- ZŠ - základní škola(vhodné pro žáky základních škol)
- SŠ - střední škola(vhodné pro studenty středních škol)
- VŠ - vysoká škola(rozšířené informace pro studenty vysokých škol)
- bez omezení
Tato funkce je na stránkách Astronomia nová a texty zatím nejsou označené obtížností...
- z celého projektu (Hvězdy)
Bude zobrazeno max. 10 otázek se čtyřmi odpověďmi, z nichž je právě jedna správná.
Tato funkce je na stránkách Astronomia nová, testové otázky jsou přidávány postupně...
Vznik neutronových hvězd
Neutronová hvězda může obecně vzniknout dvěma různými způsoby. Buďto kolapsem velmi hmotné hvězdy, jejíž 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. Rozlišení 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.
Vznik neutronové hvězdy ze supernovy typu II, Ib a Ic
U hvězd s počáteční hmotností větší než 8 do 20 MS a menší než 20 do 20 MS se po dohoření heliové fúze jádro smršťuje více, než je tomu u hvězd málo hmotných (M < 8 do 20 MS).
Teplota roste až do té doby, kdy překročí potřebnou hodnotu k zapálení termonukleární fúze uhlíku. Energie uvolňovaná hořením uhlíku opět na čas zastaví další kontrakci jádra a nastane rovnovážný stav mezi silou gravitační a vztlakovou. Jenže i uhlík se časem vyčerpá – přemění se na neon, helium a kyslík. Vztlaková síla záření poklesne, což vede k další kontrakci. Kontrakce vede k dalšímu zahřívání jádra a vzrůstu tlakové síly záření až do doby, kdy se zažehne fúze neonu. Výsledkem fúze je kyslík a hořčík. Proces se opakuje – pokles vztlakové síly – kontrakce – zvýšení teploty a tlaku – zapálení fúze dalšího prvku, kterým je kyslík. Následuje křemík, jako produkt fúze kyslíku. Nakonec dojde i na fúzi křemíku za produkce železa a niklu.
Dalším jevem, který se ve hvězdě uplatňuje, je ten, kdy těžší prvky klesají směrem do středu a lehčí prvky naopak stoupají směrem k povrchu. Výsledným stavem je rozdělení útrob hvězdy do slupek – v každé slupce se pak nachází v převážné většině pouze jeden prvek. Termonukleární reakce následně probíhají nezávisle na sobě, každá v příslušné slupce. Jednotlivé slupky jsou udržovány v rovnovážném stavu. Železo a nikl produkované při reakcích jsou nejtěžšími prvky a vlastní hmotností klesají směrem ke středu hvězdy. Toto usazování trvá až 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 již dále nedokáže odolávat své vlastní gravitaci a velmi rychle se hroutí.
(zdroj obrázku: en.wikipedia.org)
(zdroj obrázku: en.wikipedia.org)
Hmota ze slupek zaplňuje prázdný prostor po zhrouceném jádru, což ve výsledku vnímáme jako implozi. Tato imploze však netrvá dlouho, řádově sekundy, protože během okamžiku zhroucené jádro uvolní obrovské množství 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.
(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, že svrchní vrstvu tvořenou vodíkem hvězda ztratí ještě 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 němuž je materiál z povrchu hvězdy odnášen. Předchůdci supernov Ib a Ic jsou s velmi velkou pravděpodobností Wolfovy-Rayetovy hvězdy.
