|
Astronomický snímok dňa 
|
|
|
 |
| |
Autor: KiiroiZen (Juraj Kotuli? Bunta)
juraj_kotulic AT yahoo.com
Tento ?lánok bol publikovaný v populárno-vedeckom astronomickom ?asopise Kozmos ?. 1/2005 pod názvom "Neutrónová hviezda - gigantické atómové jadro", pre potreby boinc.sk som ho mierne upravil a doplnil.
Motto:
„Je to práve hmota, ktorá je prí?inou toho, že h?adáme odpove? na otázky života. Ke? sa prebudíme do vedomia hmoty, budeme schopní oslobodi? sa od všetkých obmedzení a rozšíri? svoje vedomie mimo našich príbytkov, našich vedomostí a nášho malého “ja”.“
Roshi Kaisen, zen-budhistický mních
Jednou z najkrajších a zárove? principiálne charakteristických vlastností vedy je vzájomná súvislos? poznatkov a faktov. Osobitne sa to týka najmä vied prírodných. Problematika neutrónových hviezd je populárnou oblas?ou astronómie a astrofyziky, spolu s ?alšími exotickými objektami, ako sú bieli trpaslíci a ?ierne diery. Všetky tieto telesá majú spolo?nú ?rtu, a síce sú to produkty závere?ného vývoja hviezd.
?o je však na nich také fascinujúce, že si vyslúžili to?kú pozornos?? Jednozna?ne najmä ich extrémne vlastnosti vymykajúce sa „zdravému sedliackemu“ rozumu. Spomínaná špendlíková hlavi?ka hmoty neutrónovej hviezdy vážiaca v pozemských podmienkach to?ko ?o Cheopsova (?i presnejšie Chufevova) pyramída je naozaj vec pozoruhodná, nehovoriac o zakrivení ?asopriestoru a obrovskej gravitácii ?iernych dier. ?o však okrem toho môže zauja? na neutrónových hviezdach napríklad vedca? Je to aj práve spomenutá potreba spájania viacerých vedných disciplín pri popise takýchto extrémnych objektov. V tomto prípade krá?ajú ruka v ruke astrofyzika a jadrová fyzika.
Idea neutrónových hviezd sa zrodila v roku 1934 (teda už necelé dva roky po Chadwickovom objave neutrónu ako ?astice obsiahnutej v atómovom jadre), ke? vedci Baade a Zwicky navrhli existenciu neutrónových jadier bežných hviezd ako zdroj ich hviezdnej energie. Ke? sa však onedlho zistilo, že hviezdy žiaria v?aka termonukleárnym reakciám prebiehajúcim v ich jadre, neutrónové hviezdy sa stali na nieko?ko desa?ro?í zabudnutými. Oprášili ich až v roku 1967, ke? ako som už spomínal boli z vesmíru zaregistrované neuverite?ne presne sa opakujúce signály. Okrem senza?nej možnosti „zelených mužíkov“ ako ich pôvodcov sa našlo aj ove?a prozaickejšie riešenie – sú to signály pochádzajúce z ve?mi prudko rotujúcej neutrónovej hviezdy - pulzaru. V ?alších rokoch sa táto hypotéza potvrdila, spolu s objasnením ich pôvodu – neutrónové hviezdy vznikajú pri explózii supernov ako zvyšok v strede rozpínajúcej sa hmloviny (obr. 1).
Obrázok 1:
Známa Krabia hmlovina (hore) je expandujúcim zvyškom po výbuchu supernovy, ktorú pozorovali ?ínski astronómovia v roku 1054. Je jedným z najsilnejších rádiových zdrojov na oblohe. V jej strede (detailnejší snímok vpravo hore) sa nachádza samotný pozostatok zaniknutej hviezdy – pulzar, v tesnom okolí ktorého sa nachádza hmota pohybujúca sa obrovskými rýchlos?ami (vi? výtrysk vidite?ný na strednom obrázku, ve?mi zaujímavá ?asozberná snímka tohto procesu sa dá nájs? na tejto stranke ). ?alšou známou a nedávnou udalos?ou vzniku neutrónovej hviezdy bol výbuch supernovy v satelitnej galaxii našej Mlie?nej dráhy pred sedemnástimi rokmi – SN1987A vo ve?kom Magellanovom oblaku (spodná ?as? obrázku).
