Neutronska zvezda

S Vikipedije, slobodne enciklopedije
Zračenje iz pulsara PSR B1509-58, neutronske zvezde koja se brzo okreće, uzrokuje sijanje obližnjeg gasa u Rendgenskim zracima (zlatno, od Čandra) i osvetljava ostatak magline, ovde prikazano u infracrvenoj oblasti (plavo i crveno, sa WISE).
Prvo opažanje neutronske zvezde u vidljivoj svetlosti. U pitanju je neutronska zvezda RX J185635-3754.
Model neutronske zvezde

Neutronska zvezda je vrsta zvezde, ili preciznije zvezdanog ostatka, koja može da nastane usled gravitacionog urušenja masivne zvezde tokom supernove.[1] Neutronske zvezde su sačinjene gotovo isključivo od neutrona, subatomskih čestica bez naelektrisanja i gotovo iste mase kao proton. Ove zvezde imaju veliku temperaturu (oko milion Kelvina)[2] zbog velike gustine, a dalje urušavanje zvezde je onemogućeno usled Paulijevog principa isključenja. Ovaj princip govori da dve čestice (u ovom slučaju dva neutrona) ne mogu da istovremeno budu u istom kvantom stanju. Neutronske zvezde su prvo teorijski predviđene 1933. od strane Valtera Badea i Frica Cvikija, a pronađene su 1967. godine kao pulsari.

Neutronske zvezde imaju masu istog reda veličine kao i Sunce.[3][4] Njihova veličina (poluprečnik) je reda veličine 10 km, tj. 70000 puta su manje od Sunca. Tako je masa neutronske zvezde sadržana u zapremini približno 1014 puta manjoj nego što je Sunčeva, a srednja gustina mase može biti 1014 puta veća nego gustina Sunca. Tako gusta materija se ne može proizvesti u laboratoriji. Neutronske zvezde su najgušći poznati objekti. To odgovara gustini atomskog jezgra. Tako da se i neutronska zvezda se može smatrati ogromnim atomskim jezgrom, vezanim gravitacionom silom.[5][6]

Zbog njene male veličine i velike gustine, neutronska zvezda poseduje površinsko gravitaciono polje koje je za 2×1011 veće od Zemljinog. Jedna od mera za gravitaciju je i izlazna brzina, tj. brzina koju treba dati nekom telu da bi ono moglo izaći iz gravitacionog polja u beskonačnost. Za neutronsku zvezdu takve brzine su tipično oko 100.000 km/s, što čini 1/3 brzine svetlosti. Obratno: telo koje pada na površinu neutronske zvezde bi se sudarilo sa zvezdom takođe pri brzini od 100.000 km/s. Sa ljudskog gledišta, ako bi prosečno ljudsko biće došlo u dodir sa neutronskom zvezdom, sudarili bi se tako žestoko da bi to proizvelo nuklearnu eksploziju od 100 megatona.

Neutronske zvezde su jedne od nekoliko mogućih krajnjih tačaka evolucije zvezda, pa se ponekad zato i zove mrtvom zvezdom. Nastaju pri eksploziji supernove kao ostatak masivne zvezde (supernova tipa II ili Ib), ili kao ostatak urušavajućeg belog patuljka od supernove tipa Ia. Neutronske zvezde su obično prečnika oko 20 km i imaju masu koja je za 1,4 puta veća od Sunčeve (Čandrasekarova granica, ispod koje bi umesto toga bile beli patuljci), ali i manju masu od oko 3 mase Sunca (inače bi bile crne rupe), te se okreću vrlo brzo (jedna revolucija može trajati čak od 30 sekundi do stotine sekundi).[7][8][9][10]

Materija na površini neutronske zvezde se sastoji od nukleusa i jonizovanih elektrona. Zvezdina „atmosfera” je oko 1 m debljine, ispod koje se nalazi čvrsta „kora”. U unutrašnjosti se nalazi jezgro sa rastućim brojem neutrona. Takvi nukleusi bi se brzo raspali na Zemlji, ali se održavaju u stabilnom stanju zahvaljujući velikim pritiscima. Još dublje, nalazi se tačka zvana tačka neutronskog curenja gde slobodni neutroni ističu iz jezgra. U ovoj oblasti postoje jezgra, slobodni elektroni i slobodni neutrone. Nukleusi postaju sve manji i manji sve dok ne dosegnu jezgro, prema definiciji tačke gde zajedno nestaju. Tačna priroda superguste materije u jezgru još nije sasvim razjašnjena. Neki istraživači označavaju ovu teoretsku materiju kao neutronijum, mada ovaj termin može dovesti u nedoumicu i češće se koristi u naučnoj fantastici. To može biti supertečna mešavina neutrona sa nekoliko protona i elektrona, ali i druge visokoenergetske čestice poput piona i kaona mogu biti prisutne, pa čak i subatomska kvarkna materija. Ipak takva zapažanja još nisu otišla daleko i nisu dokazana.

