?mi intenzívne žiarenie, a preto sa pomerne ?ahko h?adajú – to je dôvod pre?o sa práve na ne zameriava projekt Einstein@Home (na grafickom výstupe k projektu sú znázornené ako farebné body na pozadí hviezdnej oblohy). Ale viac o nich si povieme v tretej ?asti tejto série ?lánkov.
No a aká je tretia možná varianta pre hviezdy? Ak má hviezda ešte vyššiu hmotnos? (viac než približne osem hmotností Slnka, táto hodnota nie je ešte celkom presne známa), ani vzájomný tlak neutrónov nedokáže zastavi? ?alší gravita?ný kolaps, a ke?že koncentrovaná hmotnos? nám zakrivuje ?asopriestor, v istom okamžiku sa deformácia ?asopriestoru v okolí kolabujúcej hmoty (ktorý bol pomerne badate?ný pre bieleho trpaslíka a už zna?ný pre neutrónovú hviezdu) stane tak extrémna, že priestor sa akoby „pretrhne“, a vytvorí sa nekone?ne deformovaný priestoro?as, ?iže vznikne akoby diera v priestoro?ase, ?iže – ?ierna diera (tento pôvodne posmešný názov kedysi vymyslel jeden z odporcov tejto teórie).
Pre podrobenejšie a názorné vysvetlenie pojmu priestoro?as si pre?ítajte druhú ?as? tohto ?lánku. Nebudem vás tu teraz ani za?ažova? zbyto?ným popisom extrémnosti týchto objektov, napr. že tesne pred pádom do ?iernej diery by ste v?aka spoma?ovaniu plynutia ?asu v silnom gravita?nom poli uvideli za pár sekúnd celú budúcnos? vesmíru (veštice a proroci veru nemajú šancu :- ), ale ak vás táto problematika zaujíma, ur?ite si pozrite nasledujúce jednoduche animácie (ako hovorí známy výrok „Moderná veda hrani?í s mágiou“, bu?te pripravený na to, že správanie týchto objektov sa dá popísa? ve?mi výstižne ako „halucinácia“, ovšem uvedomme si, že tieto efekty naozaj reálne existujú):
Takto to vyzerá ke? sa približujete k ?iernej diere (alebo aj k neutrónovej hviezde – v tom prípade by bol jediný rozdiel, že namiesto ?ierneho „ni?oho“ by ste uvideli malé gu?até „nie?o“).
Takto to vyzerá, keby ste obiehali okolo ?iernej diery na obežnej dráhe (vidíte tie ?udné a deformované obrazy okolitých hviezd?).
Toto by ste videli pri ?alšom približovaní k „povrchu“ ?iernej diery.
Keby ste sa tesne nad ?iernou dierou pozreli nahor na oblohu, uvideli by ste toto.
No a nakoniec keby ste obiehali ?iernu dieru tesne tesne nad jej horizontom udalostí (hranica medzi „našim“ vesmírom a tým ?o je v ?iernej diere), videli by ste okolitý vesmír takto poprekrúcaný.
Takže vidie?, že aj posmrtný život hviezd je neuverite?ný a zvláštny.
Obrázok 1:
Tento obrázok z Hubblovho vesmírneho ?alekoh?adu nám ukazuje centrum hmoviny M42 v Orióne, ktorá je jedným z najkrajších príkladov zrodu hviezd – toto je jej centrálna ?as?, priemer zobrazenej ?asti je cca dva svetelné roky.
Obrázok 2:
Toto je tzv. Hertzsprung – Russellov diagram, základná vec pri popise života hviedy. Nie je to ni? iné ako závislos? povrchovej teploty hviezdy (?iže jej farby) od celkovej svietivosti (ve?kosti). Vpravo dole sa nachádzajú studené a malé (málo svietivé) hviezdy, v?avo dole horúce a malé hviezdy (napr. bieli trpaslíci), vpravo hore studené ve?ké hviezdy (tzv. obri a nadobri), v?avo hore horúce a ve?ké hviezdy. Nebudem vás zdržova? prílišnými detailami, možno ak by ste prejavili záujem, teraz si len stru?ne povieme, že vä?šinu života strávi hviezda na tzv. hlavnej postupnosti (oblas? rozprestierajúca sa od ?avého horného rohu až po pravý spodný, aj naše Slnko leží na nej, približne v pravej strednej tretine diagramu), pri?om postupne sa presúva po diagrame, až skon?í napr. ako biely trpaslík v?avo dole. Poloha hviezdy sa dá ?ahko zisti? zo spektrálnej analýzy svetla hviezdy a jej svietivosti, a pod?a umiestnenia na tomto diagrame potom astronómovia vedia poveda? v akej fáze vývoja sa hviezda nachádza a aký približne bude jej ?a?ší osud. Ve?mi šikovná pomôcka!
