Gwiazda neutronowa
(→Pulsar) |
|||
| (Nie pokazano 16 wersji utworzonych przez 2 użytkowników) | |||
| Linia 3: | Linia 3: | ||
}} | }} | ||
| − | [[Plik:Neutron star(science).jpg|thumb| | + | [[Plik:Neutron star(science).jpg|thumb|240px| Schemat budowy gwiazdy neutronowej i gwiazdy kwarkowej. Autor: L. Błaszkiewicz]] |
| − | '''Gwiazda neutronowa''' – obiekt astronomiczny (gwiazda zdegenerowana) powstała w wyniku ewolucji gwiazd o dużych masach (~ 8–10 mas Słońca). Powstają podczas wybuchu [[supernowej]] (supernowe Typu II lub Ib) lub kolapsu [[białego karła]] (supernowa Typu Ia) w układach podwójnych. Materia składająca się na gwiazdy neutronowe jest niezwykle gęsta, przy średnicy 10–15 km gwiazdy tego typu mają masę od 1,4 do 2,5 mas Słońca. Łyżeczka materii neutronowej ma ciężar taki sam jak ciało o masie ok. 6 miliardów ton na Ziemi. | + | '''Gwiazda neutronowa''' – obiekt astronomiczny (gwiazda zdegenerowana) powstała w wyniku ewolucji gwiazd o dużych masach (~ 8–10 mas Słońca). Powstają podczas wybuchu [[Supernowa|supernowej]] (supernowe Typu II lub Ib) lub kolapsu [[Biały Karzeł|białego karła]] (supernowa Typu Ia) w układach podwójnych. Materia składająca się na [[gwiazda neutronowa|gwiazdy neutronowe]] jest niezwykle gęsta, przy średnicy 10–15 km gwiazdy tego typu mają masę od 1,4 do 2,5 mas Słońca. Łyżeczka materii neutronowej ma ciężar taki sam jak ciało o masie ok. 6 miliardów ton na Ziemi. |
| − | Istnienie gwiazd neutronowych zostało przewidziane teoretycznie w 1938 roku przez Lwa Landau, oraz niezależnie w 1939 roku przez Waltera Baade’a i Fritza Zwicky'ego. Istnienie gwiazd neutronowych potwierdziło odkrycie [[pulsara]] przez Antony'ego Hewisha i Jocelyn Bell z Uniwersytetu Cambridge w 1967 roku. | + | Istnienie gwiazd neutronowych zostało przewidziane teoretycznie w 1938 roku przez Lwa Landau, oraz niezależnie w 1939 roku przez Waltera Baade’a i Fritza Zwicky'ego. Istnienie gwiazd neutronowych potwierdziło odkrycie [[pulsar|pulsara]] przez Antony'ego Hewisha i Jocelyn Bell z Uniwersytetu Cambridge w 1967 roku. |
| − | [[Plik:Pulsar(science).jpg|thumb| | + | [[Plik:Pulsar(science).jpg|thumb|240px| Schemat budowy pulsara – rotującej i emitującej promieniowanie gwiazdy neutronowej. Autor: L. Błaszkiewicz]] |
==Pulsar== | ==Pulsar== | ||
| − | '''Pulsarem''' nazywamy [[gwiazda neutronowa|gwiazdę neutronową]] wyróżniającą się tym, że wysyła w regularnych, niewielkich odstępach czasu impulsy promieniowania elektromagnetycznego (najczęściej promieniowanie radiowe). | + | '''Pulsarem''' nazywamy [[gwiazda neutronowa|gwiazdę neutronową]] wyróżniającą się tym, że wysyła w regularnych, niewielkich odstępach czasu impulsy [[promieniowanie elektromagnetyczne|promieniowania elektromagnetycznego]] (najczęściej [[promieniowanie radiowe]]). |