V?aka zákonu zachovania rota?ného momentu však niektoré z nich rotujú nieko?kostokrát za sekundu. Ako môže nejaké teleso hviezdnej hmotnosti vydrža? bez ujmy takú rotáciu? Neroztrhajú ho odstredivé sily? Je len jedna možnos? – teleso je v porovnaní s normálnou hviezdou extrémne malé a kompaktné. ?o za hmotu môže tvori? takýto objekt?
Aby vedci porozumeli, ?o sa skrýva v neutrónových hviezdach a z ?oho pozostávajú, musia si zavola? na pomoc vedu o základoch hmoty – jadrovú a ?asticovú fyziku. Práve tá má totiž arzenál nástrojov potrebný na aspo? ?iasto?ne uspokojivý popis týchto objektov. Na obr.2 je znázornená súvislos? medzi jadrovou fyzikou a svetom neutrónových hviezd. Na vodorovnej osi je tu vynesený po?et nukleónov (nukleón je súhrnný názov pre základné ?astice tvoriace atómové jadro, teda protón a neutrón) a na zvislej po?et protónov. V ?avom dolnom rohu sú sústredené klasické stabilné aj nestabilné atómové jadrá (od vodíka cez olovo až po naj?ažšie prvky umelo vytvorené v urých?ova?och ?astíc), nasleduje obrovská priepas? (ozna?ovaná ako nukleárna púš?), v ktorej sa nepozorovali žiadne objekty (i ke? existujú experimentálne zatia? nepotvrdené hypotézy o objektoch aj v tomto rozmedzí), nasledovaná práve oblas?ou neutrónových hviezd.
Obrázok 2:
Spojitos? medzi mikroskopickým svetom atómových jadier a makroskopickým svetom neutrónových hviezd. Medzi oblas?ou klasických atómových jadier a oblas?ou neutrónových hviezd existuje tzv. nukleárna púš?, ktorá je dôsledkom toho, že hmota neutrónovej hviezdy je z poh?adu jadrovej fyziky nestabilná a môže existova? až pri extrémne ve?kých rozmeroch, ke? ju dodato?ne stabilizuje až štvrtá – gravita?ná interakcia. Minimálna hmotnos? neutrónových hviezd je 1.44 hmotnosti Slnka (tzv. Chandrasekharova medza).
Z tohto obrázku je zrejmé, že neutrónové hviezdy nie sú v podstate ni? iné ako gigantické atómové jadrá. Jediným hlavným rozdielom je to, že v?aka tomu, že obsahujú až 1056 ?astíc (desa? na pä?desiatušiestu, narozdiel od maximálne nieko?kých stoviek obsiahnutých v jadrách), prejavuje sa okrem troch základných síl známych zo sveta jadier (silná, elektromagnetická a slabá) aj štvrtá – gravita?ná, práve v?aka ktorej je tento systém dodato?ne stabilizovaný a môže dlhodobo existova?.
Modely popisujúce jadrovú hmotu, z ktorej pozostáva aj neutrónová hviezda, môžeme rozdeli? do dvoch základných skupín – staršie nerelativistické a modernejšie relativistické (berúce do úvahy Einsteinovu špeciálnu teóru relativity).
Malá poznámka:
špeciálna teória relativity hovorí o zmene plynutia ?asu, d?žky a hmotnosti telies, ktoré sa pohybujú rýchlos?ami blízkymi rýchlosti svetla. Všeobecná teória relativity hovorí vlastne to isté, avšak tvrdí, že rovnaké efekty sa dejú aj v prítomnosti silnej gravitácie (zakrivenia priestoro?asu). ?iže ve?ká rýchlos? (špeciálna teória relativity) a silná gravitácia (všeobecná teória relativity) majú tie isté ú?inky na hmotné telesá a ?astice.
