|
Astronomick snmok da 
|
|
|
 |
| |
Autor: KiiroiZen (Juraj Kotuliè Bunta)
juraj_kotulic AT yahoo.com
Tento èlánok bol publikovaný v populárno-vedeckom astronomickom èasopise Kozmos è. 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 príèinou toho, že h¾adáme odpoveï na otázky života. Keï 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 zároveò principiálne charakteristických vlastností vedy je vzájomná súvislos poznatkov a faktov. Osobitne sa to týka najmä vied prírodných. Problematika neutrónových hviezd je populárnou oblasou astronómie a astrofyziky, spolu s ïalšími exotickými objektami, ako sú bieli trpaslíci a èierne diery. Všetky tieto telesá majú spoloènú èrtu, a síce sú to produkty závereèného vývoja hviezd.
Èo je však na nich také fascinujúce, že si vyslúžili to¾kú pozornos? Jednoznaène najmä ich extrémne vlastnosti vymykajúce sa „zdravému sedliackemu“ rozumu. Spomínaná špendlíková hlavièka hmoty neutrónovej hviezdy vážiaca v pozemských podmienkach to¾ko èo Cheopsova (èi presnejšie Chufevova) pyramída je naozaj vec pozoruhodná, nehovoriac o zakrivení èasopriestoru a obrovskej gravitácii èiernych dier. Èo 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 kráèajú 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 èastice obsiahnutej v atómovom jadre), keï vedci Baade a Zwicky navrhli existenciu neutrónových jadier bežných hviezd ako zdroj ich hviezdnej energie. Keï sa však onedlho zistilo, že hviezdy žiaria vïaka termonukleárnym reakciám prebiehajúcim v ich jadre, neutrónové hviezdy sa stali na nieko¾ko desaroèí zabudnutými. Oprášili ich až v roku 1967, keï ako som už spomínal boli z vesmíru zaregistrované neuverite¾ne presne sa opakujúce signály. Okrem senzaènej možnosti „zelených mužíkov“ ako ich pôvodcov sa našlo aj ove¾a prozaickejšie riešenie – sú to signály pochádzajúce z ve¾mi prudko rotujúcej neutrónovej hviezdy - pulzaru. V ïalších 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 èínski 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 rýchlosami (viï výtrysk vidite¾ný na strednom obrázku, ve¾mi zaujímavá èasozberná snímka tohto procesu sa dá nájs na tejto stranke ). Ïalšou známou a nedávnou udalosou vzniku neutrónovej hviezdy bol výbuch supernovy v satelitnej galaxii našej Mlieènej dráhy pred sedemnástimi rokmi – SN1987A vo ve¾kom Magellanovom oblaku (spodná èas obrázku).
Vïaka zákonu zachovania rotaèného momentu však niektoré z nich rotujú nieko¾kostokrát 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. Èo za hmotu môže tvori takýto objekt?
Aby vedci porozumeli, èo sa skrýva v neutrónových hviezdach a z èoho pozostávajú, musia si zavola na pomoc vedu o základoch hmoty – jadrovú a èasticovú fyziku. Práve tá má totiž arzenál nástrojov potrebný na aspoò èiastoène uspokojivý popis týchto objektov. Na obr.2 je znázornená súvislos medzi jadrovou fyzikou a svetom neutrónových hviezd. Na vodorovnej osi je tu vynesený poèet nukleónov (nukleón je súhrnný názov pre základné èastice tvoriace atómové jadro, teda protón a neutrón) a na zvislej poèet protónov. V ¾avom dolnom rohu sú sústredené klasické stabilné aj nestabilné atómové jadrá (od vodíka cez olovo až po najažšie prvky umelo vytvorené v urých¾ovaèoch èastíc), nasleduje obrovská priepas (oznaèovaná ako nukleárna púš), v ktorej sa nepozorovali žiadne objekty (i keï existujú experimentálne zatia¾ nepotvrdené hypotézy o objektoch aj v tomto rozmedzí), nasledovaná práve oblasou neutrónových hviezd.