| − | Gwałtowne zapadnięcie się jądra gwiazdy musi prowadzić do znacznego wzrostu natężenia pola magnetycznego. Dodatkowo znacznie zwiększa się tempo rotacji gwiazdy, zgodnie z zasadą zachowania momentu pędu. Zakładając, że w chwili wybuchu gwiazda supernowa ma przeciętne pole magnetyczne i przeciętną prędkość obrotu, możemy oczekiwać, że wyłaniająca się z eksplozji gwiazda neutronowa będzie miała pole magnetyczne rzędu 108 Tesli (1012 Gs (Gausów) – pole magnetyczne Ziemi to około 0,5 Gs na powierzchni oraz 25 Gs w okolicach jądra) i okres obrotu rzędu jednej setnej sekundy. | + | Gwałtowne zapadnięcie się jądra gwiazdy musi prowadzić do znacznego wzrostu natężenia pola magnetycznego. Dodatkowo znacznie zwiększa się tempo rotacji gwiazdy, zgodnie z zasadą zachowania momentu pędu. Zakładając, że w chwili wybuchu gwiazda supernowa ma przeciętne pole magnetyczne i przeciętną prędkość obrotu, możemy oczekiwać, że wyłaniająca się z eksplozji [[gwiazda neutronowa]] będzie miała pole magnetyczne rzędu 108 Tesli (1012 Gs (Gausów) – pole magnetyczne Ziemi to około 0,5 Gs na powierzchni oraz 25 Gs w okolicach jądra) i okres obrotu rzędu jednej setnej sekundy. |
Szybki obrót silnego, prawdopodobnie dipolowego, pola magnetycznego powoduje powstanie wokół gwiazdy neutronowej magnetosfery. Ze względu na szybki obrót gwiazdy, stosunkowo niedaleko od jej powierzchni istnieje obszar ograniczający, tzw. "cylinder światła", w którym liniowa prędkość linii pola magnetycznego wirującego razem z gwiazdą osiąga [[prędkość światła]], co przy okresie obrotu rzędu 0,01 sekundy jest możliwe już w odległości około 500 kilometrów od skorupy. Linie pola nie mogą zmieniać swego położenia z prędkością większą od [[prędkość światła|prędkości światła]], co oznacza, że nie mogą rozciągać się na odległość większą niż promień cylindra, ulegając ściśnięciu na granicy tego obszaru. | Szybki obrót silnego, prawdopodobnie dipolowego, pola magnetycznego powoduje powstanie wokół gwiazdy neutronowej magnetosfery. Ze względu na szybki obrót gwiazdy, stosunkowo niedaleko od jej powierzchni istnieje obszar ograniczający, tzw. "cylinder światła", w którym liniowa prędkość linii pola magnetycznego wirującego razem z gwiazdą osiąga [[prędkość światła]], co przy okresie obrotu rzędu 0,01 sekundy jest możliwe już w odległości około 500 kilometrów od skorupy. Linie pola nie mogą zmieniać swego położenia z prędkością większą od [[prędkość światła|prędkości światła]], co oznacza, że nie mogą rozciągać się na odległość większą niż promień cylindra, ulegając ściśnięciu na granicy tego obszaru. | ||
| − | Cząstki poruszające się wewnątrz magnetosfery są przyspieszane do prędkości relatywistycznych i wysyłają [[promieniowanie]] wewnątrz wąskiego stożka wzdłuż kierunku linii. Energia ta może być wypromieniowywana w całym zakresie widmowym - od promieniowania gamma do promieniowania radiowego. Model taki, nazywany modelem "latarni morskiej", jest powszechnie przyjętym opisem mechanizmu emisji promieniowania elektromagnetycznego pulsarów. | + | Cząstki poruszające się wewnątrz magnetosfery są przyspieszane do prędkości relatywistycznych i wysyłają [[promieniowanie]] wewnątrz wąskiego stożka wzdłuż kierunku linii. Energia ta może być wypromieniowywana w całym zakresie widmowym - od [[promieniowanie gamma|promieniowania gamma]] do [[promieniowanie radiowe|promieniowania radiowego]]. Model taki, nazywany modelem "latarni morskiej", jest powszechnie przyjętym opisem mechanizmu emisji promieniowania elektromagnetycznego [[pulsar|pulsarów]]. |