Tie prvé modely napriek relatívnemu úspechu nepriniesli uspokojivú zhodu všetkých výpo?tov s realitou a aj preto sa dnes používajú najmä relativistické modely, ktoré sú navyše v kvantovom svete atómových jadier fyzikálne opodstatnenejšie (?astice sa tam totiž pohybujú rýchlos?ami porovnate?nými s rýchlos?ou svetla). Vo všeobecnosti sa ?alej modely dajú rozdeli? na tri najvýznamnejšie skupiny. Jednou sú teórie spájajúce priamo základnú nukleón-nukleónovú interakciu s vlastnos?ami jadrovej hmoty a neutrónových hviezd. Ich ve?kou výhodou je priame prepojenie dobre experimentálne pozorovate?nej interakcie dvoch nukleónov s vlastnos?ami vä?šieho systému takýchto ?astíc. Ukazuje sa totiž, že nukleóny sa správajú do ve?kej miery inak ke? sú osamote ako ke? sú obklopené množstvom iných nukleónov (to je aj ve?kou komplikáciou a výzvou pre jadrovú fyziku nájs? uspokojivé vysvetlenie tejto skuto?nosti). Základným nedostatkom tejto teórie je však zatia? prílišná komplikovanos? a výpo?tová náro?nos?, kvôli ktorej nie je možné ju použi? na výpo?et vlastností kone?ných atómových jadier a teda dostato?ne overi? jej výsledky a predpovede. Aj tento problém bude musie? jadrová fyzika ešte vyrieši?. Druhou skupinou sú makroskopické teórie, ktoré hmotu popisujú ako globálny objekt neskladajúci sa z menších ?astí, napr. atómové jadro porovnávajú s kvapkou vody. Aj ke? sa to zdá možno primitívne, tento prístup vie ve?mi dobre predpoveda? vlastnosti jednotlivých jadier. Bohužia?, takisto trpí pomerne výrazným nedostatkom – potrebuje totiž príliš ve?a vstupných parametrov, ktoré je potrebné získava? z experimentov s existujúcimi jadrami. Poslednou – tre?ou - ve?kou a ve?mi úspešnou skupinou teórií sú tzv. efektívne teórie, z nich najúspešnejšou skupinou sú kvantové teórie stredného po?a. Tie popisujú jadrovú hmotu ako systém pseudo?astíc, ktorých vlastnosti (napríklad hmotnos?) sú oproti klasickým ?asticiam zmenené tým, že interagujú s okolnými ?asticami. Do akej miery sa ich vlastnosti zmenia sa dá ur?i? na základe experimentov. Táto skupina modelov je relatívne jednoduchá a pritom ve?mi dobre popisuje aj vlastnosti atómových jadier. Úspešne sa používa aj na výpo?ty vlastností neutrónových hviezd.
Aké sú základné vlastnosti jadrovej hmoty? A ako súvisia s vlastnos?ami neutrónových hviezd? Stru?ná odpove? na tieto otázky je na obr. 3, kde vidíme najzákladnejšiu vlastnos? jadrovej hmoty – jej väzbovú energiu v závislosti od hustoty hmoty. Hovorí nám, akou silou je hmota viazaná a teda ako (a ?i vôbec) je stabilná a môže existova?. Vidíme, že pri ur?itej hustote nastáva energetické minimum, a teda tento stav (ke?že príroda vo všeobecnosti uprednost?uje stavy s najnižšou energiou – aj preto majú napr. vesmírne telesá tvar gule) je stabilný. Hustota, pri ktorej k tomu dochádza, sa nazýva satura?ná hustota a má takmer rovnakú hodnotu pre všetky jadrá.
Obrázok 3:
Väzbová energia na jeden nukleón v jadrovej a neutrónovej hmote. Energia je vyjadrená v jednotkách MeV (megaelektrónvolt, 1 MeV = 1.602 x 10-13 J), hustota v po?te nukleónov na objem 10-45 m3. Pri symetrickej jadrovej hmote (skladajúcej sa z rovnakého po?tu protónov aj neutrónov – z približne takej sú vybudované aj všetky stabilné atómové jadrá) nastáva minimum pri zápornej hodnote väzbovej energie, to znamená, že hmota je v takomto stave stabilná. Pri hmote zloženej len ?isto z neutrónov nastáva len plytké minimum, avšak pri kladnej hodnote energie, ?iže takýto systém ?isto z poh?adu jadrových interakcií nemôže by? stabilný a rozpadol by sa. To, že v kone?nom dôsledku nakoniec existuje v podobe neutrónových hviezd, je práve dôsledok dodato?nej gravita?nej interakcie pôsobiacej pri extrémne ve?kých systémoch.