Nastanak[uredi | uredi izvor]

Neutronske zvezde su jedan od mogućih krajnjih stadijuma zvezdane evolucije. U eksploziji supernove jezgro zvezde se urušava i nastaje zvezdani objekat dosta manje mase u odnosu na masu prvobitne zvezde. Neutronske zvezde imaju masu od 1,4 do približno 3 mase Sunca. Zvezdani ostaci mase ispod Čandrasekarove granice (1,4 mase Sunca) su beli patuljci, a sa preko 3 mase Sunca nastaju crne rupe.

Prilikom eksplozije supernove, jezgro zvezde koje se urušava i od kojeg nastaje neutronska zvezda zadržava veliki deo svog ugaonog momenta. Kako sad ima samo mali deo svog nekadašnjeg prečnika, novonastala neutronska zvezda ima veoma veliku brzinu okretanja. Raspon perioda okretanja kod ovih zvezda se kreće od 1,4 milisekunde do 30 sekundi.

Usled zračenja energije na račun okretne energije, neutronska zvezda vremenom polako usporava svoje okretanje. Brzina usporavanja je izuzetno mala, i iznosi od 10-12 do 10-12 sekundi po veku. Sporije usporavaju neutronske zvezde sa slabijim magnetskim poljem.

Svojstva[uredi | uredi izvor]

Neutronske zvezde imaju masu veću od 1,4 mase Sunca, a njihov prečnik je reda veličine 10 km, tj. oko 70.000 puta manje od prečnika Sunca. Ovo znači da je srednja gustina 1014 puta veća od Sunčeve. Jedna kašičica materija sa neutronske zvezde (5 mililitara) bi imala masu od 5×1012 kilograma, tj. oko 15 puta veću masu od mase svih živih ljudi na planeti.

Kako ovi objekti imaju zvezdane mase, a jako male prečnike, njihovo gravitaciono polje je izuzetno snažno. Kosmička brzina, koja govori kolika je potrebna brzina tela da bi se ono oslobodilo gravitacionog uticaja nebeskog tela, za neutronske zvezde iznosi oko 100.000 km/s, što je trećina od brzine svetlosti. Telo koje bi palo sa visine od samo jednog metra, udarilo bi površinu neutronske zvezde brzinom od oko 2000 km/s.[11]

Temperatura unutar novonastale neutronske zvezde je preko 100 milijardi Kelvina.[2] Ipak, ogroman broj neutrina koje ova zvezda u početku odašilje brzo odnosi veliki deo energije, tako da se temperatura za svega nekoliko godina spušta na oko milion Kelvina. I pri tolikoj temperaturi, najveći deo zračenja zvezda odašilje u oblasti iks zraka. Što se tiče vidljive svetlosti, približno ista energija se zrači u svim delovima vidljivog spektra tako da neutronska zvezda izgleda bela kad se posmatra u vidljivom delu spektra.

Otkriće[uredi | uredi izvor]

Godine 1932. Ser Džejms Čedvik (engl. Sir James Chadwick) je otkrio neutron, novu subatomsku česticu, za čega je dobio Nobelovu nagradu 1935. godine.

Svega godinu dana kasnije, 1933. godine, Valter Bade (nem. Walter Baade) i Fric Cviki (nem. Fritz Zwicky) su pretpostavili postojanje zvezde sastavljene od neutrona. Tragajući za objašnjenjem nastanka supernove, mislili su da one stvaraju zvezde sačinjene od neutrona. Supernove su zvezde koje se iznenada pojavljuju na nebu i koje mogu svojim sjajem obasjavati celu galaksiju danima i sedmicama. Bade i Cviki su korektno pretpostavili da oslobađanje gravitacione energije veze neutronskih zvezda pokreće supernovu: „U procesu nastanka supernove masa se uveliko poništava”. Ako centralni deo masivne zvezde pre njenog sažimanja sadrži npr. 3 solarne mase, neutronska zvezda od 2 solarne mase se ne može formirati. Energija veze E takve neutronske zvezde, kada se izražava u jedinicama mase preko izraza E=mc2, je jednaka 1 solarnoj masi. Ovo je konačno energija koja pokreće supernovu.