Obrázok 2:
Spojitos medzi mikroskopickým svetom atómových jadier a makroskopickým svetom neutrónových hviezd. Medzi oblasou klasických atómových jadier a oblasou neutrónových hviezd existuje tzv. nukleárna púš, ktorá je dôsledkom toho, že hmota neutrónovej hviezdy je z poh¾adu jadrovej fyziky nestabilná a môže existova až pri extrémne ve¾kých rozmeroch, keï ju dodatoène stabilizuje až štvrtá – gravitaèná 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 niè iné ako gigantické atómové jadrá. Jediným hlavným rozdielom je to, že vïaka tomu, že obsahujú až 1056 èastíc (desa na pädesiatušiestu, narozdiel od maximálne nieko¾kých stoviek obsiahnutých v jadrách), prejavuje sa okrem troch základných síl známych zo sveta jadier (silná, elektromagnetická a slabá) aj štvrtá – gravitaèná, práve vïaka ktorej je tento systém dodatoène 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 èasu, dåžky a hmotnosti telies, ktoré sa pohybujú rýchlosami blízkymi rýchlosti svetla. Všeobecná teória relativity hovorí vlastne to isté, avšak tvrdí, že rovnaké efekty sa dejú aj v prítomnosti silnej gravitácie (zakrivenia priestoroèasu). Èiže ve¾ká rýchlos (špeciálna teória relativity) a silná gravitácia (všeobecná teória relativity) majú tie isté úèinky na hmotné telesá a èastice.
Tie prvé modely napriek relatívnemu úspechu nepriniesli uspokojivú zhodu všetkých výpoètov s realitou a aj preto sa dnes používajú najmä relativistické modely, ktoré sú navyše v kvantovom svete atómových jadier fyzikálne opodstatnenejšie (èastice sa tam totiž pohybujú rýchlosami porovnate¾nými s rýchlosou svetla). Vo všeobecnosti sa ïalej modely dajú rozdeli na tri najvýznamnejšie skupiny. Jednou sú teórie spájajúce priamo základnú nukleón-nukleónovú interakciu s vlastnosami jadrovej hmoty a neutrónových hviezd. Ich ve¾kou výhodou je priame prepojenie dobre experimentálne pozorovate¾nej interakcie dvoch nukleónov s vlastnosami väèšieho systému takýchto èastíc. Ukazuje sa totiž, že nukleóny sa správajú do ve¾kej miery inak keï sú osamote ako keï sú obklopené množstvom iných nukleónov (to je aj ve¾kou komplikáciou a výzvou pre jadrovú fyziku nájs uspokojivé vysvetlenie tejto skutoènosti). Základným nedostatkom tejto teórie je však zatia¾ prílišná komplikovanos a výpoètová nároènos, kvôli ktorej nie je možné ju použi na výpoèet vlastností koneèných atómových jadier a teda dostatoène 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 èastí, napr. atómové jadro porovnávajú s kvapkou vody. Aj keï sa to zdá možno primitívne, tento prístup vie ve¾mi dobre predpoveda vlastnosti jednotlivých jadier. Bohužia¾, takisto trpí pomerne výrazným nedostatkom – potrebuje totiž príliš ve¾a vstupných parametrov, ktoré je potrebné získava z experimentov s existujúcimi jadrami. Poslednou – treou - ve¾kou a ve¾mi úspešnou skupinou teórií sú tzv. efektívne teórie, z nich najúspešnejšou skupinou sú kvantové teórie stredného po¾a. Tie popisujú jadrovú hmotu ako systém pseudoèastíc, ktorých vlastnosti (napríklad hmotnos) sú oproti klasickým èasticiam zmenené tým, že interagujú s okolnými èasticami. Do akej miery sa ich vlastnosti zmenia sa dá urèi na základe experimentov. Táto skupina modelov je relatívne jednoduchá a pritom ve¾mi dobre popisuje aj vlastnosti atómových jadier. Úspešne sa používa aj na výpoèty vlastností neutrónových hviezd.
