|
Astronomick snmok da 
|
|
|
 |
| |
Milí spoluBOINCovníci, takže máme spustenú oficiálnu verziu projektu Einstein@Home. Táto séria troch èlánkov by chcela doplni základný popis projektu a pozrie sa naò aj z troška iného uhlu a osvetli vám niektoré zaujímavé a dôležité súvislosti.
Jednotlivé èasti sú pomerne výrazne obsahovo oddelené.
Jedným z hlavných pôvodcov gravitaèných vån, na ktorých sú zamerané aj zariadenia, z ktorých údaje vaše poèítaèe analyzujú, sú neutrónové hviezdy/pulzary (tieto pojmy si samozrejme vysvetlíme). V prvej èasti sa teda pozrieme na zrod, život a smr hviezdy a osvetlíme kedy a preèo môžu neutrónové hviezdy a pulzary vzniknú. Je písaná jednoduchou formou prístupnou každému, nemusíte vedie niè o fyzike ani astronómii.
Druhá èas sa takisto zrozumite¾nou formou venuje popisu širšieho pozadia problému gravitaèných vån a vysvet¾uje èo to vlastne je, preèo sú pre fyziku také zaujímavé a èo môžme získa ak sa nám ich podarí nájs.
V tretej, ostatnej èasti sa opä, tentoraz však už troška podrobnejšie, pozrieme priamo na neutrónové hviezdy (teda aj pulzary), na to, z èoho sa presne skladajú, èo o nich veda v súèasnosti vie a ako sa vlastne o nich môžme dozvedie nieèo nové. Táto èas je trošku zložitejšia, ale každý z vás kto niekedy namontoval aspoò žiarovku v obývaèke by mal tomu porozumie, takže smelo do èítania. Akurát to možno nepreèítate za pä minút ako správu z novín, ale veï o to tu ide – poznanie je vzrušujúce, tak naèo 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 èítanie, takže ak vás veda zaujíma, neo¾utujete, že ste sa doòho zaèítali.
Na úvod si môžme teda nieèo poveda o tom, èo vlastne neutrónová hviezda je a odkia¾ 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 mraèien, ktoré sa „pova¾ujú“ po Galaxii od jej vzniku. Sú to obrovské, studené (len pár stupòov nad absolútnou nulou, ktorá zodpovedá teplote mínus 273.15 stupòov Celzia) a ve¾mi riedke oblaky obsahujúce prevažne vodík a hélium, ktoré stámilióny až miliardy rokov bez zmeny plávajú v priestore. Keï sa však v ich blízkom okolí vyskytne nejaký neobvyklý proces, môže to naruši ich rovnováhu a – zaènú sa zmršova. Takýmto poèiatoèným impulzom môže by napr. výbuch blízkej supernovy, gravitaèný „kopanec“ od hviezdy prelietavajúcej blízko mraèna, zrážka dvoch galaxií atï. Mraèno sa zaène teda zmršova, zahusova a zahrieva. V strede narastá hustota aj teplota (presne ako keï napr. stlaèíte vzduch v pieste vzduchovky – zohreje sa!). Keïže pojem „teplota“ nám nehovorí niè iné ako nieèo o „trasení“ atómov (èím 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 stupòov Celzia) sa zrazu jadrá vodíka dokážu spoji na jadro hélia. Pri tomto procese sa uvo¾ní pomerne ve¾ké množstvo energie vo forme fotónov (napr. svetla) a neutrín (ve¾mi zaujímavé èastice, pre náš výklad však momentálne nepodstatné). Èiže – „zapálili“sa jadrové reakcie a hviezda sa narodila! Zároveò tento proces zastaví ïalšie zmršovanie mraèna, teraz už hviezdy, a ustáli sa na pekný gu¾ovitý tvar (presnejšie