No a z tejto vlastnosti jadrovej hmoty sme už len na skok k neutrónovým hviezdam – obrovský rozmerový rozdiel medzi atómovým jadrom a neutrónovou hviezdou sa dá totiž priamo preklenú? pomocou tzv. Tolman-Oppenheimer-Volkovových rovníc všeobecnej teórie relativity. Prostredníctvom nich vypo?ítame celkovú hmotnos? a polomer neutrónovej hviezdy zloženej z jadrovej hmoty s charakteristikami z obr. 3. Výsledok takého výpo?tu vidíme na obr. 4. Na vodorovnej osi je polomer neutrónovej hviezdy a na zvislej osi jej celková hmotnos?.
Obrázok 4:
Závislos? hmoty od polomeru neutrónovej hviezdy (súvislá krivka). Prerušovaná priamka ohrani?uje oblas? ?iernych dier – v ?avej hornej oblasti môžu exitova? už len ?ierne diery. Hmota je vyjadrená v hmotnostiach Slnka a polomer v kilometroch. Vidíme, že napriek hmotnosti takmer dvojnásobnej v porovnaní s hmotnos?ou nášho Slnka by „cesta okolo sveta“ neutrónovej hviezdy trvala chôdzou okolo jej rovníka len pol d?a. Aj ke? sa z toho vyplývajúca obrovská hustota hmoty zdá takmer nepredstavite?ná, treba si uvedomi?, že je to prirodzená hustota jadrovej hmoty. Bežné atómy, z ktorých sa totiž skladá náš svet, sú totiž riedke ako mydlová pena – keby bol atóm ve?ký ako autobus, tak atómové jadro v ?om by malo ve?kos? len špendlíkovej hlavi?ky, ?iže takmer celý objem atómu je prázdny. Pri vzniku neutrónovej hviezdy však práve tieto bubliny „sp?asnú“ – nastane rozpad atómov.
Úžasné na tom je to, že výsledky výpo?tov pre jadrovú hmotu, ktoré sa na po?iatku uvažujú, sa dajú do istej miery konfrontova? s astrofyzikálnymi pozorovaniami – polomery a hmotnosti viacerých neutrónových hviezd totiž poznáme. Limitujúcim faktorom je iba to, že po?et spo?ahlivých a komplexných informácií o neutrónových hviezdach je zatia? pomerne malý (i ke? treba pripomenú?, že v?aka prudko napredujúcej experimentálnej technike ako sú napr. Hubble Space Telescope ?i röntgenové satelity Chandra a X-Ray Multi Mirror Mission sa množstvo takýchto cenných údajov zvä?šuje a bude tak aj v budúcnosti), a takisto že niektoré východzie predpoklady sa v?aka integrálnej povahe rovníc po?as výpo?tu „zlievajú“ a nedajú sa od seba rozlíši?. To však ni? nemení na užito?nosti takýchto výpo?tov a pozorovaní ani na fascinujúcej schopnosti ?udského ducha vysvetli? aj zdanlivo extrémne vzdialené a nesúvisiace javy sveta okolo nás.
Pozrime sa však na to, ako teda vyzerá pod?a sú?asných predstáv neutrónová hviezda. Po?iato?né modely boli jednoduché – neutrónová hviezda sa predsa skladá z neutrónov. Takéto modely však nie celkom korektne popisovali vlastnosti, ktoré sa dali nepriamo vyvodi? z astrofyzikálnych pozorovaní. Bolo nutné ich postupne zdokona?ova? a dop??a? o nové poznatky z oblasti jadrovej a subjadrovej fyziky. A že tam je ešte mnoho nevyriešených a otvorených problémov a záhad, o tom, ako už bolo nazna?ené, netreba pochybova?. V prvom rade sa teda ukázalo, že neutrónová hviezda sa nemôže sklada? len so samých neutrónov. Na obr. 5 je preh?ad rôznych teoretických predstáv štruktúry neutrónových hviezd.
Obrázok 5:
Rôzne teoretické prístupy a predstavy o vnútre neutrónových hviezd. Hrúbka jednotlivých vrstiev je z dôvodu preh?adnosti ilustratívna, nezodpovedá skuto?nej relatívnej hrúbke jednotlivých vrstiev hviezdy.