Aké sú základné vlastnosti jadrovej hmoty? A ako súvisia s vlastnosami neutrónových hviezd? Struèná odpoveï 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 èi vôbec) je stabilná a môže existova. Vidíme, že pri urèitej hustote nastáva energetické minimum, a teda tento stav (keïže príroda vo všeobecnosti uprednostòuje stavy s najnižšou energiou – aj preto majú napr. vesmírne telesá tvar gule) je stabilný. Hustota, pri ktorej k tomu dochádza, sa nazýva saturaèná 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 poète nukleónov na objem 10-45 m3. Pri symetrickej jadrovej hmote (skladajúcej sa z rovnakého poètu 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 èisto z neutrónov nastáva len plytké minimum, avšak pri kladnej hodnote energie, èiže takýto systém èisto z poh¾adu jadrových interakcií nemôže by stabilný a rozpadol by sa. To, že v koneènom dôsledku nakoniec existuje v podobe neutrónových hviezd, je práve dôsledok dodatoènej gravitaènej interakcie pôsobiacej pri extrémne ve¾kých 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 vypoèítame celkovú hmotnos a polomer neutrónovej hviezdy zloženej z jadrovej hmoty s charakteristikami z obr. 3. Výsledok takého výpoètu 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 ohranièuje oblas èiernych dier – v ¾avej hornej oblasti môžu exitova už len èierne diery. Hmota je vyjadrená v hmotnostiach Slnka a polomer v kilometroch. Vidíme, že napriek hmotnosti takmer dvojnásobnej v porovnaní s hmotnosou nášho Slnka by „cesta okolo sveta“ neutrónovej hviezdy trvala chôdzou okolo jej rovníka len pol dòa. Aj keï sa z toho vyplývajúca obrovská hustota hmoty zdá takmer nepredstavite¾ná, 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 ve¾ký ako autobus, tak atómové jadro v òom by malo ve¾kos len špendlíkovej hlavièky, èiže takmer celý objem atómu je prázdny. Pri vzniku neutrónovej hviezdy však práve tieto bubliny „sp¾asnú“ – nastane rozpad atómov.
Úžasné na tom je to, že výsledky výpoètov pre jadrovú hmotu, ktoré sa na poèiatku uvažujú, sa dajú do istej miery konfrontova s astrofyzikálnymi pozorovaniami – polomery a hmotnosti viacerých neutrónových hviezd totiž poznáme. Limitujúcim faktorom je iba to, že poèet spo¾ahlivých a komplexných informácií o neutrónových hviezdach je zatia¾ pomerne malý (i keï treba pripomenú, že vïaka prudko napredujúcej experimentálnej technike ako sú napr. Hubble Space Telescope èi röntgenové satelity Chandra a X-Ray Multi Mirror Mission sa množstvo takýchto cenných údajov zväèšuje a bude tak aj v budúcnosti), a takisto že niektoré východzie predpoklady sa vïaka integrálnej povahe rovníc poèas výpoètu „zlievajú“ a nedajú sa od seba rozlíši. To však niè nemení na užitoènosti takýchto výpoètov a pozorovaní ani na fascinujúcej schopnosti ¾udského ducha vysvetli aj zdanlivo extrémne vzdialené a nesúvisiace javy sveta okolo nás.
Pozrime sa však na to, ako teda vyzerá pod¾a súèasných predstáv neutrónová hviezda. Poèiatoèné 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 zdokona¾ova a dopåòa 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 naznaèené, netreba pochybova. V prvom rade sa teda ukázalo, že neutrónová hviezda sa nemôže sklada len so samých neutrónov. Na obr. 5 je preh¾ad rôznych teoretických predstáv štruktúry neutrónových hviezd.
Obrázok 5:
Rôzne teoretické prístupy a predstavy o vnútre neutrónových hviezd. Hrúbka jednotlivých vrstiev je z dôvodu preh¾adnosti ilustratívna, nezodpovedá skutoènej relatívnej hrúbke jednotlivých vrstiev hviezdy.