vïaka 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 „vrtu¾ku“, pomalièky by sa pod vplyvom tlaku svetla zo Slnka roztoèila). Takže – máme tu výbornú rovnováhu – gravitácia sa snaží hmotu stlaèi do èo najmenšieho objemu, zatia¾ èo tlak žiarenia zvnútra hviezdy sa snaží hviezdy „rozfúknu“. Výsledkom je rovnováha, pekná stabilne svietiaca hviezda. Lenže – zásoby vodíka v jadre hviezdy nie sú veèné, a jedného dòa sa minie. Naše Slnko je napr. približne 5 miliárd rokov staré, a bude pok¾udne spa¾ova svoj vodík ešte cca ïalších 5 miliárd rokov. Ale èo sa stane potom? Keï vyhoria zásoby vodíka v strede hviezdy, nastane problém. Nie je èo spa¾ova, v strede nie je žiaden vodík, len hélium ako „popol“. Prestane sa vyžarova žiarenie, stratí sa tlak zvnútra hviezdy, a po mnohých miliónoch èi miliardách rokov sa hviezda opä podvolí gravitácii a zaène sa znova zmršova. V strede zaène ešte viac narasta teplota a hustota, jadrá hélia sa zaènú zráža stále väèšími rýchlosami, až zrazu – jadrá hélia sa pri zrážkach zaènú zluèova na ešte ažšie prvky! Opä sa teda zapália termojadrové reakcie a opä hviezda zaène žiari a vytvorí sa nová rovnováha. Hviezda je teraz v strede hustejšia, horúcejšia. Lenže – hélia je menej ako pôvodne vodíka, a okrem toho zluèovanie hélia neposkytuje už to¾ko energie, „nehreje“ tak ve¾a. Zákonite, po istom èase aj hélium vyhorí. Opä nastane „výpadok“ žiarenia, ïalšie zmršovanie jadra hviezdy, zvyšovanie teploty...
V týchto fázach vývoja všetko závisí od celkovej hmotnosti hviezdy. Ak má dostatoènú hmotnos, gravitácia dokáže takýmto spôsobom postupne stláèa 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 màtvych hviezdach, v ich jadrovom „kotli“.Aj v našom Slnku sa nachádza omnoho viac jadier kyslíka ako na Zemi), uhlíka, kremíka atï. Ale aj toto má raz koniec – každá ïalšia reakcia tohto cyklu je totiž menej a menej energetická, a potom už ani akoko¾vek 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 stlaèené, až sa sa vytvorí polievka zložená z atómových jadier a vo¾ne pohybujúcich sa elektrónov, tzv. elektrónovo degenerovaný plyn (nevytvoria sa žiadne atómy - èiže jadrá okolo ktorých pekne obiehajú elektróny - tak ako ich tu máme na Zemi). Ïalšiemu stláèaniu zabráni tlak, ktorým sa odpudzujú elektricky pozitívne nabité jadrá. Takáto extrémna forma hmoty má samozrejme ve¾mi vysokú hustotu, zápalková škatu¾ka takejto hmoty by vážila na Zemi asi dve tony. Keïže hviezda je už màtva, neprodukuje už žiadnu novú energiu, avšak pomaly vyžaruje do okolitého priestoru zásoby energie nazhromaždené poèas jej života a poèas koncového výbuchu (ktorý mimochodom voláme „nova“, keïže na krátky èas hviezda prudko zažiari a na oblohe sa môže objavi ako „nová“ hviezda, paradoxne napriek tomu že je to v skutoènosti jej zánik...). Jej do biela rozžeravený povrch dal tomuto objektu aj názov – biely trpaslík (názov trpaslík je ve¾mi výstižný, keïže napriek hmotnosti porovnate¾nej s hmotnosou Slnka je priemer takéhoto objektu približne rovný priemeru Zeme).
