Neutronové hvězdy a kvarkové hvězdy, stejně jako černé díry, jsou vzrušující objekty. Astrofyzika pokročila natolik, aby nám o nich poskytla cenné informace, což nás povzbuzuje k tomu, abychom jim i nadále věnovali pozornost v naději, že kosmologové je budou schopni lépe pochopit a pomohou nám přesněji pochopit proces, který spouští jejich vznik.
V tomto článku vám řekneme vše, co potřebujete vědět o neutronových hvězdách, jejich vlastnostech a původu.
Neutronová hvězda
Ačkoli jsou tyto neutronové a kvarkové hvězdy skutečnými protagonisty tohoto článku, abychom jim porozuměli, musíme si nejprve projít životní cyklus hvězd. Než se však ponoříme do detailů, zdá se důležité uvést naše záměry: v tomto článku nenajdete žádnou rovnici. Nemusíte mít přesné a intuitivní pochopení vzrušujících fyzikálních procesů, které vysvětlují jejich vznik.
Hvězdy vznikají z oblaků prachu a plynu rozptýlených po celém vesmíru. Když hustota jednoho z těchto oblaků dostatečně vzroste, začne na něj působit gravitace, která spustí neúprosný proces zvaný gravitační kontrakce. Tento proces zhušťuje materiál uvnitř oblaku a postupně vytváří malé hvězdy neboli protohvězdy. Tato fáze hvězdného vývoje se nazývá hlavní posloupnost a během ní hvězdy získávají energii gravitační kontrakcí. Kromě toho tento proces a jejich vývoj ovlivňují různé typy hvězd .
Původ
Přibližně 70 % hmotnosti hvězdy tvoří vodík, 24–26 % hélium a zbývajících 4–6 % tvoří kombinace chemických prvků těžších než hélium. Život každé hvězdy je ovlivněn jejím počátečním složením, ale co je důležitější, je hluboce ovlivněn její hmotností, což je jednoduše množství hmoty, které gravitace dokáže akumulovat a kondenzovat v dané oblasti prostoru.
Je zajímavé, že nejhmotnější hvězdy spotřebovávají palivo mnohem rychleji než méně hmotné hvězdy, takže, jak uvidíme v tomto článku, mají kratší životnost a co je nejdůležitější, jsou prudší a velkolepější. Jak gravitační kontrakce zhušťuje materiál obsažený v oblaku, jeho teplota se postupně zvyšuje. Pokud se chcete dozvědět více o jedné z nejstarších a nejvzdálenějších hvězd, doporučujeme navštívit článek o Eärendelu, nejvzdálenější hvězdě pozorované ve vesmíru.
Pokud je množství nahromaděného materiálu dostatečně velké, v jádru se vytvoří tlakové a teplotní podmínky potřebné pro spontánní fúzi vodíkových jader prostřednictvím jaderných fúzních reakcí. Když teplota jádra protohvězdy dosáhne 10 milionů stupňů Celsia, dojde ke vznícení vodíku. V okamžiku, kdy tyto podmínky nastanou, se zapálí jaderná pec a hvězda zahájí fázi zvanou hlavní posloupnost, během níž získává energii z fúze vodíkových jader.
Spojení jádra
Produktem fúze vodíku je nové jádro helia, takže se složení hvězdy začíná měnit. Při tomto procesu se uvolňuje obrovské množství energie a hvězdy jsou nuceny neustále se přizpůsobovat, aby si udržely hydrostatickou rovnováhu. Astrofyzici mají matematické nástroje, které dokáží tento proces popsat s velkou přesností, ale nás zajímá, že hydrostatická rovnováha je hmotnost, která udržuje hvězdu stabilní.
Aby toho bylo dosaženo, je nezbytné, aby koexistovaly a vzájemně se vyvažovaly dvě protichůdné síly. Jednou je gravitační kontrakce, která, jak jsme viděli, stlačuje materiál hvězdy a nemilosrdně ho mačká. Druhou je záření a tlak plynu, které jsou výsledkem zapálení jaderné pece, jež se snaží hvězdu rozpínat. Neustálé přizpůsobování, kterým hvězdy procházejí, když spotřebovávají vodík a produkují nová jádra hélia, udržuje tuto rovnováhu a udržuje na uzdě gravitační kontrakci na jedné straně a záření a tlak plynu na straně druhé.
V tomto procesu je jádro hvězdy nuceno se smršťovat, aby se zvýšila jeho teplota a zabránilo se gravitačnímu kolapsu. Pokud nedokáže udržet rovnováhu v důsledku záření a tlaku plynu, je odsouzeno ke gravitačnímu kolapsu. Pokud je hmotnost hvězdy dostatečně velká, její jádro se zahřeje a stlačí natolik, že po vyčerpání vodíku dojde k fúzi heliového jádra . Od tohoto okamžiku začne proces zvaný trojitá alfa fúze.
Charakteristiky neutronové hvězdy
Tento jev popisuje mechanismus, kterým se tři jádra helia slévají za vzniku uhlíkového jádra, a probíhá při vyšší teplotě, než je teplota fúze jader vodíku. V tomto procesu hvězda nadále spotřebovává své zásoby helia, produkuje uhlíková jádra a znovu se přizpůsobuje, aby udržela dokonalou rovnováhu, opět díky kombinovaným účinkům gravitační kontrakce, záření a tlaku plynu. Tehdy bude nepřetržitě produkovat uhlík.
Když je tento prvek v jádru vyčerpán, znovu se upraví, stlačí a jeho teplota opět stoupne, aby se zabránilo gravitačnímu kolapsu. Od tohoto okamžiku se uhlíkové jádro vznítí procesem jaderné fúze a začne produkovat těžší chemické prvky. Pokud byste se chtěli dozvědět více o tom, jak v této souvislosti vznikají černé díry, zvu vás k přečtení našeho článku o tom, jak vzniká černá díra.
Ačkoli k fúzi uhlíku dochází v bezprostřední horní vrstvě jádra hvězdy, fúze hélia zůstává nezměněna. A nad ní probíhá fúze vodíku. V procesu hvězdné nukleosyntézy – název pro proces, kterým probíhají jaderné reakce v těchto objektech – hvězdy získávají hierarchickou strukturu podobnou cibuli . Nejtěžší prvky jsou v jádru a odtud postupně nacházíme lehčí prvky jeden po druhém.
Hvězdy jsou skutečně zodpovědné za produkci chemických prvků. Kyslík, uhlík, vodík, dusík, vápník a fosfor, které tvoří 99 % naší tělesné hmotnosti, se syntetizují v nich. A chemické prvky, které tvoří zbývající 1 %, se také syntetizují v nich. Hmota, která nás tvoří, nejsme jen my; všechno kolem nás doslova pochází z hvězd.