N – vo¾né 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 ve¾mi tenkou vrstvou atómov železa, ktorej hrúbka môže by len nieko¾ko milimetrov až centimetrov. Nasleduje hmota, z ktorej sa skladajú aj biely trpaslíci – rozdrvené atómy, teda atómové jadrá plávajúce v mori vo¾ných elektrónov. Nižšie sa už s rastúcim tlakom zaèínajú uvo¾òova z jadier neutróny, a postupne sa aj jadrá rozpadávajú a hmota je už tvorená vo¾ne 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 zaèiatok. Okrem neutrónov a protónov sa objavia aj ažší partneri elektrónov – mióny (obr. 6).
Obrázok 6:
Nie je tomu tak dávno, èo sa fyzici brodili v záplave rôznych èastíc (je ich známych už nieko¾ko stovák, napr. protón, neutrón...), bez toho aby vedeli ktoré z nich sú naozaj tie najzákladnejšie. Dnes sme už múdrejší – tých naozaj základných èastíc, z ktorých je postavený vesmír, nie je až tak ve¾a. Všetky doteraz známe vidíte na tomto obrázku. Horná èas zobrazuje dve základné skupiny fundamentálnych (teda základných) èastíc – leptóny (medzi ktoré patrí napr. známy elektrón) a kvarky. Z týchto èastíc je podstavený celý svet tak ako ho poznáte – od najmodernejších experimentov v LHC, cez váš poèítaè až po vašu ruku). Spodná èas obrázku vymenúva èastice, ktoré sprostredkovávajú interakcie medzi leptónami a medzi kvarkami. Je to možno prekvapujúce, ale je ich naozaj len tak málo.
Dodal by som, že tento preh¾ad predsa len nie je úplný, je už takmer isté, že existujú ešte aj iné fundamentálne èastice, ale je vysoko pravdepodobné, že ich bude takisto už len ve¾mi 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 èastice sa dajú (a aj sa budú da) “zráta na prstoch ruky”. Nie je náhoda, že napr. aj budhisti tvrdia, že základ prírody je ve¾mi jednoduchý, to len naše nedokonalé zmysly a prístroje ho vnímajú ako extrémne zložitý a mnohotvárny system. Jadroví a èasticoví fyzici ako aj kozmológovia tak prichádzajú k podobným záverom o svete ako napr. budhistickí mnísi, preto aj motto tohto èlánku nebolo vybrané vôbec náhodne…
Takto vyzerá jednoduchá klasická predstava neutrónovej hviezdy. V hlbších èastiach hviezdy to však už nestaèí – hmota má vïaka enormnému tlaku to¾ko energie, že je možná tvorba ešte ažších èastíc – a tu existuje nieko¾ko alternatív. Ve¾mi pravdepodobnou možnosou je, že sa objavia hyperóny (Λ, Σ, Δ, Ξ, a Ω) - ažké a nestabilné èastice podobné nukleónom, ktoré však v neutrónovej hviezde môžu stabilne existova práve vïaka extrémnej hustote, ktorá vo hviezde panuje, a ktorá v jej strede nieko¾konásobne prevyšuje hustotu bežného atómového jadra. Zaujímavou skutoènosou je, že výpoèty ukazujú, že hyperónov je v neutrónovej hviezde viac než neutrónov a že sú vlastne najpoèetnejšími èasticami vo hviezde, a preto je vhodnejšie skôr pomenovanie „hyperónová hviezda“ namiesto pojmu neutrónová (obr. 7).
Obrázok 7:
Podiel jednotlivých druhov èastíc vyjadrený v percentách (a pre lepšiu preh¾adnos v logaritmickej škále) v závislosti od hustoty hmoty (poèet èastíc na 10-45 m3) v modely uvažujúcom nukleóny, hyperóny a leptóny (teda elektróny s miónmi) v stabilnej jadrovej rovnováhe medzi èasticami. V spoèiatku èisto 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), prièom vïaka zákonu zachovania celkovej elektrickej neutrality hmoty zaène klesa podiel leptónov. Pre vyššie hustoty (ktoré sa vyskytujú vo väèšine 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.
