Ugrás a tartalomhoz Lépj a menübe

A neutron csillagok...

2008.07.22

Vznik neutronových hvězd

Neutronová hvězda můľe obecně vzniknout dvěma různými způsoby. Buďto kolapsem velmi hmotné hvězdy, jejíľ počáteční hmotnost se pohybuje v rozmezí od 8 do 20 MS, nebo vývojem binárního systému. Samotný proces vzniku se nazývá výbuch supernovy. Supernovy rozdělujeme do dvou základních skupin, které se pak dále dělí na podtypy – typ I a typ II. Klíčovým hlediskem dělení jsou absorpční čáry prvků ve spektru dané supernovy. Rozliąení mezi typem I a II rozhoduje přítomnost či nepřítomnost absorpčních čar vodíku Balmerovy série ve viditelné části spektra. Dané podtypy pak dělíme na základě přítomnosti jiných prvků (ionizovaného hélia a křemíku) a tvaru světelné křivky.

05_cur
Rozdíl světelných křivek u supernov typu IIP a typu IIL

Vznik neutronové hvězdy ze supernovy typu II, Ib a Ic

U hvězd s počáteční hmotností větąí neľ 8 do 20 MS a menąí neľ 20 do 20 MS se po dohoření heliové fúze jádro smrą?uje více, neľ je tomu u hvězd málo hmotných (M < 8 do 20 MS).

Teplota roste aľ do té doby, kdy překročí potřebnou hodnotu k zapálení termonukleární fúze uhlíku. Energie uvolňovaná hořením uhlíku opět na čas zastaví daląí kontrakci jádra a nastane rovnováľný stav mezi silou gravitační a vztlakovou. Jenľe i uhlík se časem vyčerpá – přemění se na neon, helium a kyslík. Vztlaková síla záření poklesne, coľ vede k daląí kontrakci. Kontrakce vede k daląímu zahřívání jádra a vzrůstu tlakové síly záření aľ do doby, kdy se zaľehne fúze neonu. Výsledkem fúze je kyslík a hořčík. Proces se opakuje – pokles vztlakové síly – kontrakce – zvýąení teploty a tlaku – zapálení fúze daląího prvku, kterým je kyslík. Následuje křemík, jako produkt fúze kyslíku. Nakonec dojde i na fúzi křemíku za produkce ľeleza a niklu.

Daląím jevem, který se ve hvězdě uplatňuje, je ten, kdy těľąí prvky klesají směrem do středu a lehčí prvky naopak stoupají směrem k povrchu. Výsledným stavem je rozdělení útrob hvězdy do slupek – v kaľdé slupce se pak nachází v převáľné větąině pouze jeden prvek. Termonukleární reakce následně probíhají nezávisle na sobě, kaľdá v přísluąné slupce. Jednotlivé slupky jsou udrľovány v rovnováľném stavu. ?elezo a nikl produkované při reakcích jsou nejtěľąími prvky a vlastní hmotností klesají směrem ke středu hvězdy. Toto usazování trvá aľ do doby, kdy je celé hvězdné jádro tvořené z těchto dvou prvků a má hmotnost rovnou hmotnosti Chandrasekharovy meze. Takové jádro s průměrem asi 103 km jiľ dále nedokáľe odolávat své vlastní gravitaci a velmi rychle se hroutí.

05_cibule
Model rozloľení slupek v útrobách hmotné hvězdy
(zdroj obrázku: en.wikipedia.org)

 

05_vrstva
Princip zachování rovnováhy mezi jednotlivými slupkami
(zdroj obrázku: en.wikipedia.org)

Hmota ze slupek zaplňuje prázdný prostor po zhrouceném jádru, coľ ve výsledku vnímáme jako implozi. Tato imploze vąak netrvá dlouho, řádově sekundy, protoľe během okamľiku zhroucené jádro uvolní obrovské mnoľství energie (~1042 J) v podobě neutrin, které rozfouknou implodující hmotu velkou rychlostí (~15 000 km·s-1 ) do okolního prostoru. Výsledkem je zrození neutronové hvězdy z hvězdného jádra a od ní se vzdalující obálky.

05_sn1604.jpg
Pozůstatek supernovy SN 1604 (Keplerova supernova)
(zdroj obrázku: heritage.stsci.edu)

Popsaný proces vzniku neutronové hvězdy je shodný pro jmenované typy supernov, tedy II, Ib a Ic. Rozdílem je jejich spektrum. U typu Ib se předpokládá, ľe svrchní vrstvu tvořenou vodíkem hvězda ztratí jeątě před samotným výbuchem, tím pozorujeme pouze spektrum bez absorpčních čar vodíku. U typu Ic navíc chybí čáry hélia, tedy hvězda musela před výbuchem ztratit první dvě slupky. Ztráta horních slupek je zapříčiněna prudkým slunečním větrem, díky němuľ je materiál z povrchu hvězdy odnáąen. Předchůdci supernov Ib a Ic jsou s velmi velkou pravděpodobností Wolfovy-Rayetovy hvězdy.

 

Hozzászólások

Hozzászólás megtekintése

Hozzászólások megtekintése

Nincs új bejegyzés.