N – vo?né atómové jadrá,
n – neutróny
p - protóny,
e – elektróny
μ – mióny,
π- - pióny
Σ, Λ, Ξ, Δ – rôzne druhy hyperónov,
K- - kaóny,
u, d, s – kvarky
Povrch neutrónovej hviezdy je tvorený ve?mi tenkou vrstvou atómov železa, ktorej hrúbka môže by? len nieko?ko milimetrov až centimetrov. Nasleduje hmota, z ktorej sa skladajú aj biely trpaslíci – rozdrvené atómy, teda atómové jadrá plávajúce v mori vo?ných elektrónov. Nižšie sa už s rastúcim tlakom za?ínajú uvo??ova? z jadier neutróny, a postupne sa aj jadrá rozpadávajú a hmota je už tvorená vo?ne pohybujúcimi sa protónmi, neutrónmi a elektrónmi. Ešte nižšie sa vyskytuje hmota tvorená supravodivými protónmi. Tie môžu celkovo tvori? až viac ako 20 % hmoty hviezdy. A to je len za?iatok. Okrem neutrónov a protónov sa objavia aj ?ažší partneri elektrónov – mióny (obr. 6).
Obrázok 6:
Nie je tomu tak dávno, ?o sa fyzici brodili v záplave rôznych ?astíc (je ich známych už nieko?ko stovák, napr. protón, neutrón...), bez toho aby vedeli ktoré z nich sú naozaj tie najzákladnejšie. Dnes sme už múdrejší – tých naozaj základných ?astíc, z ktorých je postavený vesmír, nie je až tak ve?a. Všetky doteraz známe vidíte na tomto obrázku. Horná ?as? zobrazuje dve základné skupiny fundamentálnych (teda základných) ?astíc – leptóny (medzi ktoré patrí napr. známy elektrón) a kvarky. Z týchto ?astíc je podstavený celý svet tak ako ho poznáte – od najmodernejších experimentov v LHC, cez váš po?íta? až po vašu ruku). Spodná ?as? obrázku vymenúva ?astice, ktoré sprostredkovávajú interakcie medzi leptónami a medzi kvarkami. Je to možno prekvapujúce, ale je ich naozaj len tak málo.
Dodal by som, že tento preh?ad predsa len nie je úplný, je už takmer isté, že existujú ešte aj iné fundamentálne ?astice, ale je vysoko pravdepodobné, že ich bude takisto už len ve?mi málo. A - v neposlednej rade – pre úplnos? treba poznamena?, že vesmír obsahuje aj antileptóny a antikvarky (antifotóny nie, pretože tie u totožné s fotónami). Napriek tomu vidíte, že fundamentálne ?astice sa dajú (a aj sa budú da?) “zráta? na prstoch ruky”. Nie je náhoda, že napr. aj budhisti tvrdia, že základ prírody je ve?mi jednoduchý, to len naše nedokonalé zmysly a prístroje ho vnímajú ako extrémne zložitý a mnohotvárny system. Jadroví a ?asticoví fyzici ako aj kozmológovia tak prichádzajú k podobným záverom o svete ako napr. budhistickí mnísi, preto aj motto tohto ?lánku nebolo vybrané vôbec náhodne…
Takto vyzerá jednoduchá klasická predstava neutrónovej hviezdy. V hlbších ?astiach hviezdy to však už nesta?í – hmota má v?aka enormnému tlaku to?ko energie, že je možná tvorba ešte ?ažších ?astíc – a tu existuje nieko?ko alternatív. Ve?mi pravdepodobnou možnos?ou je, že sa objavia hyperóny (Λ, Σ, Δ, Ξ, a Ω) - ?ažké a nestabilné ?astice podobné nukleónom, ktoré však v neutrónovej hviezde môžu stabilne existova? práve v?aka extrémnej hustote, ktorá vo hviezde panuje, a ktorá v jej strede nieko?konásobne prevyšuje hustotu bežného atómového jadra. Zaujímavou skuto?nos?ou je, že výpo?ty ukazujú, že hyperónov je v neutrónovej hviezde viac než neutrónov a že sú vlastne najpo?etnejšími ?asticami vo hviezde, a preto je vhodnejšie skôr pomenovanie „hyperónová hviezda“ namiesto pojmu neutrónová (obr. 7).