Ïalšou možnosou èo 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 èastice hmoty (opä viï obr. 6). Naj¾ahšími 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 urých¾ovaèoch (gluóny sú èastice viažúce kvarky dohromady, z anglického „glue“- lepidlo, zlepi). Ïalšou možnosou je existencia tzv. kaónového kondenzátu. Kaóny sú èastice s celoèíselným spinom (vlastnos èastíc hovoriaca nám o ich správaní sa pri rotáciách v priestore) a teda môžu skondenzova do kompaktného jadra, èím výrazne zmenia štruktúru hviezdy. Dá sa to zjednodušene prirovna k fázovej zmene skupenstva vody, èiže ako keï vodná para skondenzuje na kvapalinu. Podmienkou na vytvorenie takéhoto stavu je dostatoèná energia elektrónov, a súèasné modely v názore na splnenie tejto podmienky zatia¾ nie sú jednoznaèné. Analogicky existuje aj možnos vytvorenia piónového kondenzátu, ktorá tiež ešte nie je jednoznaène uzavretá (pióny sú èastice s rovnakým spinom ako kaóny). Popri všetkých týchto možnostiach existuje aj ïalšia, najšpekulatívnejšia.
Spomenuté kvarky totiž môžu vytvori zatia¾ 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 obyèajná hmota, a teda by bola stabilnejšia. Ak by to bola pravda, tak v urèitej fáze by neutrónová hviezda (èi jej iné varianty) zrazu prudko skolabovala na podivnú hviezdu.
Spoloènou èrtou všetkých spomenutých modelov je ich vplyv na celkové vlastnosti neutrónovej hviezdy. Ak sme schopní vypoèíta charakteristiky hviezd pre daný model a potom ich porovna s astrofyzikálnymi pozorovaniami, je to najlepšia cesta ako niektoré modely potvrdi, upravi èi prípadne úplne zavrhnú. Každý novozahrnutý proces èi èastica prirodzene ovplyvní celý systém. Napríklad uvažovanie hyperónov spôsobí, že èas energie systému sa premení na hmotnos hyperónov (vïaka 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 èastice. Podobný dôsledok majú aj ïalšie spomínané modely, ale každý v rôznej intenzite. Napríklad existencia superstabilnej podivnej kvarkovej hmoty by znížila polomer hviezdy až o viac ako polovicu! Èiže ak by sme našli extrémne malú neutrónovú hviezdu, ktorú už nedokáže popísa ani hyperónový model, bude to silná indícia pre existenciu superstabilnej formy hmoty. Vïaka vypoèítaným vlastnostiam hviezd však dokážeme aj v rámci konkrétnych modelov získa ve¾mi užitoèné informácie o jednotlivých parametroch, ktoré inak nie sme zatia¾ schopní urèi z jadrových experimentov. Tak vlastne môžeme pomocou pozorovaní neutrónových hviezd urèi dodatoèné vlastnosti atómových jadier a získa lepšie predpovede existencie nových zaujímavých jadier. Napríklad máme dobré dôvody predpoklada, že existujú superažké atómové jadrá (s poètom protónov až 124 èi viac – pre porovnanie najažšie stabilné jadro olova ich má len 82), ktoré sú relatívne stabilné. Doposia¾ však nemáme k dispozícii dostatok presných a spo¾ahlivých meraní aby sme mohli vyslovova nejaké konkrétnejšie závery. Ak by však takéto superažké jadrá s dostatoène 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 keïže táto téma je už nad rámec tohto èlánku, vráme sa spä k neutrónovým hviezdam.