Èo sa však stane ak je hviezda ažšia ako tých 1.44 hmotnosti slnka? Zaujímavá vec – v tomto prípade totiž v závereènom gravitaènom zmršovaní bude hmota hviezdy tak ve¾ká, že tlak odpudzujúcich sa jadier a elektrónov nedokáže zastavi zmršovanie a – zjednodušene povedané, elektróny sa zaènú „vráža“ do protónov, a vzniknú neutróny. Pri tomto procese nastane zároveò obrovský výbuch, jeden z najenergetickejších procesov od vzniku vesmíru. Hviezda sa nieko¾komiliardkrát zjasní a teda na chví¾u (pár dní, maximálne týždòov) zažiari viac ako všetky ostatné hviezdy v galaxii dohromady (riadny ohòostroj, však?), tento výbuch voláme „supernova“. Teplota v strede hviezdy dosiahne na krátky èas nieko¾ko miliárd stupòov Celzia (áno, nie je to preklep, miliárd). Supernovy sú vïaka svojej obrovskej jasnosti výborným merítkom vzdialeností v ïalekom vesmíre. Ale neodboèujme od témy... Po výbuchu nám teda zostane neutrónová hviezda. Zvyšok hmoty hviezdy (obohatený o ažké prvky, ktoré vznikli až poèas výbuchu, keï bol dostatok energie na ich vytvorenie – napr. železo, zlato, olovo, urán...) sú rozprášené a vyvrhnuté do medzihviezdneho prostredia. Èiže – napr. všetko zlato aj urán, èo na Zemi máme, pochádza z dávnych supernov (a teda aj štiepením jadier uránu v atómových elektráròach vlastne len opä získavame naspä energiu, ktorú do nich kedysi „natlaèila“ supernova pri výbuchu). Ale vráme sa k problému - hmota neutrónovej hviezdy je asi najextrémnejšou formou hmoty aká môže existova. Je totiž ešte nieko¾konásobne hustejšia ako atómové jadro, takže napr. špendlíková hlavièka hmoty neutrónovej hviezdy by na Zemi vážila to¾ko èo celá Cheopsova pyramída. Práve istá skupina neutrónových hviezd dokáže vyžarova ve¾mi intenzívne žiarenie, a preto sa pomerne ¾ahko h¾adajú – to je dôvod preèo 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 èasti tejto série èlánkov.
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 ïalší gravitaèný kolaps, a keïže koncentrovaná hmotnos nám zakrivuje èasopriestor, v istom okamžiku sa deformácia èasopriestoru v okolí kolabujúcej hmoty (ktorý bol pomerne badate¾ný pre bieleho trpaslíka a už znaèný pre neutrónovú hviezdu) stane tak extrémna, že priestor sa akoby „pretrhne“, a vytvorí sa nekoneène deformovaný priestoroèas, èiže vznikne akoby diera v priestoroèase, èiže – èierna diera (tento pôvodne posmešný názov kedysi vymyslel jeden z odporcov tejto teórie).
Pre podrobenejšie a názorné vysvetlenie pojmu priestoroèas si preèítajte druhú èas tohto èlánku. Nebudem vás tu teraz ani zaažova zbytoèným popisom extrémnosti týchto objektov, napr. že tesne pred pádom do èiernej diery by ste vïaka spoma¾ovaniu plynutia èasu v silnom gravitaènom poli uvideli za pár sekúnd celú budúcnos vesmíru (veštice a proroci veru nemajú šancu :- ), ale ak vás táto problematika zaujíma, urèite si pozrite nasledujúce jednoduche animácie (ako hovorí známy výrok „Moderná veda hranièí s mágiou“, buïte pripravený na to, že správanie týchto objektov sa dá popísa ve¾mi výstižne ako „halucinácia“, ovšem uvedomme si, že tieto efekty naozaj reálne existujú):
Takto to vyzerá keï sa približujete k èiernej diere (alebo aj k neutrónovej hviezde – v tom prípade by bol jediný rozdiel, že namiesto èierneho „nièoho“ by ste uvideli malé gu¾até „nieèo“).
Takto to vyzerá, keby ste obiehali okolo èiernej diery na obežnej dráhe (vidíte tie èudné a deformované obrazy okolitých hviezd?).
Toto by ste videli pri ïalšom približovaní k „povrchu“ èiernej diery.
Keby ste sa tesne nad èiernou dierou pozreli nahor na oblohu, uvideli by ste toto.
No a nakoniec keby ste obiehali èiernu dieru tesne tesne nad jej horizontom udalostí (hranica medzi „našim“ vesmírom a tým èo je v èiernej diere), videli by ste okolitý vesmír takto poprekrúcaný.
Takže vidie, že aj posmrtný život hviezd je neuverite¾ný a zvláštny.