Obrázok 7:
Podiel jednotlivých druhov ?astíc vyjadrený v percentách (a pre lepšiu preh?adnos? v logaritmickej škále) v závislosti od hustoty hmoty (po?et ?astíc na 10-45 m3) v modely uvažujúcom nukleóny, hyperóny a leptóny (teda elektróny s miónmi) v stabilnej jadrovej rovnováhe medzi ?asticami. V spo?iatku ?isto neutrónovej hmote so vzrastajúcou hustotou hmoty (a teda blížiac sa k stredu hviezdy) klesá podiel neutrónov na úkor rastu populácie protónov a elektrónov, neskôr i miónov. Pri istej hustote sa stane energeticky možným a výhodným objavenie sa hyperónov (ako prvý elektricky nabitý Σ- hyperón a za ním neutrálny Λ0 hyperón), pri?om v?aka zákonu zachovania celkovej elektrickej neutrality hmoty za?ne klesa? podiel leptónov. Pre vyššie hustoty (ktoré sa vyskytujú vo vä?šine objemu neutrónovej hviezdy) celkový podiel hyperónov prevýši podiel neutrónov (v tomto prípade je podiel hyperónov viac než 40%, neutrónov cca 35%, protónov 20% a leptónov menej než jedno percento), a teda hviezdu je vhodnejšie nazva? hviezdou hyperónovou než neutrónovou.
?alšou možnos?ou ?o všetko sa môže skrýva? vo vnútri neutrónovej hviezdy je existencia kvarkovej hybridnej hmoty. Pri extrémnych hustotách je totiž možné, že neutróny, protóny a nakoniec aj hyperóny sa rozpadnú na svoje základné komponenty, ktorými sú práve kvarky ako základné stavebné ?astice hmoty (opä? vi? obr. 6). Naj?ahšími z nich sú u-kvark („up“-horný), d-kvark („down“-dolný), ktoré vytvoria tzv. kvark-gluónovú plazmu – štvrté skupenstvo hmoty, ktoré sa vedcom práve nedávno podarilo vytvori? aj v urých?ova?och (gluóny sú ?astice viažúce kvarky dohromady, z anglického „glue“- lepidlo, zlepi?). ?alšou možnos?ou je existencia tzv. kaónového kondenzátu. Kaóny sú ?astice s celo?íselným spinom (vlastnos? ?astíc hovoriaca nám o ich správaní sa pri rotáciách v priestore) a teda môžu skondenzova? do kompaktného jadra, ?ím výrazne zmenia štruktúru hviezdy. Dá sa to zjednodušene prirovna? k fázovej zmene skupenstva vody, ?iže ako ke? vodná para skondenzuje na kvapalinu. Podmienkou na vytvorenie takéhoto stavu je dostato?ná energia elektrónov, a sú?asné modely v názore na splnenie tejto podmienky zatia? nie sú jednozna?né. Analogicky existuje aj možnos? vytvorenia piónového kondenzátu, ktorá tiež ešte nie je jednozna?ne uzavretá (pióny sú ?astice s rovnakým spinom ako kaóny). Popri všetkých týchto možnostiach existuje aj ?alšia, najšpekulatívnejšia.
Spomenuté kvarky totiž môžu vytvori? zatia? hypotetickú superstabilnú formu hmoty, ktorá na rozdiel od bežnej hmoty zloženej z „u“ a „d“ kvarkov by obsahovala ešte aj podivný „s“ kvark (anglicky „strange“-podivný). Je tu istá pravdepodobnos?, že takáto „podivná“ hmota by mohla ma? nižšiu väzbovú energiu než oby?ajná hmota, a teda by bola stabilnejšia. Ak by to bola pravda, tak v ur?itej fáze by neutrónová hviezda (?i jej iné varianty) zrazu prudko skolabovala na podivnú hviezdu.