Najvhodnejšími objektmi na získanie empirických údajov sú dvojhviezdne systémy, kde aspoò jedna zo zložiek je neutrónová hviezda. Z takéhoto systému sa dá nepriamo vypoèíta už spomenutá hmotnos hviezdy. ažšie je už získa údaj o polomere. Zdrojom informácií sú orbitálne parametre zložiek systému, najmä spolu s vlastnosami vidite¾nej zložky èi akréèneho disku hmoty, ktorú neutrónová hviezda od svojho súputníka nasáva. V súèasnosti sú zatia¾ takto spo¾ahlivo urèené pomery hmotnosti a polomeru len pre nieko¾ko málo neutrónových hviezd, ale situácia by sa mala zaèa meni k lepšiemu. Ïalšou merate¾nou velièinou je tzv. gravitaèný èervený posun na povrchu hviezdy, ktorý vzniká vplyvom extrémnej gravitácie – tá odoberá fotónom opúšajúcim hviezdu energiu, èo sa jednoznaène prejaví na výslednom spektre. Ve¾mi užitoèným zdrojom informácií sú röntgenové a rádiové binárne pulzary (pulzarov poznáme doposia¾ približne 1400), ktoré nám dávajú presnú informáciu aj o rýchlosti rotácie vïaka vysokoenergetickému žiareniu, ktoré v kuže¾och pri každej otoèke zasahuje pozemské detektory a ktoré vzniká vïaka relativistickému vyžarovaniu èastíc hmoty nachádzajúcich sa v rotujúcom silnom magnetickom poli v okolí pulzaru. Vïaka dlhodobejšiemu pozorovaniu rotaèných periód takýchto objektov sme schopní pozorova náhle zmeny, ktoré sú spôsobené „hviezdotraseniami“, a ktoré nám môžu ve¾a prezradi práve o vnútornej štruktúre neutrónovej hviezdy (obr. 8).
Obrázok 8:
Rotácia neutrónových hviezd sa vplyvom slapových síl a ïalších prirodzených procesov (možno napr. aj vyžarovaním experimentálne zatia¾ nepotvrdených gravitaèných vån) rovnomerne spoma¾uje. Obèas 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 vypoèíta aj rýchlos zvuku v neutrónovej hmote, ktorá má priamy súvis so šírením „hviezdotrasných“ vån. Ïalšia zaujímavá možnos vyplýva zo skutoènosti, že neutrónová hviezda už nemá vlastný termojadrový zdroj energie ako klasická „živá“ hviezda, už len pomaly vyžaruje energiu nahromadenú poèas 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 urèi povrchovú teplotu hviezd. Vïaka tomu môžme sledova aj zaujímavý proces ochladzovania neutrónových hviezd, ktorý ve¾mi silno závisí od ich zloženia (najmä od zastúpenia protónov – tzv. Urca proces, a prítomnosti spomínaných piónových a kaónových kondenzátov). Nedávno vïaka pokroku pozorovacej techniky bola dokonca objavená už aj osamotená blízka neutrónová hviezda RX J1856.5-3754 (nie pulzar), èo dodáva nádej, že v blízkej budúcnosti sa zaènú empirické údaje o neutrónových hviezdach rýchlo rozrasta množstvom aj presnosou. 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 zatia¾ s vysokou pravdepodobnosou vylúèili 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 èlovek jeho zanedbate¾nou súèasou, zároveò však i obdivuhodnou, pretože dokáže vo svojej mysli takéto veci obsiahnu a premýš¾a nad nimi. Pozerajme sa smerom k oblohe, aby sme zároveò so žijúcimi a umierajúcimi hviezdami pochopili aj hmotu pod našimi nohami a neuverite¾nú prepojenos všetkého so všetkým. Nepotrebujeme by vedcami ani vedie poèíta sústavy parciálnych diferenciálnych rovníc druhého rádu na to, aby sme pochopili, v akom úžasnom svete žijeme. Napríklad staèí 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] / Upraven: [25. júl 2005 10:51:36] / Poet zobrazen: [10213] |
|
|
 |
|