Godine 1967. Džoselin Bel (engl. Jocelyn Bell) i Entoni Hjuiš (engl. Antony Hewish) su otkrili radio-pulseve nekog pulsare, i time potvrdili pretpostavku o postojanju neutronskih zvezda. To je kasnije protučamčeno da vodi poreklo od izolovane, okretne, neutronske zvezde. Izvor energije je energija okretne neutronske zvezde. Najveći broj poznatih neutronskih zvezda su ovog tipa.

Godine 1971. Rikardo Điakoni, Herbert Gursky, Ed Kelog, R. Levinson, E. Šrajer i H. Tananbaum su otkrili pulsiranja s periodom od 4,8 s u izvoru rendgenskog zračenja u sazvežđu Kentaur, Ken X-3. Oni su ovo protumačili kao ishod okretanja užarene neutronske zvezde u orbiti oko druge zvezde. Izvor energije je gravitacioni i proishodi iz „kiše” gasa koja pada na površinu neutronske zvezde.

Posebne vrste neutronskih zvezda[uredi | uredi izvor]

  • Raspršivač X-zraka - neutronska zvezda sa dvojnim pratiocem male mase iz koje se materija gomila što prouzrokuje nepravilna raspršenja energije sa površine neutronske zvezde.
  • Pulsari - neutronska zvezda čija osa magnetnog polja posle svake rotacije se uperi ka Sunčevom sistemu, tako da mi dobijamo pravilno periodične impulse zračenja sa ove zvezde. Kaže se da su pulsari svemirski svetionici.
  • Magnetari - neutronska zvezda sa izuzetno jakim magnetskim poljem, koje odašilje najviše zraka u gama spektru.

Neutronske zvezde se okreću ekstremno brzo nakon njihovog stvaranja usled održanja ugaonog momenta; kao što klizač na ledu pokreće svoje ruke, pa se sporo okretanje prvobitnog zvezdinog jezgra ubrzava dok se ona skuplja. Novonastala neutronska zvezda može da se okreće i do nekoliko puta u sekundi, a ponekad, kada orbitiraju oko druge zvezde i kada su u stanju da gomilaju materiju iz nje, mogu je povećavati i do nekoliko hiljada puta u sekundi, menjajući oblik u spljošteni sferoid uprkos njihovoj sopstvenoj ogromnoj gravitaciji (ekvatorijalno ispupčenje).

Vremenom neutronske zvezde usporavaju svoje kretanje, jer njihova okretna magnetna polja zrače energiju; starijim neutronskim zvezdama treba nekoliko sekundi ili minuta za svaku revoluciju. Brzina pri kojoj neutronska zvezda usporava svoje okretanje je obično stalna i veoma mala: uočene brzine su oko 10-12 i 10-19 sekundi za svaki vek. Drugim rečima, neutronska zvezda koja sada okreće za 1 s će se okretati 1,000000000001 s nakon jednog veka. Ponekad neutronska zvezda pretrpi grešku: brzo i neočekivano povećanje njene brzine okretanja (iste ekstremno male veličine dok se konstanta usporava). Greške se smatraju efektima unutrašnjeg preslaganja materije koja sačinjava neutronsku zvezdu, nešto poput zvezdanih potresa (zvezdotresa). Takav zvezdani potres bi se registrovao kao potres jačine 20 ili 25 stepeni Rihterove skale.

Neutronske zvezde takođe imaju vrlo jaka magnetna polja koja su oko 1012 jača od Zemljinih. Neutronske zvezde mogu „pulsirati” zbog elektrona koji se ubrzavaju u blizini magnetnih polova, a koji se ne svrstavaju u red sa osom okretanja zvezde. Ovi elektroni putuju prema spoljnoj strani iz neutronske zvezde, sve dok ne dosegnu tačku u kojoj bi bili prisiljeni da putuju brže od brzine svetlosti da bi se još okretali oko zvezde. Na ovom poluprečniku, elektroni se moraju zaustaviti, te osloboditi nešto od svoje kinetičke energije u obliku X-zraka ili gama-zraka. Spoljni posmatrači vide ove pulseve zračenja kad je vidljiv i magnetni pol. Pulsevi dolaze istom brzinom kojom se okreće i neutronska zvezda, pa se stoga pojavljuju periodično. Neutronske zvezde koje emitiraju takve pulseve se zovu pulsari.

Kada su pulsari prvi put otkriveni, brza vremenska skala radio-pulseva (oko 1 s, retko u astronomiji danas), se smatrala da je uzrokovana od strane zemaljske inteligencije (kakvi su signali farmerske električne ograde) ili vanzemaljske inteligencije, koja se kasnije u šali tumačila kao LGM-1, tj. Little Green Man (Mali zeleni ljudi). Visoko regularni dijagram pulseva koji je obelodanjen nakon nekoliko nedelja opservacija je brzo isključio ovu opciju. Nastavljena regularnost nakon mnogo meseci je bila najiznuđeniji argument za objašnjenje okrećuće neutronske zvezde.