==Planety wokół pulsarów== | ==Planety wokół pulsarów== | ||
| − | Regularność błysków pulsarów ma swoje źródło w regularności okresu obrotowego gwiazdy neutronowej. Dzięki swojej olbrzymiej masie (rzędu masy Słońca) okres obrotowy gwiazd neutronowych dorównuje stabilnością zegarom atomowym. Tak wielka stabilność okresu obrotowego miała kluczowe znaczenie dla odkrycia [[ | + | Regularność błysków pulsarów ma swoje źródło w regularności okresu obrotowego gwiazdy neutronowej. Dzięki swojej olbrzymiej masie (rzędu masy Słońca) okres obrotowy gwiazd neutronowych dorównuje stabilnością zegarom atomowym. Tak wielka stabilność okresu obrotowego miała kluczowe znaczenie dla odkrycia [[egzoplaneta|planet pozasłonecznych]] ([[egzoplaneta|egzoplanet]]), w tym pierwszych odkrytych przez Aleksandra Wolszczana wokół pulsara PSR 1257+12 w gwiazdozbiorze Panny. |
| + | |||
==Gwiazda kwarkowa== | ==Gwiazda kwarkowa== | ||
'''Gwiazdą kwarkową''' (gwiazdą dziwną) określamy hipotetyczny typ gwiazdy zbudowanej z materii dziwnej. Istnienie takiej ultragęstej materii jest spekulowane wewnątrz bardzo masywnych gwiazd neutronowych. | '''Gwiazdą kwarkową''' (gwiazdą dziwną) określamy hipotetyczny typ gwiazdy zbudowanej z materii dziwnej. Istnienie takiej ultragęstej materii jest spekulowane wewnątrz bardzo masywnych gwiazd neutronowych. | ||
| − | Gwiazdy kwarkowe mogą być gęstsze niż [[gwiazda neutronowa|gwiazdy neutronowe]], ich rozmiar może mieścić się między 5-10 km (10-14 km dla gwiazdy neutronowej). Gwiazdy kwarkowe mogą być więc bardzo zwartymi obiektami, stanowiącymi stan pośredni pomiędzy [[czarną dziurą]] a gwiazdą neutronową. | + | Gwiazdy kwarkowe mogą być gęstsze niż [[gwiazda neutronowa|gwiazdy neutronowe]], ich rozmiar może mieścić się między 5-10 km (10-14 km dla gwiazdy neutronowej). Gwiazdy kwarkowe mogą być więc bardzo zwartymi obiektami, stanowiącymi stan pośredni pomiędzy [[Czarna dziura|czarną dziurą]] a [[gwiazda neutronowa|gwiazdą neutronową]]. |
| + | |||
| + | == Gwiazdy neutronowe w literaturze == | ||
== Linki zewnętrzne == | == Linki zewnętrzne == | ||
* http://www.astro.umd.edu/~miller/nstar.html | * http://www.astro.umd.edu/~miller/nstar.html | ||
* http://cronodon.com/SpaceTech/NeutronStar.html | * http://cronodon.com/SpaceTech/NeutronStar.html | ||
Aktualna wersja na dzień 20:36, 30 lis 2012
| LEKSYKON FANTASTYKI | |
| science | |
.jpg)
Gwiazda neutronowa – obiekt astronomiczny (gwiazda zdegenerowana) powstała w wyniku ewolucji gwiazd o dużych masach (~ 8–10 mas Słońca). Powstają podczas wybuchu supernowej (supernowe Typu II lub Ib) lub kolapsu białego karła (supernowa Typu Ia) w układach podwójnych. Materia składająca się na gwiazdy neutronowe jest niezwykle gęsta, przy średnicy 10–15 km gwiazdy tego typu mają masę od 1,4 do 2,5 mas Słońca. Łyżeczka materii neutronowej ma ciężar taki sam jak ciało o masie ok. 6 miliardów ton na Ziemi.