Spolo?nou ?rtou všetkých spomenutých modelov je ich vplyv na celkové vlastnosti neutrónovej hviezdy. Ak sme schopní vypo?íta? charakteristiky hviezd pre daný model a potom ich porovna? s astrofyzikálnymi pozorovaniami, je to najlepšia cesta ako niektoré modely potvrdi?, upravi? ?i prípadne úplne zavrhnú?. Každý novozahrnutý proces ?i ?astica prirodzene ovplyvní celý systém. Napríklad uvažovanie hyperónov spôsobí, že ?as? energie systému sa premení na hmotnos? hyperónov (v?aka Einsteinovej ekvivalencii medzi hmotou a energiou E=mc2), a teda hmota sa stane kompaktnejšou. Prejaví sa to zvýšením hustoty hviezdy a teda poklesom jej polomeru. Ak teda nájdeme hviezdu s menším polomerom ako vyplýva z klasického nehyperónového modelu, bude to silná indícia, že v takej hviezde sa vyskytujú práve tieto ?astice. Podobný dôsledok majú aj ?alšie spomínané modely, ale každý v rôznej intenzite. Napríklad existencia superstabilnej podivnej kvarkovej hmoty by znížila polomer hviezdy až o viac ako polovicu! ?iže ak by sme našli extrémne malú neutrónovú hviezdu, ktorú už nedokáže popísa? ani hyperónový model, bude to silná indícia pre existenciu superstabilnej formy hmoty. V?aka vypo?ítaným vlastnostiam hviezd však dokážeme aj v rámci konkrétnych modelov získa? ve?mi užito?né informácie o jednotlivých parametroch, ktoré inak nie sme zatia? schopní ur?i? z jadrových experimentov. Tak vlastne môžeme pomocou pozorovaní neutrónových hviezd ur?i? dodato?né vlastnosti atómových jadier a získa? lepšie predpovede existencie nových zaujímavých jadier. Napríklad máme dobré dôvody predpoklada?, že existujú super?ažké atómové jadrá (s po?tom protónov až 124 ?i viac – pre porovnanie naj?ažšie stabilné jadro olova ich má len 82), ktoré sú relatívne stabilné. Doposia? však nemáme k dispozícii dostatok presných a spo?ahlivých meraní aby sme mohli vyslovova? nejaké konkrétnejšie závery. Ak by však takéto super?ažké jadrá s dostato?ne dlhou dobou života existovali, mohlo by to zaujímavo ovplyvni? použitie nových materiálov zložených z atómov obsahujúcich tieto jadrá (samozrejme s tým obmedzením, že sa s istotou bude jedna? o rádioaktívne prvky). Viete si predstavi? chemické vlastnosti látky, v ktorej sú atómy so 124 a viac elektrónmi na orbite? Ale ke?že táto téma je už nad rámec tohto ?lánku, vrá?me sa spä? k neutrónovým hviezdam.
Najvhodnejšími objektmi na získanie empirických údajov sú dvojhviezdne systémy, kde aspo? jedna zo zložiek je neutrónová hviezda. Z takéhoto systému sa dá nepriamo vypo?íta? už spomenutá hmotnos? hviezdy. ?ažšie je už získa? údaj o polomere. Zdrojom informácií sú orbitálne parametre zložiek systému, najmä spolu s vlastnos?ami vidite?nej zložky ?i akré?neho disku hmoty, ktorú neutrónová hviezda od svojho súputníka nasáva. V sú?asnosti sú zatia? takto spo?ahlivo ur?ené pomery hmotnosti a polomeru len pre nieko?ko málo neutrónových hviezd, ale situácia by sa mala za?a? meni? k lepšiemu. ?alšou merate?nou veli?inou je tzv. gravita?ný ?ervený posun na povrchu hviezdy, ktorý vzniká vplyvom extrémnej gravitácie – tá odoberá fotónom opúš?ajúcim hviezdu energiu, ?o sa jednozna?ne prejaví na výslednom spektre. Ve?mi užito?ným zdrojom informácií sú röntgenové a rádiové binárne pulzary (pulzarov poznáme doposia? približne 1400), ktoré nám dávajú presnú informáciu aj o rýchlosti rotácie v?aka vysokoenergetickému žiareniu, ktoré v kuže?och pri každej oto?ke zasahuje pozemské detektory a ktoré vzniká v?aka relativistickému vyžarovaniu ?astíc hmoty nachádzajúcich sa v rotujúcom silnom magnetickom poli v okolí pulzaru. V?aka dlhodobejšiemu pozorovaniu rota?ných periód takýchto objektov sme schopní pozorova? náhle zmeny, ktoré sú spôsobené „hviezdotraseniami“, a ktoré nám môžu ve?a prezradi? práve o vnútornej štruktúre neutrónovej hviezdy (obr. 8).