Obrázok 1:
Tento obrázok z Hubblovho vesmírneho ïalekoh¾adu nám ukazuje centrum hmoviny M42 v Orióne, ktorá je jedným z najkrajších príkladov zrodu hviezd – toto je jej centrálna èas, priemer zobrazenej èasti je cca dva svetelné roky.
Obrázok 2:
Toto je tzv. Hertzsprung – Russellov diagram, základná vec pri popise života hviedy. Nie je to niè iné ako závislos povrchovej teploty hviezdy (èiže jej farby) od celkovej svietivosti (ve¾kosti). Vpravo dole sa nachádzajú studené a malé (málo svietivé) hviezdy, v¾avo dole horúce a malé hviezdy (napr. bieli trpaslíci), vpravo hore studené ve¾ké hviezdy (tzv. obri a nadobri), v¾avo hore horúce a ve¾ké hviezdy. Nebudem vás zdržova prílišnými detailami, možno ak by ste prejavili záujem, teraz si len struène povieme, že väèšinu života strávi hviezda na tzv. hlavnej postupnosti (oblas rozprestierajúca sa od ¾avého horného rohu až po pravý spodný, aj naše Slnko leží na nej, približne v pravej strednej tretine diagramu), prièom postupne sa presúva po diagrame, až skonèí napr. ako biely trpaslík v¾avo dole. Poloha hviezdy sa dá ¾ahko zisti zo spektrálnej analýzy svetla hviezdy a jej svietivosti, a pod¾a umiestnenia na tomto diagrame potom astronómovia vedia poveda v akej fáze vývoja sa hviezda nachádza a aký približne bude jej ïa¾ší osud. Ve¾mi šikovná pomôcka!
Obrázok 3:
Na tomto obrázku vidíme v južnej èasti medzihviezdne plynovo prachové mraèno, z ktorého sa formujú hviezdy (1), v strednej èasti (2) vidíme hviezdy v stabilnom štádiu života na hlavnej postupnosti, a v¾avo hore (3) je ve¾ká hviezda v štádiu krátko pred smrou, ktorá už odhodila aj èas hmoty v snahe zbavi sa prebytoènej záaže (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 rýchlosou 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 – ve¾mi hmotná hviezda, ktorá každú chví¾u môže vybuchnú ako supernova. Predtým však v jej búrlivých predsmrtných kàèoch ešte odhadzuje hmotu v sérii ve¾kých protuberancií (povrchových výbuchov), prièom to èo vidíte na obrázku pochádza z poslednej ve¾kej 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, keï hviezda nakoniec vybuchne ako supernova... Keïže táto hviezda je aj napriek snahe zbavi sa hmoty výrazne ažšia než osem hmotností slnka, jej jediným osudom je premena na èiernu dieru. Tento proces bude sprevádzaný vyžarovaním gravitaèných vån a rovnako extrémnou spàškou žiarenia gama a vysokoenergetického kozmického žiarenia v smere osí rotácie. Našastie táto os je ako vidíte z obrázku sklonená voèi Zemi o cca 60 stupòov, takže ohrozenie Zeme nehrozí. Okrem toho táto hviezda sa nachádza vo vzdialenosti 2000 parsekov, a výbuch supernovy môže ohrozi Zem (napríklad úplným znièením ozónovej vrstvy v priebehu asi jedného roka a vysokou dávkou rádioaktivity trvajúcou cca dvadsa rokov) iba ak je bližšie ako 8 parsekov, èo 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:
Keïže reálne obrázky naozaj existujúcich objektov sú urèite ve¾mi 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 ïalekoh¾adu vidíme zaujímavú situáciu, keï z pôvodného mraèna vzniklo mnoho nových hviezd, prièom ich svetlo zvyšok hmloviny „rozfukuje“ do stratena.
KiiroiZen / Kotuliè Bunta
juraj_kotulic AT yahoo.com
Komentáre/diskusia k tomuto èlánku.
Vytvoril: KiiroiZen / Kotulic Bunta [16. jún 2005 04:55:08] / Upraven: [16. jún 2005 06:19:39] / Poet zobrazen: [10208] |
|
|
 |
|