Obrázok 3:
Na tomto obrázku vidíme v južnej ?asti medzihviezdne plynovo prachové mra?no, z ktorého sa formujú hviezdy (1), v strednej ?asti (2) vidíme hviezdy v stabilnom štádiu života na hlavnej postupnosti, a v?avo hore (3) je ve?ká hviezda v štádiu krátko pred smr?ou, ktorá už odhodila aj ?as? hmoty v snahe zbavi? sa prebyto?nej zá?aže (vidno ju ako slabý namodralý polkruh okolo hviezdy). Toto „rodinné foto“ nasnímala NASA.
Obrázok 4:
Takto vyzerá oblas?, kde kedysi vybuchla supernova – jej rozmetané zvyšky vidie? ako hmlovinu NGC 2736 rozpínajúcu sa momentálne rýchlos?ou cca 500 tisíc km/hod do okolitého priestoru. Hviezda v strede nie je uvedená supernova (tá už dávno pohasla), ale pomáha k rozžiareniu hmloviny. Snímka – NASA.
Obrázok 5:
Toto je Eta Carinae – ve?mi hmotná hviezda, ktorá každú chví?u môže vybuchnú? ako supernova. Predtým však v jej búrlivých predsmrtných k??och ešte odhadzuje hmotu v sérii ve?kých protuberancií (povrchových výbuchov), pri?om to ?o vidíte na obrázku pochádza z poslednej ve?kej erupcie z roku 1847. Rýchlos? rozpínania odhadzovanej obálky je takmer 2.5 milióna km/hod a hmotnos? mnohonásobne prevyšuje hmotnos? Zeme. To len na ukážku toho, aké brutálne procesy nastávajú na konci života hviezdy – viete si asi predstavi? aké peklo nastane, ke? hviezda nakoniec vybuchne ako supernova... Ke?že táto hviezda je aj napriek snahe zbavi? sa hmoty výrazne ?ažšia než osem hmotností slnka, jej jediným osudom je premena na ?iernu dieru. Tento proces bude sprevádzaný vyžarovaním gravita?ných v?n a rovnako extrémnou sp?škou žiarenia gama a vysokoenergetického kozmického žiarenia v smere osí rotácie. Naš?astie táto os je ako vidíte z obrázku sklonená vo?i Zemi o cca 60 stup?ov, takže ohrozenie Zeme nehrozí. Okrem toho táto hviezda sa nachádza vo vzdialenosti 2000 parsekov, a výbuch supernovy môže ohrozi? Zem (napríklad úplným zni?ením ozónovej vrstvy v priebehu asi jedného roka a vysokou dávkou rádioaktivity trvajúcou cca dvadsa? rokov) iba ak je bližšie ako 8 parsekov, ?o sa v priemere stane raz za 1.5 miliardy rokov... Pre predstavu - najbližšia hviezda (Proxima Centauri) je od nás vzdialená približne jeden parsek.
Obrázok 6:
Ke?že reálne obrázky naozaj existujúcich objektov sú ur?ite ve?mi fascinujúce, stojí za to pozrie? sa aj na tento takmer až umelecký skvost, ktorý vytvorila príroda – v Orlej hmlovine M16 sa podobne ako v mnohých iných tiež rodia hviezdy. Na tomto obrázku z Hubblovho vesmírneho ?alekoh?adu vidíme zaujímavú situáciu, ke? z pôvodného mra?na vzniklo mnoho nových hviezd, pri?om ich svetlo zvyšok hmloviny „rozfukuje“ do stratena.
KiiroiZen / Kotuli? Bunta
juraj_kotulic AT yahoo.com
Komentáre/diskusia k tomuto ?lánku.
Vytvoril: KiiroiZen / Kotulic Bunta [16. jún 2005 04:55:08] / Upravené: [16. jún 2005 06:19:39] / Počet zobrazení: [10280] |
|
|
 |
|