Druga klasa neutronskih zvezda su poznati kao magnetari. Oni imaju magnetska polja od preko 10 gigatesla jačine, tj. dovoljno su jaki da mogu izbrisati kreditnu karticu sa Sunčeve udaljenosti i dovoljno jaki da mogu biti kobni i sa Mesečeve udaljenosti. Poređenja radi, Zemljino prirodno magnetno polje je jačine 50 mikrotesla, pa je na Zemlji smrtonosno magnetno polje samo teoretska mogućnost. Neka od najjačih polja se proizvode i koriste stvarno u medicinskom slikanju. Mali magnet načinjen od retkoga neodijuma ima magnetno polje od 1 tesle, te većina medija koji se koriste za čuvanje podataka se može izbrisati jačinom izraženom u militeslama.

Procesi u magnetaru uključuju komplikovane linije polja okretanja neutronske zvezde, sve dok ne postanu izuzetno guste, što uzrokuje rezonantno magnetno polje.

Vidi još[uredi | uredi izvor]

Референце[uredi | uredi izvor]

  1. ^ Glendenning, Norman K. (2012). Compact Stars: Nuclear Physics, Particle Physics and General Relativity (illustrated изд.). Springer Science & Business Media. стр. 1. ISBN 978-1-4684-0491-3. 
  2. ^ а б „Introduction to neutron stars”. Приступљено 25. 1. 2009. 
  3. ^ Özel, Feryal; Psaltis, Dimitrios; Narayan, Ramesh; Santos Villarreal, Antonio (септембар 2012). „On the Mass Distribution and Birth Masses of Neutron Stars”. The Astrophysical Journal. 757 (1): 13. Bibcode:2012ApJ...757...55O. S2CID 119120778. arXiv:1201.1006 Слободан приступ. doi:10.1088/0004-637X/757/1/55. 
  4. ^ Chamel, N.; Haensel, Paweł; Zdunik, J. L.; Fantina, A. F. (19. 11. 2013). „On the Maximum Mass of Neutron Stars”. International Journal of Modern Physics. 1 (28): 1330018. Bibcode:2013IJMPE..2230018C. S2CID 52026378. arXiv:1307.3995 Слободан приступ. doi:10.1142/S021830131330018X. 
  5. ^ Rezzolla, Luciano; Most, Elias R.; Weih, Lukas R. (2018). „Using Gravitational-wave Observations and Quasi-universal Relations to Constrain the Maximum Mass of Neutron Stars”. The Astrophysical Journal. 852 (2): L25. Bibcode:2018ApJ...852L..25R. S2CID 119359694. arXiv:1711.00314 Слободан приступ. doi:10.3847/2041-8213/aaa401. 
  6. ^ Seeds, Michael; Backman, Dana (2009). Astronomy: The Solar System and Beyond (6th изд.). Cengage Learning. стр. 339. ISBN 978-0-495-56203-0. 
  7. ^ Tolman, R. C. (1939). „Static Solutions of Einstein's Field Equations for Spheres of Fluid”. Physical Review. 55 (4): 364—373. Bibcode:1939PhRv...55..364T. doi:10.1103/PhysRev.55.364. 
  8. ^ Oppenheimer, J. R.; Volkoff, G. M. (1939). „On Massive Neutron Cores”. Physical Review. 55 (4): 374—381. Bibcode:1939PhRv...55..374O. doi:10.1103/PhysRev.55.374. 
  9. ^ „Neutron Stars” (PDF). www.astro.princeton.edu. Приступљено 14. 12. 2018. 
  10. ^ Douchin, F.; Haensel, P. (децембар 2001). „A unified equation of state of dense matter and neutron star structure”. Astronomy & Astrophysics. 380 (1): 151—167. Bibcode:2001A&A...380..151D. ISSN 0004-6361. S2CID 17516814. arXiv:astro-ph/0111092 Слободан приступ. doi:10.1051/0004-6361:20011402. 
  11. ^ http://en.allexperts.com/q/Astronomy-1360/Neutron-Stars-2.htm Arhivirano na sajtu Wayback Machine (23. maj 2009). Pristupljeno 25.01.2009

Literatura[uredi | uredi izvor]

Spoljašnje veze[uredi | uredi izvor]

Neutronska zvezda na Vikimedijinoj ostavi.
Preuzeto iz „https://sr.wikipedia.org/w/index.php?title=Неутронска_звезда&oldid=27552951”