Obrázok 8:
Rotácia neutrónových hviezd sa vplyvom slapových síl a ?alších prirodzených procesov (možno napr. aj vyžarovaním experimentálne zatia? nepotvrdených gravita?ných v?n) rovnomerne spoma?uje. Ob?as však dôjde k prudkým zlomom – „hviezdotraseniu“ – spôsobenými náhlou zmenou štruktúry hmoty, podobne ako sa to stáva v zemskej kôre pri zemetraseniach. Pozorovanie takýchto procesov, ako je to znázornené na obrázku pre prípad Vela pulzaru, nám môže prezradi? mnoho o vnútornej stavbe hviezdy. Vela pulzar sa ku koncu roku 1975 náhle nepatrne zmrštil a tým sa zvýšila rýchlos? jeho rotácie.
Z uvedených modelov sa dá vypo?íta? aj rýchlos? zvuku v neutrónovej hmote, ktorá má priamy súvis so šírením „hviezdotrasných“ v?n. ?alšia zaujímavá možnos? vyplýva zo skuto?nosti, že neutrónová hviezda už nemá vlastný termojadrový zdroj energie ako klasická „živá“ hviezda, už len pomaly vyžaruje energiu nahromadenú po?as jej života vrátane explózie supernovy a postupne chladne, podobne ako bieli trpaslíci. Satelity ASCA a ROSAT nám umožnili detekciou tepelných fotónov zo spektier a intenzity svetelného toku ur?i? povrchovú teplotu hviezd. V?aka tomu môžme sledova? aj zaujímavý proces ochladzovania neutrónových hviezd, ktorý ve?mi silno závisí od ich zloženia (najmä od zastúpenia protónov – tzv. Urca proces, a prítomnosti spomínaných piónových a kaónových kondenzátov). Nedávno v?aka pokroku pozorovacej techniky bola dokonca objavená už aj osamotená blízka neutrónová hviezda RX J1856.5-3754 (nie pulzar), ?o dodáva nádej, že v blízkej budúcnosti sa za?nú empirické údaje o neutrónových hviezdach rýchlo rozrasta? množstvom aj presnos?ou. To samozrejme výrazne posunie dopredu aj teoretický popis takýchto systémov a následne aj našu znalos? hmoty na najmenších škálach.
Obrázok 9:
Vzácne pozorovanie osamotenej neutrónovej hviezdy umožnilo kombináciou pozorovaní z HST, röntgenovej družice ROSAT a ultrafialovej družice EUVE odhadnú? z údajov o teplote, jasnosti a hornej hranice vzdialenosti jej polomer. Analýzy dostupných pozorovaní tejto hviezdy zatia? s vysokou pravdepodobnos?ou vylú?ili možnos?, že by táto neutrónová hviezda obsahovala kvarkovú hmotu.
Pozerajme sa teda smerom k hviezdam, pretože je to jeden zo spôsobov ako si uvedomi?, aký je svet úžasný, obrovský a pestrý, a akou je ?lovek jeho zanedbate?nou sú?as?ou, zárove? však i obdivuhodnou, pretože dokáže vo svojej mysli takéto veci obsiahnu? a premýš?a? nad nimi. Pozerajme sa smerom k oblohe, aby sme zárove? so žijúcimi a umierajúcimi hviezdami pochopili aj hmotu pod našimi nohami a neuverite?nú prepojenos? všetkého so všetkým. Nepotrebujeme by? vedcami ani vedie? po?íta? sústavy parciálnych diferenciálnych rovníc druhého rádu na to, aby sme pochopili, v akom úžasnom svete žijeme. Napríklad sta?í aj ak pomôžete vedcom v tomto úsilí a zapojíte sa do projektov BOINC.
Diskusia a komentare k clanku.
Vytvoril: KiiroiZen / Kotulic Bunta [25. júl 2005 09:43:02] / Upravené: [25. júl 2005 10:51:36] / Počet zobrazení: [10442] |
|
|
 |
|