Istnienie gwiazd neutronowych zostało przewidziane teoretycznie w 1938 roku przez Lwa Landau, oraz niezależnie w 1939 roku przez Waltera Baade’a i Fritza Zwicky'ego. Istnienie gwiazd neutronowych potwierdziło odkrycie pulsara przez Antony'ego Hewisha i Jocelyn Bell z Uniwersytetu Cambridge w 1967 roku.
.jpg)
Spis treści |
[edytuj] Pulsar
Pulsarem nazywamy gwiazdę neutronową wyróżniającą się tym, że wysyła w regularnych, niewielkich odstępach czasu impulsy promieniowania elektromagnetycznego (najczęściej promieniowanie radiowe).
Gwałtowne zapadnięcie się jądra gwiazdy musi prowadzić do znacznego wzrostu natężenia pola magnetycznego. Dodatkowo znacznie zwiększa się tempo rotacji gwiazdy, zgodnie z zasadą zachowania momentu pędu. Zakładając, że w chwili wybuchu gwiazda supernowa ma przeciętne pole magnetyczne i przeciętną prędkość obrotu, możemy oczekiwać, że wyłaniająca się z eksplozji gwiazda neutronowa będzie miała pole magnetyczne rzędu 108 Tesli (1012 Gs (Gausów) – pole magnetyczne Ziemi to około 0,5 Gs na powierzchni oraz 25 Gs w okolicach jądra) i okres obrotu rzędu jednej setnej sekundy. Szybki obrót silnego, prawdopodobnie dipolowego, pola magnetycznego powoduje powstanie wokół gwiazdy neutronowej magnetosfery. Ze względu na szybki obrót gwiazdy, stosunkowo niedaleko od jej powierzchni istnieje obszar ograniczający, tzw. "cylinder światła", w którym liniowa prędkość linii pola magnetycznego wirującego razem z gwiazdą osiąga prędkość światła, co przy okresie obrotu rzędu 0,01 sekundy jest możliwe już w odległości około 500 kilometrów od skorupy. Linie pola nie mogą zmieniać swego położenia z prędkością większą od prędkości światła, co oznacza, że nie mogą rozciągać się na odległość większą niż promień cylindra, ulegając ściśnięciu na granicy tego obszaru. Cząstki poruszające się wewnątrz magnetosfery są przyspieszane do prędkości relatywistycznych i wysyłają promieniowanie wewnątrz wąskiego stożka wzdłuż kierunku linii. Energia ta może być wypromieniowywana w całym zakresie widmowym - od promieniowania gamma do promieniowania radiowego. Model taki, nazywany modelem "latarni morskiej", jest powszechnie przyjętym opisem mechanizmu emisji promieniowania elektromagnetycznego pulsarów.
[edytuj] Planety wokół pulsarów
Regularność błysków pulsarów ma swoje źródło w regularności okresu obrotowego gwiazdy neutronowej. Dzięki swojej olbrzymiej masie (rzędu masy Słońca) okres obrotowy gwiazd neutronowych dorównuje stabilnością zegarom atomowym. Tak wielka stabilność okresu obrotowego miała kluczowe znaczenie dla odkrycia planet pozasłonecznych (egzoplanet), w tym pierwszych odkrytych przez Aleksandra Wolszczana wokół pulsara PSR 1257+12 w gwiazdozbiorze Panny.
[edytuj] Gwiazda kwarkowa
Gwiazdą kwarkową (gwiazdą dziwną) określamy hipotetyczny typ gwiazdy zbudowanej z materii dziwnej. Istnienie takiej ultragęstej materii jest spekulowane wewnątrz bardzo masywnych gwiazd neutronowych. Gwiazdy kwarkowe mogą być gęstsze niż gwiazdy neutronowe, ich rozmiar może mieścić się między 5-10 km (10-14 km dla gwiazdy neutronowej). Gwiazdy kwarkowe mogą być więc bardzo zwartymi obiektami, stanowiącymi stan pośredni pomiędzy czarną dziurą a gwiazdą neutronową.
